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La Ceinture des astéroïdes

Les astéroïdes Troyens (IV)

De part et d'autre de Jupiter, sur les célèbres points d'équilibre de Lagrange, se trouvent les astéroïdes Troyens. Ils se divisent en deux groupes, chacun formant un angle de 60° avec le Soleil. Il s'agit de deux zones de stabilité gravifique dans lesquelles les astéroïdes peuvent conserver une orbite stable, en équilibre sous l’influence conjuguée de Jupiter et du Soleil. Le groupe Achille se trouve en avant de Jupiter (Point L4 de Lagrange) et Patrocle en retrait (point L5).

Au 1er janvier 2000, les astronomes en avaient découvert 257 qui brillent à la magnitude moyenne de 16. En 2016 on dénombrait plus de 6200 astéroïdes Troyens dont les deux-tiers sont situés sur le point de Lagrange L4 et un tiers sur le point de Lagrange L5. Une étude photographique indiquerait qu'il existe environ 240000 corps dont le diamètre est supérieur à 2 km et environ 600000 corps de plus de 1 km de diamètre.

Ces astéroïdes sont des chondrites carbonées auxquels se mêlent quelques aérosidérolites. Parmi ceux-ci, citons Hector qui mesure environ 370 x 195 km.

A voir : Simulation des interactions entre Jupiter, les astéroïdes Troyens et la Terre

Les poins de Lagrange

A gauche, les lignes de contours du potentiel effectif induit par l'énergie des corps liés gravitationnellement et de la force centrifuge autour des points de Lagrange L1 à L5 représentant des zones de stabilité gravifique. Les flèches rouges indiquent un gradient de potentiel attractif, les flèches bleues un gradient de potentiel répulsif. Voici la section de Poincaré montrant les zones de résonances et les zones chaotiques (librations). Un astre gravitant dans l'un des points L1 à L5 gravite dans une zone stable. Une figure similaire existe autour de toutes les planètes. Au centre et à droite, simulation de l'évolution des astéroïdes Troyens autour de Jupiter (en vert). Cliquer sur l'image de droite pour lancer l'animation (Mpeg de 3.2 Mb). Documents Xander89/Wikipedia, Kazuyuki Tanaka, Petr Scheirich et Paul Wiegert.

Etant donné que des points de Lagrange existent autour de toutes les planètes et même autour des lunes les plus massives, vous ne serez pas étonnés d'apprendre qu'il existe au moins 5 astéroïdes Troyens non associés à Jupiter :

-  Eurêka de 3 km de diamètre qui est gravitationnellement lié à Mars

-  2001 QR322 qui est lié à Neptune

-  Télesto (point L4) et Calypso (point L5) associés à Téthys (Saturne)

-  Hélène (point L4) gravitant près de Dionée (Saturne)

-  Cruithne associé à la Terre.

Autres familles et groupes d'astéroïdes

Sur base de leurs paramètres orbitaux (demi-grand axe, excentricité et inclinaison), plusieurs utres familles ou groupes composent la Ceinture principale dont un diagramme simplifié est présenté à droite :

Distributions des astéroïdes. Adapté de l'Encyclopaedia Britannica.

 - Le groupe Hungaria. Ce groupe est nommé d’après l'astéroïde Hungaria qui présente un diamètre de 11 km. Ces astéroïdes orbitent entre 1.78 UA et 2 UA du Soleil et présentent une période orbitale d’environ 2.5 ans. Ils ont une excentricité ≤ 0.18 et une inclinaison comprise entre 16° et 34° et sont en résonance 9:2 avec Jupiter et 3:2 avec Mars.

- La famille de Flore. Cette famille a été nommé d’après l’astéroïde Flore qui mesure 140 km de diamètre et qui représente environ 80% de la masse totale de cet ensemble. Ce petit groupe résulterait de l'accrétion de fragments créés suite à l'impact ou aux impacts d'un corps plus massif. Cette famille orbite entre 2.17 UA et 2.33 UA du Soleil. Leur excentricité est à l'étude.

L’un de ses membres est Gaspra qui fut visité en 1991 par la sonde Galileo en route vers Jupiter. Les nombreux cratères visibles à sa surface suggèrent que cette famille est âgée d'environ 200 millions d’années.

- Le groupe de Cybèle. Ce groupe d'astéroïdes orbite dans la partie externe de la Ceinture principale et ses membres présentent un demi-grand axe compris entre 3.27 UA et 3.70 UA. Il a été nommé d'après l'astéroïde Cybele. Ce groupe résulterait de la désagrégation d’un gros astéroïde et comprend notamment les objets Sylvia, Pretoria et Hermione.

- Le groupe Hilda. Les membre de ce groupe sont en résonance 3:2 avec Jupiter. Ils orbitent entre 3.70 UA et 4.20 UA du Soleil sur des orbites elliptiques, justifiant le terme de groupe et non de famille. La particularité orbitale de ce groupe est de présenter à tout moment une configuration triangulaire qui semble stable à long terme.

Enfin, il existe d'autres groupements moins significatifs comme les groupes de Phocaea, de Griqua, la famille de Nysa, les zones des astéroïdes EGA de Koronis, Pallas ainsi que les zones d'Eos et de Thémis sans oublier les géocroiseurs (NEO et NEA) sur lesquels nous reviendrons.

Les lacunes

Bien que la plupart des astéroïdes se concentrent dans un anneau situé entre l’orbite de Mars et de Jupiter, leur distribution au sein de celui-ci n’est pas régulière. Il existe quatre zones vides d’astéroïdes, appelées les “lacunes de Kirkwood” en hommage à l’astronome américain qui les découvrit en 1867, dans lesquelles la distribution des astéroïdes n’est pas aléatoire. Grâce aux ordinateurs et au concept génial d’espace des phases de Poincaré, Dermott et Murray[4] ont démontré en 1983 que ces lacunes coïncidaient avec des zones de résonances gravitationnelles, où l’influence de Jupiter interdisait à tout corps de se maintenir.

Les équations du mouvement des astéroïdes n’étant pas linéaires - pas plus que celles des planètes sur plusieurs millions d’années -, sur base des équations de la dynamique non linéaire de telles lacunes sont presque toujours voisines de zones très instables, dites chaotiques.

Malgré cela, la ceinture externe d’astéroïdes prouve qu’ils peuvent se maintenir dans des zones de résonance pendant quelques centaines de milliers d’années[5]. Ces orbites sont remarquables car elles occupent des emplacements où la période de révolution est un sous-multiple entier de celle de Jupiter; la planète exerçant une force telle qu’un astre situé à cet endroit serait détruit ou expulsé. Ces lacunes se situent respectivement à 2.5 UA (lacune d’Hestia, période 1/3 de celle de Jupiter), 2.8 UA (2/5), 3.0 UA (3/7) et 3.2 UA (lacune d’Hécube, période 1/2). Ce phénomène de résonance n’est pas propre à Jupiter et rappelle la distribution de la matière dans l’anneau ajouré de Saturne.

Selon V.Safronov et T.Gehrels de l’Université d’Arizona, cette distribution anormale des astéroïdes remonte à l’époque de la formation du système solaire. Des planétésimaux d’une taille d’environ 100 km, éjectés de leur orbite par l’effet gravitationnel de Jupiter seraient venus croiser vers 2 UA, bouleversant la formation d’une planète entre Mars et Jupiter.

J.Widsom de MIT découvrit en 1983 que dans l’espace des phases que lui dessinait son ordinateur pour certaines valeurs orbitales, des îlots chaotiques apparaissaient autour des trajectoires bien régulières. Cela signifiait que les orbites proches des résonances 3/1 entraînaient des bouffées d’excentricités aléatoires dans la ceinture d’astéroïdes. Ceux-ci auraient pu se rapprocher de Mars dès que leur excentricité aurait dépassé 0.33. Un effet gravitationnel les aurait alors éjecté de leur orbite, créant progressivement les lacunes observées. Nous retrouvons ce genre de fluctuations orbitales dans le comportement du satellite Hypérion de Saturne et des comètes.

L'orbite de 3753 Cruithne. Document Paul Wiegert.

Les astronomes ont également découvert 5 groupes d’astéroïdes qui décrivaient pratiquement les mêmes orbites : Flora, Eros, Thémis, Coronis et Maria. Il semblerait qu’ils aient formé un objet de quelque 300 km de diamètre qui se serait fragmenté suite aux phénomènes de résonances.

Le satellite de détection infrarouge IRAS a également découvert trois bandes zodiacales associées aux trois familles d’astéroïdes Thémis, Kronos et Eos. Cette poussière serait issue de la fragmentation d’un astéroïde parent, la poussière s’étant maintenue par la force du champ gravitationnel.

Enfin, en 1986 les astronomes ont découvert un petit objet de 5 km de diamètre qu'il ont baptisé 3753 Cruithne. Cet astéroïde est un géocroiseur NEA de la famille Aten qui a la particularité de traverser l'orbite terrestre ainsi que celui de Vénus pour s'éloigner pratiquement jusqu'à l'orbite de Mars.

Cruithe boucle son orbite en 385 ans. Il n'y a aucun risque de collision avec la Terre car cet astéroïde présente une inclinaison orbitale de 20°.

Ce géocroiseur nous escorte semble-t-il depuis environ 100000 ans et nous suivra encore durant environ 5000 ans à une distance respectable minimale d'environ 15 millions de kilomètres. 

Deux autres géocroiseurs ont le même comportement et on soupsçonne Vénus d'être également escortée d'un tel astéroïde qui par extension peuvent presque être considérés temporairement comme des satellites naturels.

Des satellites autour des astéroïdes

Nombreux sont les astéroïdes qui éclipsent les étoiles. A la faveur d’une occultation, les astronomes découvrirent à la fin des années 1970 que ces petits corps pouvaient également s’entourer satellites. Au cours de la première décennie qui suivit, on découvrit une vingtaine d'astéroïdes binaires. Mais le phénomène s'avéra beaucoup plus courant que prévu. Ainsi, en 2016 on dénombrait environ 555 astéroïdes binaires. Ces petits compagnons de voyage accompagnent par exemple Pallas, Eros, Apollo, Herculina, Ida, Métis, Melpomène ou Makémaké. Certains sont des astéroïdes de la Ceinture principale, d'autres des EGA des groupes Amor ou Apollo, des Troyens ou encore des TNO. Les plus grands mesurent environ 50 km de diamètre et ne sont en fait que d’autres astéroïdes capturés. Certains seraient également entourés de plusieurs satellites, formant de petits systèmes gravifiques indépendants comme Florence découvert en 1979 qui mesure 4.4 km de longueur et est escorté par 2 satellites. Cet astéroïde passa à 7 millions de kilomètre de la Terre le 1er septembre 2017 et fut visible dans une petit télescope à la magnitude 9. Son passage fut également diffusé en direct sur YouTube.

Mais comment d’aussi petits corps peuvent-ils se maintenir en orbite autour des astéroïdes ? Les astéroïdes ne peuvent pas d’eux-même attirer des satellites par capture gravitationnelle ou collision. Tout satellite qui tenterait de se lier à son hôte serait rapidement éjecté suite à la collision avec le noyau. Les fragments devraient finalement se libérer de l’emprise de l’astéroïde et graviter sur des orbites indépendantes, dont les éléments orbitaux seraient similaires, ainsi qu’on peut le constater dans la Ceinture des astéroïdes.

Etant donné que ces satellites existent bien autour des astéroïdes, cela implique qu’ils se sont vraisemblablement attachés à l’époque de la formation de la Ceinture. 617 Patrocle, un astéroïde Troyen découvert en 1905, constitue un cas particulier. William J. Merline du Southwest Research Institute et ses collègues ont découvert le 22 septembre 2001 grâce au télescope Gemini North de 8.1 m équipé d'une optique adaptative que cet astéroïde formait en réalité un système binaire comme le confirme la circulaire IAUC 7741. Les deux corps mesurent respectivement 105 et 95 km de diamètre. Selon Stuart J.Weidenschilling du Planetary Science Institute, Patrocle s'est probablement constitué en système binaire dans les temps primordiaux car il est improbable qu'un couple de cette taille ait subit une telle collision au cours du dernier milliard d'années. Il se serait par ailleurs fractionné et formé d'innombrables débris.

A voir : Passage de 3122 Florence le 31 août 2017, Telescope Virtuel de 43 cm

L'astéroide Ida (70 x 25 km) et son petit satellite Dactyl (1500 m). Des images prises en infrarouge révèlent qu'ils ont la même constitution.

Eugénia (surexposé) et son satellite. Document SWRI/ESO/CFHT.

L'astéroïde 762 Pulcova de 137 km de longueur et son satellite qui fut découvert le 22 février 2000. Il mesurz 15 km et orbite à 800 km de distance. Sa densité serait de 0.9. Document CFHT.

L'astéroïde 90 Antiope est constitué de deux corps tournant l'un autour de l'autre en 16.5h. Cliquer sur l'image pour lancer l'animation.

S’il s’avère qu’un grand nombre d’astéroïdes, mis à part les objets unis par collision, sont escortés de satellites, cela renforcerait l’hypothèse selon laquelle l’explosion d’une petite planète serait à l’origine des astéroïdes. Reste à trouver des traces de dépôts, d’isotopes ou de métamorphisme qui témoigneraient de cette explosion.

Le travail actuel des astronomes consiste à établir s’il existe ou non un lien entre les astéroïdes et les comètes, en particulier au niveau de leur structure interne. En effet, la fragmentation de la comète Shoemaker-Levy 9 qui se produisit en 1994 lorsqu’elle s’approcha de Jupiter renforce l’hypothèse selon laquelle les comètes seraient également des corps formés par accrétion et relativement fragiles. A ce jour plus de vingt comètes se sont brisées; 4 seulement se fragmentèrent au-delà de 2 UA, dont la fameuse comète West, et 4 autres étaient périodiques.

Les astronomes aimeraient aussi savoir si les cratères d’impacts doubles découverts sur la Terre sont les traces laissées par des astéroïdes escortés de satellites. Astéroïdes et comètes auraient ainsi plus d’un lien de parenté, d’autant plus qu’il semble exister une relation entre leur deux courbes de lumière. La comète d’Arrest par exemple est très connue. Elle présenta des fluctuations lumineuses marquées par 3 minima et 3 maxima distincts qui ressemblaient fortement à ceux que présenta l’astéroïde 1580 Betulia[6]. Une hypothèse parmi d’autres est de considérer que les deux astres sont escortés par des satellites. Mais une variation périodique de lumière peut également être provoquée par un corps de forme irrégulière.

Il n’empêche que la découverte d’astéroïdes accompagnés de satellites est un fait observationnel des plus importants pour comprendre la genèse du système solaire et la formation de ce cortège planétaire lilliputien.

Un anneau autour de certains petits corps

Plus étonnant encore que le fait d'être escorté par un ou deux satellites, à ce jour au moins trois petits corps disposent d'un anneau.

1. Chariklo

L'astéroïde Chariklo (ou Chariclo) fut découvert en 1997 par James Scotti du programme Spacewatch. Chariklo est membre du groupe des Centaures gravitant entre les orbites de Jupiter et de Neptune vers 15.8 UA. Il mesure 252 km de diamètre et présente une période orbitale proche de 63 ans. En 2013, à la faveur d'une occultation les astronomes découvrirent qu'il était encerclé par deux anneaux qui furent nommés Oiapoque et Chui d'un rayon de respectivement 396 et 405 km et d'envrion 7 km et 3.5 km de largeur. Les anneaux sont séparés d'environ 9 km. Ils sont rocheux mais contiennent vraisemblablement de la glace d'eau et ressemblent à ceux d'Uranus. La découverte fut annoncée en 2014 dans la revue "Nature" (cf. en PDF). Actuellement, on ignore l'origine de ces anneaux mais il est possible qu'ils se soient formés suite à une collision qui forma un disque de débris qui s'est ensuite dispersé selon la masse des particules dans la limite de Roche (cf. Saturne).

A gauche, illustration des deux anneaux encerclant l'astéroïde 10199 Chariklo. A droite, illustration de l'anneau encerclant la planète naine Hauméa. Document ESO et IAA-CSIC/UHU.

2. Hauméa

Hauméa est un TNO membre des SDO, qui plus est une planète naine découverte en 2005 par l'équipe de José Luis Ortiz de l'Institut d'Astrophysique d'Andalousie (IAA) en Espagne mais il avait déjà été enregistré en 2004 grâce au télescope du mont Palomar. 

Hauméa est un astre exotique à bien des égards. Il présente une forme allongée, mesurant environ 2322 x 1704 x 1138 km. Il gravite dans la région transneptunienne à environ 43 UA et effectue une révolution autour du Soleil en 284 ans. Hauméa est également escorté par deux satellites (Hi'iaka d'environ 310 km de diamètre et Namaka d'environ 170 km de diamètre).

L'anneau d'Hauméa fut découvert en 2017 par l'équipe de José Luis Ortiz qui utilisa pas moins de 12 télescopes répartis à travers l'Europe pour l'identifier lors de l'occultation de l'étoile URAT1 533-182543 dont voici les résultats préliminaires (2017). L'anneau présente un rayon d'environ 2287 km et une largeur de 70 km. La planète naine effectue trois rotations sur son axe pendant le temps que l'anneau complète une révolution. C'est la première fois qu'on découvre un anneau autour d'un petit corps qui n'est pas un Centaure.

3. Chiron

L'astéroïde Chiron  fut découvert par Charles T. Kowal en 1977 et mesure environ 160 x 80 km. Il gravite à environ 13.63 UA et boucle sa révolution autour du Soleil en 50.4 ans. Comme Chariklo, il appartient au groupe des Centaures. Comme nous l'avons expliqué, c'est une comète dormante (95P/Chiron).

En 2015, suite à la découverte de l'anneau d'Hauméa, les données de plusieurs occultations stellaires par Chiron ont été réanalysées par l'équipe de José Luis Ortiz précité qui découvrit un segment d'anneau potentiel autour de cet astéroïde. Il serait elliptique avec un rayon d'environ 324 x 228 km. Sa largeur n'a pas encore été estimée. Il pourrait s'agir d'un système d'anneaux. Il s'agirait alors du petit Centaure entouré d'anneaux.

Prochain chapitre

Le programme de veille du Spacewatch

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[4] S.Dermott et C.Murray, Nature, 301, 1983, p201.

[5] Travaux de C.Froeschlé et H.Scholl, 1975.

[6] E.Tedesco et al., Icarus, 35, 1978, p344.


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