ASTÉROÏDES

Origine des astéroïdes

En ce qui concerne l'origine des astéroïdes, on doit tenir compte, d'une part, du fait que la masse concentrée dans la ceinture principale est très faible et bien inférieure à celle de toutes les planètes, d'autre part, que, grâce à la configuration de leurs orbites, les astéroïdes peuvent subir des collisions destructives, transformant graduellement la population de la ceinture principale en poussière. Pour expliquer ces deux données, la théorie de l'explosion d'une planète développée par Olbers a bénéficié pendant longtemps d'une grande popularité. Comme nous l'avons vu, cette théorie a été abandonnée. En effet, les orbites des astéroïdes (contrairement aux familles d'Hirayama) sont bien trop différentes pour avoir une origine commune. De plus, les météorites, qui proviennent pour la plupart de la ceinture principale, ont des propriétés physico-chimiques incompatibles avec la température et la pression qui prévalent à l'intérieur d'une grosse planète. En revanche, les météorites semblent être des fragments de corps de quelques centaines de kilomètres. Enfin, on ne connaît pas de mécanisme capable de fournir l'énergie nécessaire pour faire exploser une planète puisque, contrairement aux étoiles, l'intérieur d'une planète n'est pas le siège de réactions nucléaires.

Aujourd'hui, la théorie largement admise est que les astéroïdes ne sont pas les résidus d'une planète éclatée mais plutôt les restes d'une planète avortée, qui n'a pu, comme les autres planètes, accréter les différents « embryons » ou planétésimaux de la matière diffuse qui formait le proto-système solaire. Le disque de la nébuleuse, qui était en rotation autour du jeune Soleil, contenait des particules solides de compositions diverses selon la température, qui dépendait elle-même de la distance à l'astre central. Dans la région la plus interne (la plus proche de l'astre), seule la poussière de type rocheux (silicates, minéraux de fer et de nickel) a résisté à la température très élevée de la région, tandis qu'à des distances plus grandes du Soleil, vers 3 à 5 ua, la température était si basse qu'il y a eu condensation de matériaux glacés comme l'eau, l'ammoniac et le méthane. Dans cette région, où la densité de matière disponible pour construire les planètes était plus importante que dans la région interne, l'agglomération de gros planétésimaux a été favorisée, et le plus gros noyau a donné naissance à Jupiter. Immédiatement après sa formation, la future planète Jupiter a « aspiré » les gaz légers de la nébuleuse (hydrogène et hélium) ; par ailleurs, elle a véritablement « expulsé » les résidus solides restés dans son voisinage, comprenant une partie des noyaux peu massifs, tandis que certains de ces planétésimaux ont été envoyés sur des orbites instables et très excentriques sous l'effet perturbateur (attraction gravitationnelle) du proto-Jupiter. Durant ce processus, la zone de la ceinture principale proche de Jupiter a donc été violemment perturbée. Ainsi, l'accrétion des particules solides s'est dramatiquement ralentie et, avant que le processus donne naissance à une planète (ce qui demande une dizaine de millions d'années), la ceinture a été bombardée par un certain nombre de planétésimaux venant de la région proche de Jupiter, expulsés ou déviés par des rencontres proches avec le proto-Jupiter.

Après cette phase de turbulence primordiale, le principal processus qui a modifié la ceinture principale est sans aucun doute le processus de collisions réciproques. Tous les astéroïdes existants depuis l'origine du système solaire (c'est-à-dire depuis 4,5 milliards d'années) ont subi des collisions avec d'autres astéroïdes. L'observation en 1983,[...]