Ceinture d'astéroïdes

La ceinture d'astéroïdes est une région du système solaire située entre les orbites de Mars et Jupiter qui contient la majeure partie des orbites des astéroïdes connus.

La ceinture d'astéroïdes est parfois précisée « ceinture d'astéroïdes principale » lorsqu'il s'agit de la distinguer d'autres ceintures analogues du système solaire (comme, par exemple, la ceinture de Kuiper).
Tous les astéroïdes de la ceinture sont des petits corps du système solaire, à l'exception de Cérès, considéré comme une planète naine.

Caractéristiques

La ceinture d'astéroïdes contient plusieurs centaines de milliers d'astéroïdes connus, et probablement plusieurs millions, d'une taille allant du grain de poussière au planétoïde de quelques centaines de kilomètres de diamètre.
Fin 2005, plus de 100 000 astéroïdes portant un numéro (sur environ 120 000) appartenaient à la ceinture d'astéroïdes. 200 000 autres étaient recensés, mais pas numérotés. On estimait que plus de 500 000 étaient détectables visuellement avec les moyens de l'époque[réf. nécessaire].
En 2007, on connaissait plus de 200 astéroïdes de plus de 100 km2 tandis qu'une étude systématique de la ceinture dans les infrarouges a estimé entre 700 000 et 1 700 000 le nombre d'astéroïdes plus grands qu'un km3. La magnitude absolue médiane de ces astéroïdes est d'environ 164.
On considère que le nombre d'astéroïdes d'une certaine taille augmente d'un facteur 100 lorsque la diamètre diminue d'un facteur 10 (c'est-à-dire qu'il existerait 100 fois plus d'astéroïdes d'un diamètre de 100 m que d'1 km)[réf. nécessaire]. Cette progression subsiste jusqu'à ce que leur taille devienne suffisamment petite pour que l'effet Poynting-Robertson dû à la pression de radiation du Soleil les évacue hors du système solaire interne[réf. nécessaire].
Contrairement à une idée courante, et malgré le nombre d'astéroïdes qui la composent, la ceinture d'astéroïdes reste essentiellement vide et chaque astéroïde est généralement séparé du plus proche par au moins plusieurs millions de kilomètres[réf. nécessaire].

Météorite Willamette

La Willamette est une météorite ferreuse découverte en 1902 dans l'Oregon, aux États-Unis. Elle a une masse de 14 150 kilogrammes, soit la 6e plus grosse connue. Elle est exposée à l'American Museum of Natural History.

Ceinture des Astéroïdes

Au début du système solaire, les astéroïdes ont subi un certain degré de fusion, permettant à leurs éléments d'être partiellement ou complètement différenciés par masse. Certains corps initiaux pourraient avoir connu une période de volcanisme explosif et des océans de magma. Cependant, du fait de leur petite taille, cette période de fusion fut brève (par rapport aux planètes) et s'est généralement terminée il y a 4,5 milliards d'années après avoir duré entre quelques dizaines à une centaine de millions d'années.

La ceinture d'astéroïdes comprend principalement trois catégories d'astéroïdes. Dans la partie externe, près de l'orbite de Jupiter, les astéroïdes riches en carbone prédominent12. Ces astéroïdes de type C incluent plus de 75% de tous les astéroïdes visibles. Ils sont plus rouges que les autres astéroïdes et possèdent un albédo très faible. Leur composition de surface est similaire aux météorites chondrites carbonées. Du point de vue chimique, leur spectre indique une composition analogue à celle du système solaire primitif, sans les éléments légers et volatils (comme les glaces).
Vers la portion interne de la ceinture, aux alentours de 2,5 UA du Soleil, les astéroïdes de type S (silicates) sont plus courants12,13. Le spectre de leur surface révèle la présence de silicates et de quelques métaux, mais aucun composé carboné significatif. Ils sont donc constitués de matériaux profondément modifiés depuis les débuts du système solaire. Leur mécanisme de formation supposé inclut une phase de fusion qui a provoqué une différenciation de masse. Ils possèdent un albédo relativement élevé et forment 17% du total.

Une troisième catégorie, regroupant 10% du total, est celle des astéroïdes de type M (riches en métaux). Leur spectre ressemble à celui d'un alliage fer-nickel, avec une apparence blanche ou légèrement rouge et aucune caractéristique d'absorption. On pense que certains astéroïdes de type M se sont formés dans les noyaux métalliques d'objets plus gros qui ont été fragmentés par collision. Cependant, certains composés silicates peuvent produire une apparence similaire ; par exemple, l'astéroïde de type M Kalliope ne semble pas être composé principalement de métal14. À l'intérieur de la ceinture, la distribution des astéroïdes de type M culmine à 2,7 UA du Soleil15. On ignore si tous les astéroïdes de type M ont une composition similaire ou s'il s'agit d'un label regroupant plusieurs variétés n'appartenant pas aux classes C et S16.
La ceinture d'astéroïdes ne contient que peu d'astéroïdes de type V, basaltiques17, un fait dont on ne connait pas la raison. Les théories de formation des astéroïdes prédisent que des objets de la taille de Vesta ou plus grands devraient former des croûtes et des manteaux, lesquels seraient principalement composés de roche basaltiques; plus de la moitié des astéroïdes devraient alors être composés de basalte ou d'olivine. Les observations suggèrent que 99% du basalte prédit n'existe pas18. Jusqu'en 2001, on pensait que la plupart des corps basaltiques découverts dans la ceinture provenait de Vesta (d'où leur nom de type V). Cependant, la découverte de (1459) Magnya a révélé une composition chimique légèrement différente des autres astéroïdes basaltiques, suggérant une origine distincte18. En 2007, (7472) Kumakiri et (10537) 1991 RY16 furent découverts possédant une composition basaltique et dont l'origine ne peut provenir de Vesta. À ce jour (octobre 2007), il s'agit des seuls astéroïdes de type V découverts dans la ceinture externe17.
La température dans la ceinture varie en fonction de la distance au Soleil. Pour des particules de poussière, la température typique va de 200 K (-73 °C) à 2,2 UA à 165 K (-108 °C) à 3,2 UA19. Pour un astéroïde plus gros, sa rotation impose des variations plus importantes, sa surface étant exposée alternativement au rayonnement solaire et au fond stellaire.

Astéroïdes

Un astéroïde est un petit corps du système solaire composé de roche, de métaux et de glace, de forme irrégulière et dont les dimensions varient de quelques dizaines de mètres à plusieurs kilomètres1.
Le premier fut découvert en 1801, on en dénombre actuellement plus de 500 000. Une grande partie évolue sur une orbite située entre Mars et Jupiter : la ceinture d'astéroïdes. Un autre groupement important est situé au delà de l'orbite de Neptune : la ceinture de Kuiper. La composition des astéroïdes de la ceinture de Kuiper est plus riche en glace et plus pauvre en métaux et en roche, ce qui les apparente à des noyaux cométaires. Contrairement aux comètes les astéroïdes sont inactifs, cependant quelques uns ont été observés avec une activité cométaire.

On suppose que les astéroïdes sont des restes du disque protoplanétaire qui ne se sont pas regroupés en planètes pendant sa formation.
Certains astéroïdes croisant l'orbite de la Terre (appelés géocroiseurs) sont considérés comme objets potentiellement dangereux, à cause du risque de collision, et sont surveillés par des systèmes automatisés.