Inventaire

Si l'on envisage les astéroïdes en fonction de leur orbite, il en existe de trois sortes : ceux qui appartiennent à la Grande ceinture d'astéroïdes et forment le gros de la troupe, ceux, beaucoup plus rares, qui parcourent les régions internes du Système solaire, parmi lesquels on distinguera les géocroiseurs, qui croisent l'orbite de la Terre, et les troyens associés à certaines planètes, qui possèdent également des astéroïdes capturés.

Mentionnons pour mémoire les divers corps irréguliers qui circulent à la périphérie du Système solaire, au-delà des orbites des planètes géantes, analogues aux astéroïdes, mais plus vraisemblablement composés de glace, et plus proches ce sens des noyaux des comètes. Tels sont les Centaures (par exemple Chiron, pour lequel une activité cométaire a d'ailleurs été décelée), qui circulent entre Saturne et Uranus, ou des objets tel Hidalgo qui circulent sur une orbite rappelant celle des comètes, sans toutefois présenter de signes d'activité cométaire. Certains modèles conduisent à penser que 1% de ces objets pourraient malgré tout être de vrais astéroïdes. Discerner entre noyaux comètes et astéroïdes - qui seraient en fait deux extrêmes d'une même population initiale, ou simplement les proportion de roche et de glace auraient varié, reste une question récurrente, loin d'être académique, mais qui ne peut sans doute être tranchée qu'au cas par cas. Quoi qu'il en soit, ils sont abordés dans ce site en même temps que les comètes et les objets de la ceinture de Kuiper dont ils pourraient provenir, à la page consacrée à la Périphérie du Système solaire.

Dès la fin du 19^e siècle, les astronomes, parmi lesquels Daniel Kirkwood en 1867, ont remarqué que des similitudes existaient entre les éléments orbitaux de certains astéroïdes. Kiyotsugu Hirayama a tiré, entre 1918 et 1933, les conséquences de ce premier constat en reconnaissant l'existence de familles d'astéroïdes. Le chercheur a fait apparaître la réalité de ces familles à partir de l'étude des éléments propres des orbites (c'est-à-dire en gommant les effet perturbateurs des grosses planètes sur les caractéristiques orbitales des astéroïdes considérés,). Il a ainsi divisé les astéroïdes de la Ceinture principale en trois, puis cinq, puis neuf familles. Celles-ci sont aujourd'hui encore interprétés souvent, comment le suggérait Hirayama, comme le résultat d'une fragmentation d'un corps après qu'il soit entré en collision avec un autre.

Dans de nombreux cas, les astéroïdes d'une même famille seraient ainsi les débris d'un même corps parent, qui continueraient de circuler quelque temps de conserve, puis se disperseraient peu à peu sous l'effet de perturbations gravitationnelles diverses, tout en gardant au travers de quelques unes de leur caractéristiques orbitales la mémoire de leur origine commune. La relation entre un corps parent et une famille n'est cependant pas univoque. La question considérée d'un point de vue minéralogique suggère en effet qu'il n'aurait existé au départ qu'une poignée de corps parents, et que les divers familles dynamiques proviendrait plutôt de fragmentations secondaires, et sur le long terme d'une dispersion particulière provoquée par diverses perturbations gravitationnelles. Quoi qu'il en soit, aujourd'hui plusieurs dizaines de ces familles sont répertoriées. En voici quelques unes :

Trois de ces familles méritent une mention particulière :

Les Hungarias, dont le premier membre (Hungaria) a été découvert en 1898 par Max Wolf, représentent un groupe d'astéroïdes qui circulent sur des orbites faiblement excentriques (moins de 0,18) à la bordure intérieure de la Ceinture principale. Ils sont séparés de celle-ci par un espace vide, et leurs plus proches voisins sont les astéroïdes de la famille des Phocaeas. Typiquement, la distance moyenne au Soleil des Hungarias est comprise entre 1,78 et 2,0 unités astronomiques (UA) et leur inclinaison moyenne par rapport à l'écliptique de 22°, s'étageant entre 16° et 34°. Il est possible que ces objets ne soient pas véritablement issus d'un même corps parent, mais qu'ils proviennent de diverses autres régions de la grande ceinture, et se soient trouvés comme mis à l'écart dans la région où on les rencontre aujourd'hui du fait de diverses perturbations gravitationnelles. On a parfois évoqué la possibilité que les Hungarias aient été beaucoup plus nombreux dans le passé, et que cette famille se soit dépeuplée à la suite de ses interactions avec Mars, ainsi que de collisions.

Les Flores représentent la famille la plus peuplée. Identifiée par Hirayama en 1923, elle est composée d'astéroïdes qui circulent à 2,22 UA du Soleil. Leur excentricité est relativement importante (0,14 en moyenne), mais leur inclinaison reste faible (autour de 5°). La grande dispersion des astéroïdes de cette famille a conduit, au début des années 1950, P. Brouwer, le continuateur des travaux d'Hirayama, à diviser les Flores en quatre sous-groupes. Une approche qui n'a pas tenu. Les travaux ultérieurs ont tout au contraire justifié le maintient d'un seul groupe, qui - une fois n'est (presque!) pas coutume - aurait une unique origine. Unique, mais peut-être complexe : on a évoqué par exemple la fragmentation d'un astéroïde double. Quant à l'apparente répartition en quatre sous-familles, elle serait à attribuer à la proximité d'une région rendue gravitationnellement instable par Jupiter (Les astéroïdes y font sept révolutions, quand la planète géante en accomplit deux).

Les Hildas forment une famille d'astéroïdes souvent de forme très irrégulière, dont le premier membre (Hilda) a été découvert par J. Palisa en 1875, et qui circulent à des distances moyennes du Soleil comprises entre 3,7 et 4,2 UA. Leur excentricité moyenne est inférieure à 0,30 et leur inclinaison par rapport à l'écliptique ne dépasse pas les 30°. Un vaste espace dépeuplé sépare les Hildas du gros du troupeau d'objets présents entre Mars Jupiter. On peut donc considérer que les Hildas n'appartiennent pas à proprement parler à la Ceinture principale des astéroïdes, bien qu'on ne commette aucun sacrilège en les décrivant comme sa lisière extérieure. Le plus important est le caractère dynamique de la région qu'ils occupent, et qui constitue comme un piège pour les petits corps qui s'y aventurent. Quelque chose qui incite à penser qu'une certaine proportion de Hildas pourraient ne pas être de véritables astéroïdes mais d'anciens noyaux de comètes "éteintes", qui s'y seraient laissés capturer. Leur couleur généralement sombre, qui rappelle celui des noyaux cométaires peut également être un argument en faveur de cette thèse. Les tentatives faites pour révéler une activité cométaire (présence d'une coma) n'ont cependant donné aucun résultat concluant. Tout au plus a-t-on mis en évidence, dans les cas de Tuckia et de Larissa, qui figurent parmi les gros Hildas, des variations de leur période de rotation qui pourrait ne pas être d'origine gravitationnelle, mais plutôt dues à une émission sporadique de matière volatile, comme on l'observe avec les comètes.

On connaît, en tout cas, un certain nombre de comètes avérées dont les orbites (appelées à évoluer) ressemblaient au cours des dernières décennies à celles des Hildas. Par exemple : P/Gehrels-3, P/Smirnova-Chernykh, P/Oterna, P/Gunn, P/Longmore, P/Schwassman-Wachmann-2, P/Parker-Hartley. Il est imaginable que certaines d'entre elles deviennent un jour des Hildas sous l'effet des mêmes forces non gravitationnelles (dégazage), soupçonnées dans le cas de Tuckia et de Larissa.

Les lacunes de Kirkwood Il n'y a pratiquement aucun astéroïde circulant sur des orbites qui correspondent à des périodes de révolution qui entre en rapport simple avec celle de Jupiter : 3:1, 5:2, 7:3, 2:1. La lacune qui sépare les Hungarias du reste de la Ceinture principale correspond au rapport 4:1  Ces rapports signifient, par exemple, un objet situé sur une orbite dont le rayon serait de 2,5 UA, aurait une période de révolution exactement trois fois plus courte que celle de Jupiter (quatre ans au lieu de douze). On dira que cette région correspond à la résonance 3:1. Et de la même façon, on parlera de la résonance 5:2 pour définir la région ou un objet tournerait cinq fois autour du Soleil, quand Jupiter n'aurait accompli que deux révolutions. Sans entrer dans les détails - qui sont aussi une affaires de calculs par de gros ordinateurs - l'implication de Jupiter, la plus grosse planète du Système solaire, dans cette curieuse logique suggère que ce sont ses perturbations gravitationnelles sur les petits astéroïdes qui sont bien la cause de tout. D'une manière où d'une autre, Jupiter suscite des zones instables, appelées lacunes de Kirkwood, du nom de leur découvreur, d'où les astéroïdes qui s'y seraient aventurés finiront toujours par éjectés. Normalement, l'effet d'une résonance est de vider de ses astéroïdes la région qui lui correspond. On notera cependant que la situation est compliquée par l'existence de régions qui peuvent être également définies comme des résonances et qui correspondent au contraire à des régions d'accumulation. On a déjà mentionné plus haut le groupe des Hungarias dont la période de révolution moyenne est de 2,5 ans et qui se trouvent ainsi en résonance 9:2 avec Jupiter, et en résonance 3:2 avec Mars. Même constat pour les Flores (résonance 7:2) et surtout pour les Hildas, qui, circulant à 3,9 UA du Soleil, et sont piégés à proximité de la résonance 3:2 avec Jupiter. Au delà, à la résonance 4:3 (qui correspond à une distance au Soleil de 4,26 UA), circule également un astéroïde, apparemment isolé : Thulé.  - Où vont les astéroïdes expulsés des lacunes de Kirkwood? La réponse la plus simple - et probablement vraie dans la plupart des cas - consiste à dire qui viennent simplement peupler les régions moins instables de la Ceinture principale, voire qu'il partent alimenter des régions ultrastables telle que celle des Hildas. Mais il faut aussi tenir compte des perturbations dues aux autres planètes. Celles des autres planètes géantes, qui pourraient conduire à l'expulsion définitive hors du Système Solaire de nombreux astéroïdes en délicatesse ave telle ou telle résonance jovienne, ou à la suite d'une collision. Mars, également, qui pourrait jouer le rôle d'une sorte de "pompe à astéroïdes", qui alimenterait les régions internes du Système solaire en petits corps expulsés de la Grande Ceinture.

Ajoutons que, comme l'on montré des chercheurs de l'Institut d'astronomie d'Hawaii en mai 2004, la couleur des astéroïdes de la Ceinture donne une indication de leur âge.  Ils rougissent en vieillissant. Cette nouvelle méthode  de datation des astéroïdes  découle de la corrélation qu'ils ont découverte entre la couleur de 8416 astéroïdes répertoriés dans le Sloan Digital Sky Survey, et les âges déduits des évolutions orbitales de cent mille astéroïdes, en fonction des familles auxquelles ils appartiennent.

Les âges ainsi déterminés (entre six millions à trois milliards d'années) mesurant le temps écoulé depuis le moment où ces astéroïdes se sont fracturés pour donner naissance aux dites familles, et pendant lequel des surfaces nouvelles ont été exposées au vent solaire et au rayonnement cosmique (Le milieu interstellaire). Ces rayonnements, très agressifs, ont altéré lentement la matière à la surface des astéroïdes au point d'en modifier peu à peu la couleur. Et l'on comprend que celle-ci ait été d'autant plus modifiée que la durée  d'exposition aux intempéries spatiales a été longue.

Valable pour l'instant seulement pour les astéroïdes de la ceinture principale, la méthode pourrait être étendue à l'étude des âges de petits satellites des planètes géantes, que l'on pense être des astéroïdes capturés. En attendant, les résultats déjà obtenus permettent de comprendre pourquoi la couleur des météoritesne correspond pas à celle des astéroïdes dont ils sont issus.

Circastéroïdes et géocroiseurs.

Des probabilités non négligeables existent pour qu'un jour où l'autre l'un d'eux percute notre planète, sur laquelle on a d'ailleurs déjà recensé 150 cratères (récents) dus à de tels impacts. La collision est d'ailleurs aussi l'explication la plus souvent mentionnée de l'extinction massive de certaines espèces sur notre planète. L'événement violent qui s'est produit le 30 juin 1908 dans la région de la Tunguska en Sibérie et a détruit des milliers d'hectares de forêt, s'il n'a pas été occasionné par l'entrée d'un fragment de noyau cométaire dans notre atmosphère, pourrait également s'expliquer par la rencontre avec un NEO d'une centaine de mètres de diamètre. En somme, des versions superlatives de ce qui se produit quotidiennement avec la chute de ces petits fragments d'astéroïdes que sont les météorites.

Les circastéroïdes correspondent à une population à faible durée de vie. Leurs orbites sont instables sur des durées supérieures à cent millions d'années. C'est en gros le temps qu'il leur faut pour entrer en collision avec une planète tellurique ou se voir tout simplement expulsés de cette région du Système solaire par les diverses perturbations gravitationnelles qui s'y exercent. Le maintien dans le temps d'une telle population signifie donc qu'elle est renouvelée en permanence. Le taux requis est de quelques centaines d'objets de plus d'un kilomètre de diamètre tous les millions d'années.

Une conclusion cohérente avec l'idée que l'on se fait du pompage des lacunes de Kirkwood. mais ce n'est pas la seule possibilité. Certains chercheurs pensent que les circastéroïdes pourraient également être des noyaux cométaires éteints ou endormis. Puis les régions internes sont régulièrement visitées par de tels objets, il peut sembler logique d'imaginer que certains y restent piégés par l'attraction gravitationnelle de telle ou telle planète intérieure. On sait aussi que certains noyaux cométaires (groupe de Kreutz) sont régulièrement englouties par le Soleil.

Les Apollos : leur demi-grand axe (distance moyenne au Soleil) est supérieur à 1 unité astronomique (UA) et leur distance à l'aphélie inférieure 1,017 UA. Cette famille, dont la période est supérieure à un an, inclut la majorité des géocroiseurs. 632 Apollos sont répertoriés ⁽²⁾.

Les Atens : leur demi-grand axe est inférieur à 1 UA et leur distance à l'aphélie est de 0, 983 UA (une valeur qui correspond à celle de la distance de la Terre au périhélie). Leur période est inférieure à un an. Certains sont des géocroiseurs. 110 Atens sont répertoriés ⁽²⁾.

Les Amors : leur distance au périhélie est comprise entre 1,017 et 1,3 UA (195 millions de kilomètres). Comme c'est aussi le cas pour certains Hungarias, ils croisent l'orbite de Mars, mais pas celle de la Terre. 636 Amors sont répertoriés ⁽²⁾.

Exemples de circastéroïdes
Apollos	Atens	Amors
(4769) Castalia (4179) Toutatis (1620) Géographos (1864) Daedalus (1865) Cerbère (2212) Hephaistos (2201) Oljato (1566) Icarus (2101) Adonis (1862) Apollo (2063) Bacchus (3200) Phaéton - 1998 KY26 (4581) Asclepius - 1937 UB (Hermès)	(2062) Aten (2100) Ra-Shalom (2340) Hathor (3362) Khufu (3554) Amun (3753) Cruithne (5381) Sekhmet - 1998 TU3 - 1999 HF1 Un géocroiseur : Toutatis.	(2061) Anza (1917) Cuyo (1221) Amor (1943) Anteros (1915) Quetzalcoatl (433) Éros (1036) Ganymède (6489) Golevka (4954) Eric (3552) Don Quichotte (1627) Ivar (887) Alinda (719) Albert (4487) Pocahontas (11284) Belenus

La définition que vient d'être donnée de chacun des trois groupes de circastéroïdes est quelque peu arbitraire, et ne traduit en réalité que les caractéristiues orbitales du moment. Or celles-ci changent au fil du temps et des diverses perturbations subies par ses objets. Certains Amors peuvent très bien devenir des Apollos après quelques révolutions, et certains Atens auraient pu très bien être classés parmi les Apollos, si on les avaient découverts quelques années plus tôt. C'est d'ailleurs ce qui s'est produit avec Quetzalcoatl, découvert en 1953 et classé parmi les Amors, mais qui onze ans plus tôt avait encore les caractéristiques orbitales d'un Apollo... Ajoutons encore, pour ne rien arranger au tableau que deux astéroïdes du groupe Amor - Amor lui-même et Ivar -, dont les demi-grand axes dépassent 1,9 UA, pourraient quant à eux être parfaitement affiliés à la famille des Hungarias. 
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Des astéroïdes, des comètes et des poussières Le flou sur la distinction entre les familles d'astéroïdes, qui est finalement très bénin se double d'autres incertitudes quant à la nature véritable de certains objets. Comme c'est d'ailleurs le cas fréquemment pour d'autres petits corps du Système solaire, il est parfois difficile de dire si tel ou tel astéroïde est un véritable astéroïde ou s'il s'agit d'un noyau cométaire. Par exemple l'Aten Phaéton a été associé à l'essaim des Géminides (Les Étoiles filantes), qui se produit en décembre. On également rapproché l'orbite de certains autres essaims de celles d'astéroïdes de la famille des Atens : Adonis, Oljato. Adonis est associé avec le petit essaim des scorpio-sagittarides, actif en juin et début juillet. Et la sonde Pionneer Venus a détecté en 1983 des indices pouvant laisser penser que Oljato possède une petite activité cométaire. U autre objet, 1997 PW, pourrait provenir du nuage de Ort. Cela pourrait faire de ces présumés astéroïdes plutôt le noyau en cours de désagrégation d'une comète éteinte. Mais il est également possible que les poussières qui suivent leur orbite aient été créées lors d'un récent impact météoritique qu'auraient connu ces corps. Un phénomène de ce type semble d'ailleurs avoir été observé "en direct", sur un astéroïde de la Ceinture principale : Elst-Pizarro (Famille de Koronis) en 1996. Son éjection de poussière après un probable impact lui a donné pendant quelques mois l'aspect d'une comète. Même chose du côté des Apollos. Héphaistos se déplace sur une orbite qui rappelle davantage celle d'une comète (telle que Encke, par exemple) que celle d'un astéroïde.

La notion de Troyen implique trois corps. Dans le cas des Troyens de Jupiter et de Mars, il y a le troyen lui-même, la planète qu'il suit ou précède, et le Soleil autour duquel sont dessinées les orbites. Il existe aussi des Troyens dont le troisième corps n'est pas le Soleil, mais Saturne. Il s'agit donc de satellites de Saturne, qui circulent sur les mêmes orbites, mais séparés par 60° : cas de Dioné et Hélène, Thétys et calypso, Thétys et Télesto.

Les troyens de Mars : 5261 Eurêka, découvert en 1990. Un autre en 1998, et trois encore s'y sont ajoutés en 2001. Tous calent leur orbite sur le point L5. 
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Et la Terre dans tout ça?
Il n'est pas exclu que d'autres planètes, y compris la Terre possèdent des troyens. Une idée qui a dû attendre les simulations informatiques pour s'imposer. Auparavant, la conception qui prévalait, et qui semblait reposer sur le pur bon sens, tendait à écarter cette possibilité. En particulier, lorsqu'on comparait la distance de la Terre à ses points de Lagrange L4 et L5 à la distance qui les séparait de Vénus lorsque la planète se trouve en conjonction avec eux, l'effet des perturbations gravitationnelles de celle-ci apparaissait pur important que celui de la Terre. Dès lors, aucun petit corps n'aurait pu séjourner durablement dans ces régions. On sait aujourd'hui que le répit d'un corps placés en ces points peut être de plusieurs dizaines de millions. De quoi justifier les tentatives pour trouver des Troyens de la Terre au cours des dernières années. Une tâche nécessairement difficile car ces éventuels corps doivent être très petits, et du fait de la proximité relative des points de Lagrange de notre planète dispersés sur une vaste étendue de la voûte céleste. Et, en attendant que l'on en découvre, voici un cas étonnant : 

Les cas de Cruithne et de AA 29 : La Terre possède deux compagnons qui n'e sont ni des satellites comme la Lune, ni véritablement des Troyen. Il s'agit de l'astéroïde normalement classé dans la famille des atens : Cruithne qui circule sur une orbite "en fer à cheval" qui le fait s'enrouler autour des points de Lagrange L4 et L5 de notre planète, et de AA 29, un circastéroïde découvert en 2002 et dont l'orbite s'enroule curieusement aurtour de celle de la Terre.