Ceinture d'astéroïdes - Définition

Introduction

Schéma du système solaire interne, jusqu'à l'orbite de Jupiter faisant apparaître les orbites des planètes internes et la position approximative du cœur de la ceinture d'astéroïdes; les astéroïdes troyens sont également représentés.

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.

Terminologie

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.

Familles et groupes

Diagramme de l'inclinaison (i_p, en degrés) des astéroïdes numérotés en fonction de leur excentricité (e_p) ; cette relation permet de faire apparaître plusieurs familles d'astéroïdes où ces deux valeurs sont très proches.

Environ un tiers des astéroïdes de la ceinture principale appartiennent à une famille d'astéroïdes. Une telle famille regroupe des astéroïdes possédant des éléments orbitaux similaires, comme le demi-grand axe, l'excentricité et l'inclinaison, ainsi que des caractéristiques spectrales communes, suggérant une origine commune dans la fragmentation d'un corps plus grand.

On estime à 20 à 30 le nombre de familles quasi-certaines, dont les membres présentent un spectre commun. Les associations d'astéroïdes plus petites sont appelés des groupes.

Par ordre de demi-grand axe croissant, les familles principales sont celles de Flore, Eunomie, Coronis, Éos et Thémis. La famille de Flore, l'une des plus importantes, contient plus de 800 membres et se serait formée par une collision survenue il y a moins d'un milliard d'années.

Vesta est le plus grand astéroïde à faire partie d'une famille. La famille de Vesta se serait formée lors d'un impact ayant formé un cratère sur l'astéroïde. La météorite HED proviendrait de cet impact.

Trois bande de poussières principales ont été observées dans la ceinture d'astéroïdes, partageant une inclinaison similaire aux famille d'Éos, Koronis et Thémis et pourraient leur être associé.

Périphérie

La famille d'Hungaria s'étend sur le bord interne de la ceinture, entre 1,78 et 2,0 UA. Elle est nommée d'après son membre principal, (434) Hungaria, et contient au moins 52 corps. La famille d'Hungaria est séparée du reste de la ceinture par la lacune de Kirkwood 4:1 et ses orbites possèdent une forte inclinaison. Certains membres de ce groupe croisent l'orbite de Mars et il est possible que des perturbations gravitationnelles de cette planète en réduisent la population totale.

La famille de Phocée est un autre groupe de la partie interne de la ceinture d'astéroïdes dont les membres présentent une forte inclinaison. Elle est composée principalement d'astéroïdes de type S, tandis que la famille voisine d'Hungaria inclut quelques astéroïdes de type E. Elle orbite entre 2,25 et 2,5 UA.

La famille de Cybèle occupe la partie externe de la ceinture principale, entre 3,3 et 3,5 UA, avec une résonance 7:5 avec Jupiter. La famille d'Hilda orbite entre 3,5 et 4,2 UA sur des orbites relativement circulaires et une résonance orbitale stable 3:2 avec Jupiter.

Il y a relativement peu d'astéroïdes au-delà de 4,2 UA jusqu'à l'orbite de Jupiter. Les groupements d'astéroïdes suivants sont les deux groupes d'astéroïdes troyens, mais ils ne sont pas considérés comme des membres de la ceinture d'astéroïdes.

Familles récentes

Certaines familles d'astéroïdes se sont formées récemment du point de vue astronomique. Le groupe de Karin semble s'être formé il y a 5,7 millions d'années à la suite d'une collision avec un astéroïde de 16 km de rayon. La famille de Veritas s'est formée il y a 8,3 millions d'années et des preuves de cet événement ont pris la forme d'une poussière interplanétaire recouvrée dans des sédiments océaniques.

Le groupe de Datura s'est semble-t-il formé il y a 450 millions d'années par collision. Cette estimation est basée sur la probabilité que ses membres possèdent leur orbite actuelle plutôt qu'une preuve physique. Il pourrait avoir contribué à la poussière zodiacale. D'autres groupes récents, comme celui d'Iannini (entre 1 à 5 millions d'années) pourraient avoir contribué à cette poussière.