Ceinture d'astéroïdes
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31547330
2008-07-13T16:32:39Z
Christophe cagé
30693
/* Liens internes */
[[Image:Asteroid Belt.jpg|thumb|Schéma du [[système solaire interne]], jusqu'à l'orbite de [[Jupiter (planète)|Jupiter]] faisant apparaître les orbites des planètes internes et la position approximative du cœur de la ceinture d'astéroïdes; les [[Astéroïde troyen|astéroïdes troyens]] sont également représentés.]]
La '''ceinture d'astéroïdes''' est une région du [[système solaire]] située entre les orbites de [[Mars (planète)|Mars]] et [[Jupiter (planète)|Jupiter]] qui contient la majeure partie des orbites des [[astéroïde]]s connus<ref name="basedon1">Au 18 octobre 2007, la [http://cfa-www.harvard.edu/iau/MPCORB.html base de données du ''Minor Planet Center''] recensait {{formatnum:164612}} astéroïdes numérotés ; parmi ceux-ci, {{formatnum:162769}} possédaient un demi-grand axe compris entre {{formatnum:1.7}} et {{formatnum:4.5}} [[Unité astronomique|UA]] correspondant à des limites larges de la ceinture d'astéroïdes, soit {{Unité|98.9|%}}.</ref>.
== 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 [[Petit corps du système solaire|petits corps du système solaire]], à l'exception de [[(1) Cérès|Cérès]], considéré comme une [[planète naine]].
== Caractéristiques ==
=== Nombre ===
La ceinture d'astéroïdes contient plusieurs centaines de milliers d'[[astéroïde]]s 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 {{formatnum:100000}} astéroïdes portant un numéro (sur environ {{formatnum:120000}}) appartenaient à la ceinture d'astéroïdes. {{formatnum:200000}} autres étaient recensés, mais pas numérotés. On estimait que plus de {{formatnum:500000}} étaient détectables visuellement avec les moyens de l'époque{{ref nec}}.
En 2007, on connaissait plus de 200 astéroïdes de plus de 100 km<ref name="jplsbdb">{{Lien web
| url=http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb_query.cgi
| titre=JPL Small-Body Database Search Engine
| auteur=D. K. Yeomans
| éditeur=NASA JPL
| date=26 avril 2007
| consulté le=18 octobre 2007
}}</ref> tandis qu'une étude systématique de la ceinture dans les infrarouges a estimé entre {{formatnum:700000}} et {{formatnum:1700000}} le nombre d'astéroïdes plus grands qu'un km<ref>{{Périodique
| auteur=E. F. Tedesco, F.-X. Desert
| titre=The Infrared Space Observatory Deep Asteroid Search
| journal=The Astronomical Journal
| date=2002
| vol=123
| pages=2070–2082
| doi=10.1086/339482
| consulté le=18 octobre 2007
}}</ref>. La [[magnitude absolue]] médiane de ces astéroïdes est d'environ 16<ref name="mpc" />.
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 plus fois d'astéroïdes d'un diamètre de 100 m que d'1 km){{ref nec}}. 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]]{{ref nec}}.
Contrairement à une idée courante, et malgré le nombre d'astéroïdes qui la composent, la ceinture d'astéroïdes reste essentiellement vide et la grande majorité de chaque astéroïde est séparé du plus proche par au moins plusieurs millions de kilomètres{{ref nec}}.
=== Masse ===
La masse totale de la ceinture d'astéroïdes est estimée entre {{formatnum:3.0}}{{x10|21}} et {{formatnum:3.6}}{{x10|21}} kg, soit environ 4% de celle de la [[Lune]]<ref name=Krasinskyetal2002>{{Périodique
| auteur=G. A. Krasinsky, E. V. Pitjeva, M. V. Vasilyev, E. I. Yagudina
| titre=Hidden Mass in the Asteroid Belt
| journal=Icarus
| vol=158
| issue=1
| pages=98-105
| date=juillet 2002
| doi=10.1006/icar.2002.6837
}}</ref><sup>, </sup><ref name=Pitjeva2005>{{Périodique
| auteur=E. V. Pitjeva
| titre=High-Precision Ephemerides of Planets—EPM and Determination of Some Astronomical Constants
| journal=Solar System Research
| date=2005
| vol=39
| issue=3
| pages=176
| doi=10.1007/s11208-005-0033-2
}}</ref>. Les quatre plus grands objets, [[(1) Cérès|Cérès]], [[(4) Vesta|Vesta]], [[(2) Pallas|Pallas]] et [[(10) Hygée|Hygée]], comprennent quasiment la moitié de la masse totale de la ceinture ; Cérès compte pour un tiers à lui tout seul<ref name="halfmass">Pour les estimations de la masse de [[(1) Cérès|Cérès]], [[(4) Vesta|Vesta]], [[(2) Pallas|Pallas]] et [[(10) Hygée|Hygée]], voir les références données dans chacun des articles respectifs.</ref><sup>, </sup><ref name="jplsbdb"/>. Cérès est le seul astéroïde suffisamment grand pour que sa gravité lui fasse prendre une forme sphérique et il est désormais considéré comme une [[planète naine]]<ref>{{Lien web
| url=http://www.iau2006.org/mirror/www.iau.org/iau0602/index.html
| titre=The Final IAU Resolution on the Definition of "Planet" Ready for Voting
| éditeur=UAI
| date=24 août 2006
| consulté le=18 octobre 2007
}}</ref>. Il orbite à {{formatnum:2.8}} UA du Soleil, ce qui est également la distance du [[centre de masse]] de la ceinture d'astéroïdes<ref name="mnras244">{{Périodique
| auteur=N. McBride, D. W. Hughes
| titre=The spatial density of asteroids and its variation with asteroidal mass
| journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
| date=1990
| vol=244
| pages=513-520
| texte=http://adsabs.harvard.edu/abs/1990MNRAS.244..513M
| consulté le=18 octobre 2007
}}</ref>. Vesta a par ailleurs une magnitude absolue plus élevée que les autres astéroïdes, aux environ de {{formatnum:3.20}}<ref>[http://www.psi.edu/pds/resource/astermag.html Asteroid Absolute Magnitudes and Slopes]</ref>.
=== Composition ===
Pendant le 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 (géologie)|magma]]. Cependant, du fait de leur petite taille, cette période de fusion fut brêve (par rapport aux planètes) et s'est généralement terminée il y a {{formatnum:4.5}} milliards d'années après avoir duré entre quelques dizaines à une centaine de millions d'années<ref>{{Périodique
| auteur=G. J. Taylor, K. Keil, T. McCoy, H. Haack, E. R. D. Scott, E. R.
| titre=Asteroid differentiation - Pyroclastic volcanism to magma oceans
| journal=Meteoritics
| date=1993
| vol=28
| issue=1
| pages=34-52
| texte=http://adsabs.harvard.edu/abs/1993Metic..28...34T
| consulté le=18 octobre 2007
}}</ref>.
[[Image:AllendeMeteorite.jpg|right|thumb|[[Météorite]] tombée au [[Mexique]] en 1969; cette [[chondrite]] [[Carbone|carbonée]] possède une composition qu'on pense similaire à celle des astéroïdes.]]
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]] prédominent<ref name="ApJ133">{{Périodique
| auteur=P. Wiegert, D. Balam, A. Moss, C. Veillet, M. Connors, I. Shelton
| titre=Evidence for a Color Dependence in the Size Distribution of Main-Belt Asteroids
| journal=The Astronomical Journal
| date=2007
| vol=133
| pages=1609–1614
| doi=10.1086/512128
| consulté le=18 octobre 2007
}}</ref>. Ces astéroïdes de [[Astéroïde de type C|type C]] incluent plus de 75% de tous les astéroïdes visibles. Ils sont plus rouges que les autres astéroïdes et possède un [[albédo]] très faible. Leur composition de surface est similaire aux [[météorite]]s [[chondrite]]s 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 {{formatnum:2.5}} UA du Soleil, les astéroïdes de [[Astéroïde de type S|type S]] ([[silicate]]s) sont plus courants<ref name="ApJ133" /><ref>{{Périodique
| auteur=B. E. Clark
| titre=New News and the Competing Views of Asteroid Belt Geology
| journal=Lunar and Planetary Science
| date=1996
| vol=27
| pages=225-226
| texte=http://adsabs.harvard.edu/abs/1996LPI....27..225C
| consulté le=18 octobre 2007
}}</ref>. 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 [[Astéroïde de type M|type M]] (riches en [[Métal|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 [[(22) Kalliope|Kalliope]] ne semble pas être composé principalement de métal<ref>{{Périodique
| auteur=J. L. Margot, M. E. Brown
| titre=A Low-Density M-type Asteroid in the Main Belt
| journal=Science
| date=2003
| vol=300
| issue=5627
| pages=1939-1942
| texte=http://adsabs.harvard.edu/abs/2003Sci...300.1939M
| consulté le=18 octobre 2007
}}</ref>. À l'intérieur de la ceinture, la distribution des astéroïdes de type M culmine à {{formatnum:2.7}} UA du Soleil<ref name="lang2003">{{Lien web
| last=Lang
| first=Kenneth R.
| année=2003
| url=http://ase.tufts.edu/cosmos/print_images.asp?id=15
| titre=Asteroids and meteorites
| éditeur=NASA's Cosmos
| consulté le=18 octobre 2007
}}</ref>. 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 S<ref>{{Périodique
| auteur=M. Mueller, A. W. Harris, M. Delbo, MIRSI Team
| titre=21 Lutetia and other M-types: Their sizes, albedos, and thermal properties from new IRTF measurements
| journal=Bulletin of the American Astronomical Society
| date=2005
| vol=37
| pages=627
| texte=http://adsabs.harvard.edu/abs/2005DPS....37.0702M
| consulté le=18 octobre 2007
}}</ref>.
La ceinture d'astéroïdes ne contient que peu d'astéroïdes de [[Astéroïde de type V|type V]], [[basalte]]iques<ref name=Duffard>{{Lien web
| titre=Two new basaltic asteroids in the Outer Main Belt
| auteur=R. Duffard, F. Roig
| année=2007
| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2007arXiv0704.0230D
|consulté le=200710-14
}}</ref>, 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 pas<ref name=olivine>{{Lien web
| titre=Strange Asteroids Baffle Scientists
| auteur=Ker Than
| année=2007
| éditeur=space.com
| url=http://www.space.com/scienceastronomy/070821_basalt_asteroid.html
|consulté le=2007-10-14
}}</ref>. 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 distincte<ref name=olivine />. En 2007, [[(7472) Kumakiri]] et {{PM1|(10537) 1991 RY|16}} 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 externe<ref name=Duffard />.
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 {{formatnum:2.2}} UA à 165 K (-108°C) à {{formatnum:3.2}} UA<ref>{{Périodique
| auteur=F. J. Low, ''et al''
| titre=Infrared cirrus - New components of the extended infrared emission
| journal=Astrophysical Journal, Part 2 - Letters to the Editor
| date=1984
| vol=278
| pages=L19-L22
| texte=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?1984ApJ...278L..19L
| consulté le=18 octobre 2007
}}</ref>. Pour un astéroïde plus gros, sa rotation impose des variations plus importantes, sa surface étant exposée alternativement au rayonnement solaire et au fond stellaire.
=== Orbites ===
==== Généralités ====
La grande majorité des astéroïdes de la ceinture principale ont une [[Excentricité orbitale|excentricité]] inférieure à {{formatnum:0.4}} et une [[inclinaison]] inférieure à 30°. Leur distribution orbitale est maximale pour une excentricité d'environ {{formatnum:0.07}} et une inclinaison inférieure à 4°<ref name="mpc">{{Lien web
| url=http://cfa-www.harvard.edu/iau/lists/MPDistribution.html
| auteur=G. Williams
| date=3 avril 2007
| titre=Distribution of the Minor Planets
| éditeur=Minor Planets Center
| consulté le=18 octobre 2007
}}</ref>. De façon schématique, un astéroïde typique de la ceinture principale possède une orbite relativement circulaire située près du plan de l'[[écliptique]], mais il existe des exceptions.
Le terme de « ceinture principale » est parfois utilisé pour désigner exclusivement la région centrale où la concentration en astéroïdes est la plus grande. Elle est située entre les [[Lacunes de Kirkwood|lacunes de Kirkwood]] 4:1 et 2:1, entre {{formatnum:2.06}} et {{formatnum:3.27}} UA et ses composants ont une excentricité plus petite que {{formatnum:0.33}} et une inclinaison inférieure à 20°. Cette région contient {{formatnum:93.4}}% de tous les astéroïdes numérotés du système solaire<ref name="basedon1"/>.
Les deux diagrammes suivants mettent en évidence certains [[éléments orbitaux]] des astéroïdes connus en fonction de leur [[demi-grand axe]] (en [[Unité astronomique|UA]]) ; les astéroïdes de la ceinture sont indiqués en rouge et bleu, entre 2 et 4 UA (le rouge correspondant à la région la plus peuplée de la ceinture). Le groupe d'astéroïdes situé vers {{formatnum:5.2}} UA est celui des [[Astéroïde troyen|troyens]].
<gallery>
Image:Main belt e vs a.png|[[Excentricité orbitale|Excentricité]] des astéroïdes connus en fonction de leur demi-grand axe.
Image:Main belt i vs a.png|[[Inclinaison]] des astéroïdes connus en fonction de leur demi-grand axe.
</gallery>
====Lacunes de Kirkwood====
{{Article détaillé|Lacune de Kirkwood}}
[[Image:Kirkwood Gaps.png|thumb|Diagramme représentant la distribution des astéroïdes en fonction du [[demi-grand axe]] à l'intérieur du « cœur » de la ceinture. Les flèches bleutées pointent les [[Lacunes de Kirkwood|lacunes de Kirkwood]], où les effets de [[résonance orbitale]] avec [[Jupiter (planète)|Jupiter]] déstabilisent les orbites des petits corps qui pourraient s'y trouver.]]
La distribution des [[Demi-grand axe|demi-grands axes]] des astéroïdes (et donc, lorsque leur [[Excentricité orbitale|excentricité]] est faible, de leur [[période orbitale]]) fait apparaître des zones clairement dépourvues d'astéroïdes, appelées [[lacunes de Kirkwood]]. Ces lacunes apparaissent pour les demi-grands axes où le rapport entre la période orbitale d'un astéroïde et celle de [[Jupiter (planète)|Jupiter]] est une [[fraction entière]]. Pour un petit objet répondant à cette condition, les effets de [[Résonance orbitale|résonance]] avec la planète sont suffisants pour en perturber les [[Élément orbital|éléments orbitaux]]. En pratique, les astéroïdes qui ont pu se situer par le passé sur de telles orbites (soit initialement à cause de la migration de l'orbite de Jupiter<ref>{{Périodique
| auteur=J.-C. Liou, R. Malhotra
| titre=Depletion of the Outer Asteroid Belt
| journal=Science
| date=1997
| vol=275
| issue=5298
| pages=375-377
| texte=http://www.sciencemag.org/cgi/content/full/275/5298/375
}}</ref> ou à cause de perturbations ou collisions antérieures) ont graduellement été déplacés vers des orbites possédant un demi-grand axe différent.
Les lacunes de Kirkwood n'apparaissent que dans l'examen de la distribution des demi-grand axes des astéroïdes. En pratique, l'orbite de ceux-ci étant elliptique, de nombreux astéroïdes traversent la distance au Soleil correspondant aux lacunes ; à un moment quelconque, la densité d'astéroïdes dans les lacunes n'est pas significativement différente de celle des régions voisines.<ref name="mnras244" />.
Les lacunes principales se produisent en résonance 3:1, 5:2, 7:3 et 2:1 avec Jupiter. Ainsi, un astéroïde situé dans la lacune 3:1 réaliserait 3 orbites autour du Soleil pour chaque orbite de Jupiter. Des résonances plus faibles se produisent pour d'autres valeurs des demi-grands axes, causant un nombre moins important d'astéroïdes à posséder ces valeurs (par exemple la résonance 8:3 pour le demi-grand axe de {{formatnum:2.71}} UA)<ref name="iau160">{{cite conference
| author=S. Ferraz-Mello
| title=Kirkwood Gaps and Resonant Groups
| booktitle=proceedings of the 160th International Astronomical Union
| pages=175-188
| publisher=Kluwer Academic éditeurs
| date=14-18 juin 1993
| location=Belgirate, Italie
| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1994IAUS..160..175F
| accessdate=18 octobre 2007
}}</ref>.
La région centrale de la ceinture d'astéroïdes est parfois subdivisée en trois zones, basées sur les lacunes de Kirkwood les plus importantes. La zone I s'étend de la résonance 4:1 ({{formatnum:2.06}} UA) à la résonance 3:1 ({{formatnum:2.5}} UA). La zone II part de la fin de la zone I jusqu'à la résonance 5:2 ({{formatnum:2.82}} UA). La zone III débute à la limite externe de la zone II jusqu'à la lacune de la résonance 2:1 ({{formatnum:3.28}} UA)<ref>{{Périodique
| auteur=J. Klacka
| titre=Mass distribution in the asteroid belt
| journal=Earth, Moon, and Planets
| date=1992
| vol=56
| issue=1
| pages=47-52
| texte=http://adsabs.harvard.edu/abs/1992EM&P...56...47K
| consulté le=18 octobre 2007
}}</ref>.
La ceinture principale peut également être divisée en ceinture interne et ceinture externe. La ceinture interne est composée des astéroïdes orbitant plus près de Mars que la lacune de Kirkwood de résonance 3:1 ({{formatnum:2.5}} UA) et la ceinture externe du reste des astéroïdes. Certains auteurs définissent ces deux ceintures à partir de la résonance 2:1 ({{formatnum:3.3}} UA). D'autres poussent la subdivision en définissant les ceintures interne, moyenne et externe.
==== Collisions ====
Aucun astéroïde plus grand que 100 m ne possède une [[période de rotation]] inférieure à {{formatnum:2.2}} h. Sur un astéroïde tournant plus rapidement, tout matériau de surface faiblement fixé serait éjecté. Cependant, un objet solide serait capable de tourner plus rapidement sans se briser. Ceci suggère que la majorité des astéroïdes de plus de 100 m sont des empilements de débris formés par accumulation après collisions entre astéroïdes<ref>{{Lien web
| auteur=A. Rossi
| first=Alessandro
| date=20 mai 2004
| | url=http://spaceguard.esa.int/tumblingstone/issues/current/eng/ast-day.htm
| titre=The mysteries of the asteroid rotation day
| éditeur=The Spaceguard Foundation
| consulté le=18 octobre 2007
}}</ref>.
Du fait du grand nombre d'objets qu'elle contient, la ceinture d'astéroïdes est un environnement très actif et les collisions s'y produisent fréquemment (à l'échelle astronomique). On estime qu'une collision entre deux corps d'un diamètre supérieur à 10 km s'y produit tous les 10 millions d'années<ref name="backman_report">{{Lien web
| auteur=D. E. Backman
| date=6 mars 1998
| url=http://astrobiology.arc.nasa.gov/workshops/zodiac/backman/backman_toc.html
| titre=Fluctuations in the General Zodiacal Cloud Density
| work=Backman Report
| éditeur=NASA Ames Research Center
| consulté le=18 octobre 2007
}}</ref>. Une collision peut fragmenter un astéroïde en plusieurs morceaux plus petits (et éventuellement former une nouvelle famille) et certains de ces débris peuvent former des [[météoroïde]]s<ref>{{Lien web
| auteur=D. Kingsley
| date=1{{er}} mai 2003
| url=http://abc.net.au/science/news/stories/s843594.htm
| titre=Mysterious meteorite dust mismatch solved
| éditeur=ABC Science
| consulté le=18 octobre 2007
}}</ref>.
Inversement, les collisions qui se produisent à des vitesses relatives faibles peuvent fusionner deux astéroïdes.
La ceinture d'astéroïdes contient des bandes de poussière (particules de moins d'une centième de µm) provenant en partie de collisions entre astéroïdes et d'impacts de micrométéorites. À cause de l'[[effet Poynting-Robertson]], la pression du [[rayonnement solaire]] conduit cette poussière à spiraler lentement vers le Soleil<ref name="apj392">{{Périodique
| auteur=W. T. Reach
| titre=Zodiacal emission. III - Dust near the asteroid belt
| journal=Astrophysical Journal
| date=1992
| vol=392
| issue=1
| pages=289-299
| texte=http://adsabs.harvard.edu/abs/1992ApJ...392..289R
| consulté le=18 octobre 2007
}}</ref>.
La combinaison de cette poussière et du matériau éjecté par les [[comète]]s provoque la [[lumière zodiacale]]. Cette lueur peut être perçue la nuit dans la direction du Soleil le long du plan de l'[[écliptique]]. Les particules qui la produisent mesurent en moyenne 40 µm et ont une durée de vie de l'ordre de {{formatnum:700000}} ans. Afin de maintenir les bandes de poussières, de nouvelles particules doivent être produites régulièrement dans la ceinture d'astéroïdes<ref name="apj392" />.
== Familles et groupes ==
{{Article détaillé|Famille d'astéroïdes}}
[[Image:Asteroid proper elements i vs e.png|thumb|Diagramme de l'[[inclinaison]] (''i<sub>p</sub>'', en degrés) des astéroïdes numérotés en fonction de leur [[excentricité]] (''e<sub>p</sub>'') ; 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 [[Élément orbital|éléments orbitaux]] similaires, comme le [[demi-grand axe]], l'[[Excentricité orbitale|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<ref>{{cite conference
| author=A. Lemaitre
| title=Asteroid family classification from very large catalogues
| booktitle=Procedings Dynamics of Populations of Planetary Systems
| pages=135-144
| publisher=Cambridge University Press
| date=31 août - 4 septembre 2004
| location=Belgrade, Serbie-et-Monténégro
| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2005dpps.conf..135L
| accessdate=18 octobre 2007
}}</ref>. Les associations d'astéroïdes plus petites sont appelés des groupes.
Par ordre de demi-grand axe croissant, les familles principales sont celles de [[Famille de Flore|Flore]], [[Famille d'Eunomie|Eunomie]], [[Famille de Koronis|Koronis]], [[Famille d'Éos|Éos]] et [[Famille de Thémis|Thémis]]<ref name="lang2003" />. 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<ref>{{Lien web
| auteur=L. M. V. Martel
| date=9 mars 2004
| url=http://www.psrd.hawaii.edu/Mar04/fossilMeteorites.html
| titre=Tiny Traces of a Big Asteroid Breakup
| éditeur=Planetary Science Research Discoveries
| consulté le=18 octobre 2007
}}</ref>.
[[(4) Vesta|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<ref>{{Périodique
| auteur=M. J. Drake
| titre=The eucrite/Vesta story
| journal=Meteoritics & Planetary Science
| date=2001
| vol=36
| issue=4
| pages=501-513
| texte=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=2001M%26PS...36..501D
| consulté le=18 octobre 2007
}}</ref>.
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<ref>{{Périodique
| auteur=S. G. Love, D. E. Brownlee
| titre=The IRAS dust band contribution to the interplanetary dust complex - Evidence seen at 60 and 100 microns
| journal=Astronomical Journal
| date=1992
| vol=104
| issue=6
| pages=2236-2242
| texte=http://adsabs.harvard.edu/abs/1992AJ....104.2236L
| consulté le=18 octobre 2007
}}</ref>.
=== Périphérie ===
La [[famille d'Hungaria]] s'étend sur le bord interne de la ceinture, entre {{formatnum:1.78}} et {{formatnum: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 (planète)|Mars]] et il est possible que des perturbations gravitationnelles de cette planète en réduisent la population totale<ref>{{Périodique
| auteur=C. E. Spratt
| titre=The Hungaria group of minor planets
| journal=Journal of the Royal Astronomical Society of Canada
| date=1990
| vol=84
| issue=2
| pages=123-131
| texte=http://adsabs.harvard.edu/abs/1990JRASC..84..123S
| consulté le=18 octobre 2007
}}</ref>.
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<ref>{{Périodique
| auteur=J. M. Carvano, D. Lazzaro, T. Mothé-Diniz, C. A. Angeli, M. Florczak
| titre=Spectroscopic Survey of the Hungaria and Phocaea Dynamical Groups
| journal=Icarus
| date=2001
| vol=149
| issue=1
| pages=173-189
| texte=http://adsabs.harvard.edu/abs/2001Icar..149..173C
| consulté le=18 octobre 2007
}}</ref>. Elle orbite entre {{formatnum:2.25}} et {{formatnum:2.5}} UA.
Le groupe de [[(65) Cybèle|Cybèle]] occupe la partie externe de la ceinture principale, entre {{formatnum:3.3}} et {{formatnum:3.5}} UA, avec une résonance 7:5 avec Jupiter. La [[famille d'Hilda]] orbite entre {{formatnum:3.5}} et {{formatnum: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 {{formatnum:4.2}} UA jusqu'à l'orbite de Jupiter. Les groupements d'astéroïdes suivants sont les deux groupes d'[[Astéroïde troyen|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 {{formatnum:5.7}} millions d'années à la suite d'une collision avec un astéroïde de 16 km de rayon<ref>{{cite news
| title=SwRI researchers identify asteroid breakup event in the main asteroid belt
| publisher=SpaceRef.com
| date=12 juin 2002
| url=http://www.spaceref.com/news/viewpr.html?pid=8627
| accessdate=18 octobre 2007
}}</ref>. La famille de [[(490) Veritas|Veritas]] s'est formée il y a {{formatnum:8.3}} millions d'années et des preuves de cet événement ont pris la forme d'une poussière interplanétaire recouvrée dans des sédiments océaniques<ref>{{cite news
| author=M. McKee
| title=Eon of dust storms traced to asteroid smash
| publisher=New Scientist Space
| date=18 janvier 2006
| url=http://space.newscientist.com/channel/solar-system/comets-asteroids/dn8603
| accessdate=18 octobre 2007
}}</ref>.
Le groupe de [[(1270) Datura|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<ref>{{Périodique
| auteur=D. Nesvorný, D. Vokrouhlick, W. F. Bottke
| titre=The Breakup of a Main-Belt Asteroid 450 Thousand années Ago
| journal=Science
| date=2006
| vol=312
| issue=5779
| pages=1490
| texte=http://www.sciencemag.org/cgi/content/full/312/5779/1490
}}</ref>. D'autres groupes récents, comme celui d'[[(4652) Iannini|Iannini]] (entre 1 à 5 millions d'années) pourraient avoir contribué à cette poussière<ref>{{Périodique
| auteur=D. Nesvorný, W. F. Bottke, H. F. Levison, L. Dones
| titre=Recent Origin of the Solar System Dust Bands
| journal=The Astrophysical Journal
| date=2003
| vol=591
| pages=486–497
| doi=10.1086/374807
| consulté le=18 octobre 2007
}}</ref>.
== Origine ==
=== Formation ===
La plupart des scientifiques considèrent que la ceinture d'astéroïdes est composée de résidus du système solaire primitif qui n'ont jamais formés de planète.
À l'origine, il avait été avancé que la ceinture proviendrait de la fragmentation d'une planète (nommée [[Phaéton (planète)|Phaéton]]). Cette hypothèse est tombée en désuétude à cause d'un certain nombre de problèmes. Le premier concerne l'énorme énergie nécessaire. Un autre est la faible masse totale de la ceinture, qui n'est qu'une fraction de celle de la Lune. Enfin, les différences de composition chimique entre les astéroïdes sont difficiles à expliquer si tous proviennent du même corps<ref>{{Lien web
| url=http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/ask_astro/answers/980810a.html
| auteur=M. Masetti, K. Mukai
| date=1{{er}} décembre 2005
| titre=Origin of the Asteroid Belt
| éditeur=NASA Goddard Spaceflight Center
| consulté le=18 octobre 2007
}}</ref> .
On pense que la formation des planètes suit un processus analogue à l'hypothèse de la [[nébuleuse solaire]], qui suppose qu'un nuage de poussière et de gaz interplanétaire s'est effondré sous l'influence de sa propre garvité pour former un disque en rotation qui s'est condensé pour former le soleil et les planètes<ref>{{Lien web
| auteur=S. Watanabe
| date=20 juillet 2001
| url=http://www.jpl.nasa.gov/news/features.cfm?feature=520
| titre=Mysteries of the Solar Nebula
| éditeur=NASA
| consulté le=18 octobre 2007
}}</ref>. Pendant les premiers millions d'années du système solaire, un processus d'[[accrétion]] a graduellement accru la taille des corps, jusqu'à former les différentes planètes.
Dans les régions où la vitesse moyenne des collisions était trop élevée, la dislocation des planétésimaux tendait à dominer l'accrétion<ref>{{Périodique
| auteur=R. Edgar, P. Artymowicz
| titre=Pumping of a Planetesimal Disc by a Rapidly Migrating Planet
| journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
| date=2004
| vol=354
| issue=3
| pages=769-772
| texte=http://www.astro.su.se/~pawel/edgar+artymowicz.pdf
| format=PDF
| consulté le=18 octobre 2007
}}</ref>, empêchant la formation de corps suffisamment grands. De plus, les effets de [[résonance orbitale]] avec [[Jupiter (planète)|Jupiter]] tendent à perturber les petits corps vers d'autres orbites. La région située entre [[Mars (planète)|Mars]] et Jupiter contient plusieurs fortes résonances. Jupiter ayant migré vers le Soleil à la suite de sa formation, ces résonances ont balayé la ceinture d'astéroïdes, excitant la population des planétésimaux, accroissant leur vitesse relative<ref>{{cite conference
| first=E. R. D.
| last=Scott
| title=Constraints on Jupiter's Age and Formation Mechanism and the Nebula Lifetime from Chondrites and Asteroids
| booktitle=Proceedings 37th Annual Lunar and Planetary Science Conference
| publisher=Lunar and Planetary Society
| date=13-17 mars 2006
| location=League City, Texas, États-Unis
| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2006LPI....37.2367S
| accessdate=18 octobre 2007
}}</ref>. Les planétésimaux de cette région furent (et continuent à être) trop perturbés pour former une planète. Ils continuent à orbiter le Soleil indépendamment et à rentrer en collision de façon occasionnelle<ref name="icarus153">{{Périodique
| auteur=J.-M. Petit, A. Morbidelli, J. Chambers
| titre=The Primordial Excitation and Clearing of the Asteroid Belt
| journal=Icarus
| date=2001
| vol=153
| pages=338-347
| texte=http://www.gps.caltech.edu/classes/ge133/reading/asteroids.pdf
| format=PDF
| consulté le=18 octobre 2007
}}</ref>. La ceinture d'astéroïdes peut être considérée comme une relique du système solaire primitif.
=== Évolution ===
La ceinture d'astéroïdes actuelle ne contiendrait qu'une petite partie de la masse de la ceinture primordiale. Sur la base de simulations informatiques, cette ceinture aurait eu une masse équivalente à celle de la Terre. À cause de perturbations gravitationnelles, la majeure partie des matériaux furent éjectés à peine un million d'années après leur formation, ne laissant au final que moins de {{formatnum:0.1}}% de la masse d'origine<ref name="icarus153" />.
Depuis cette période, la distribution de la taille des astéroïdes dans la ceinture est restée relativement stable : il n'y a pas eu d'augmentation ou de baisse des dimensions typiques de ces astéroïdes<ref>{{cite news
| first=Lori
| last=Stiles
| title=Asteroids Caused the Early Inner Solar System Cataclysm
| publisher=University of Arizona News
| date=15 septembre 2005
| url=http://uanews.org/cgi-bin/WebObjects/UANews.woa/7/wa/SRStoryDetails?ArticleID=11692
}}</ref>. Cependant, ils furent affectés par différents processus ultérieurs comme le réchauffement interne (pendant les premières dizaines de millions d'années), la fonte de leur surface après des impacts ou l'effritement par radiation et bombardement de micrométéorites. Les astéroïdes en eux-mêmes ne sont donc pas des échantillons intacts du système solaire primitif. Par contraste, les objets de la [[ceinture de Kuiper]] externe auraient subi bien moins de transformations.
La résonance orbitale 4:1 avec Jupiter, vers {{formatnum:2.06}} UA, peut être considérée comme la limite interne de la ceinture. Les perturbations de Jupiter y déplacent les corps vers des orbites instables. De plus, la plupart des corps qui s'y sont formés furent éjectés par Mars (dont l'[[aphélie]] est situé à {{formatnum:1.67}} UA) ou par des perturbations gravitationnelles au début du système solaire<ref>{{Lien web
| auteur=Alfvén, H.; Arrhenius, G.
| année=1976
| url=http://history.nasa.gov/SP-345/ch4.htm
| titre=The Small Bodies
| work=SP-345 Evolution of the Solar System
| éditeur=NASA
| consulté le=18 octobre 2007
}}</ref>. Les exceptions incluent la [[famille d'Hungaria]], des astéroïdes situés sur des orbites très inclinées et qui furent ainsi protégés des perturbations.
== Découverte et exploration ==
=== Observations télescopiques ===
[[Image:Giuseppe Piazzi.jpg|thumb|Portrait de [[Giuseppe Piazzi]], découvreur du premier astéroïde, [[(1) Cérès|Cérès]].]]
Le premier astéroïde fut découvert par [[Giuseppe Piazzi]] le {{1er janvier}} [[1801]]. Le calcul permit de révéler qu'il s'agissait d'un astre circulant en moyenne à 2,8 [[unité astronomique|unités astronomiques]] du [[Soleil]]. Il fut nommé [[(1) Cérès]]. D'autres astéroïdes ont ensuite été découverts, [[(2) Pallas]] en 1802, [[(3) Junon]] en [[1804]], [[(4) Vesta]] en [[1807]]. Pendant une cinquantaine d'années, ces quatre corps furent considérés comme des petites planètes, venant se substituer à la « planète manquante » annoncée par [[Johann Elert Bode|Bode]] en 1772. Néanmoins, les différences importantes d'orbites et de luminosité entre ces quatre objets et leurs positionnements par rapport à la planète dite manquante fit naître un intense débat quant à leur statut.
La découverte d'[[(5) Astrée]] en [[1845]] ainsi que de dizaines d'autres astéroïdes situés entre Mars et Jupiter durant la décennie suivante permit de mettre fin au débat et d'établir définitivement l'existence d'une ceinture d'astéroïdes entre les orbites de Mars et de Jupiter.
La découverte d'un nouvel astéroïde dans la ceinture principale est aujourd'hui un évènement banal puisqu'on en a découvert en moyenne plusieurs dizaines par jour entre 1995 et 2005 grâce à des programmes tels que [[Lincoln Near-Earth Asteroid Research|LINEAR]], [[Near Earth Asteroid Tracking|NEAT]] ou [[Spacewatch]]. Concernant ce champ de recherches, même si des millions de découvertes restent à faire, les découvertes majeures ont d'ores et déjà été réalisées (astéroïdes binaires, satellites d'astéroïdes, astéroïdes avec plusieurs astéroïdes satellites...).
=== Exploration spatiale ===
[[Image:Dawn Flight Configuration 2.jpg|thumb|Vue d'artiste de la mission spatiale ''[[Dawn]]'' destinée à visiter [[(4) Vesta|Vesta]] (à gauche) et [[(1) Cérès|Cérès]] (à droite).]]
Le premier [[vaisseau spatial]] à avoir traversé la Ceinture d'astéroïdes fut ''[[Pioneer 10]]'', qui y entra le [[16 juillet]] [[1972]]. À cette époque, il n'était pas connu avec certitude si les débris de la ceinture allaient causer ou non des dégats à la sonde. ''Pioneer 10'' la traversa cependant sans dommage. Depuis, la ceinture d'astéroïdes a été traversée par neuf autres sondes : ''[[Pioneer 11]]'', ''[[Programme Voyager|Voyager 1]]'', ''[[Programme Voyager|voyager 2]]'', ''[[Galileo (sonde spatiale)|Galileo]]'', ''[[Mission Cassini-Huygens|Cassini]]'', ''[[NEAR Shoemaker|NEAR]]'', ''[[Ulysses]]'' et ''[[New Horizons]]'', sans incident. On estime désormais la probabilité qu'une sonde rencontre un astéroïde à moins d'une sur un milliard<ref>{{cite news
| first=Alan
| last=Stern
| title=New Horizons Crosses The Asteroid Belt
| publisher=Space Daily
| date=2 juin 2006
| url=http://www.spacedaily.com/reports/New_Horizons_Crosses_The_Asteroid_Belt.html
| accessdate=18 octobre 2007
}}</ref>.
À la fin 2007, trois sondes ont été spécifiquement dédiées à l'observation des astéroïdes. NEAR et [[Hayabusa]] furent consacrées à des astéroïdes proches de la Terre. Seule [[Dawn (sonde spatiale)|Dawn]], lancée en juillet 2007, a pour but la ceinture d'astéroïdes, spécifiquement Vesta et Cérès. Si la sonde est toujours opérationnelle après avoir accompli ce travail, il est prévu de l'employer pour continuer d'explorer la ceinture d'astéroïdes<ref>{{Lien web
| url=http://dawn.jpl.nasa.gov/
| date=10 avril 2007
| titre=Dawn Mission Home Page
| éditeur=NASA JPL
| consulté le=18 octobre 2007
}}</ref>.
== Voir aussi ==
=== Liens internes ===
* [[Astéroïde]]
* [[Système astéroïdal]]
* [[Liste des principaux astéroïdes de la ceinture principale classés par masse]]
* [[Astéroïde troyen]]
=== Liens externes ===
* {{fr}} {{Lien web
| url=http://www.le-systeme-solaire.net/modules.php?name=syssol&page=asteroides
| titre=Les Astéroïdes
| éditeur=le-systeme-solaire.net
| consulté le=18 octobre 2007
}}
* {{en}} {{Lien web
| url=http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/planets/asteroidpage.html
| titre=Asteroids
| éditeur=NASA
| date=31 octobre 2006
| consulté le=18 octobre 2007
}}
* {{en}} {{Lien web
| url=http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Asteroids
| titre=Asteroids
| éditeur=NASA - Solar System Exploration
| consulté le=18 octobre 2007
}}
* {{en}} {{Lien web
| url=http://www.nineplanets.org/asteroids.html
| titre=Asteroids
| auteur=W. A. Arnett
| éditeur=The Nine Planets
| date=26 février 2006
| consulté le=18 octobre 2007
}}
* {{en}} {{Lien web
| url=http://www.solstation.com/stars/asteroid.htm
| titre=Main Asteroid Belt
| éditeur=Sol Company
| consulté le=18 octobre 2007
}}
* {{en}} {{Lien web
| url=http://www.ifa.hawaii.edu/~hsieh/mbcs.html
| titre=Main-Belt Comets
| auteur=H. H. Hsieh
| éditeur=Université de Hawaii
| date=1{{er}} mars 2006
| consulté le=18 octobre 2007
}}
* {{en}} {{Lien web
| url=http://www.planetary.org/explore/topics/asteroids_and_comets/facts.html
| titre=Space Topics: Asteroids and Comets
| éditeur=The Planetary Society
| date=2007
| consulté le=18 octobre 2007
}}
=== Références ===
{{références|colonnes=2}}
{{Petit corps du système solaire}}
{{SystemeSolaire}}
{{Portail astronomie}}
{{lien BA|en}}
{{Lien AdQ|en}}
[[Catégorie:Astéroïde de la ceinture principale|*]]
[[Catégorie:Groupe ou famille d'astéroïdes]]
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