KÉSAKO ?

La ceinture principale d'astéroïdes (parfois juste ceinture d'astéroïdes ou ceinture principale) est une région du Système solaire située entre les orbites de Mars et Jupiter. Elle contient un grand nombre d'astéroïdes. Tous les astéroïdes de cette ceinture sont des petits corps du Système solaire, à l'exception de Vesta et Pallas, avec un diamètre d'environ 500 kilomètres, sont les plus gros membres du groupe. Cérès, avec ses 950 kilomètres, est classé à part : depuis 2006 l'Union Astronomique Internationale l'a rangé dans la famille des planètes naines en raison de sa forme sphérique.

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. En 2018, on connaît 240 astéroïdes de plus de 100 kilomètres 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 kilomètre. La magnitude absolue médiane de ces astéroïdes est d'environ 163.

On considère que le nombre d'astéroïdes d'une certaine taille augmente d'un facteur 100 lorsque le 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). Les plus gros font environ 1000 km de diamètre, et les plus petits ont la taille d’un grain de poussière.

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 en moyenne 1 million de kilomètres. Cette masse totale de cette ceinture est très faible par rapport à ce à quoi on pourrait s’attendre dans un disque proto-planétaire ayant formé les planètes telluriques et géantes. Si on prend par exemple la nébuleuse solaire de masse minimale, alors on estime qu’il devait y avoir initialement 1000 fois plus de matière solide dans la région des astéroïdes qu’il n’y en a aujourd’hui. Le grand défi de tout modèle de formation est donc d’expliquer comment 99.9% de la masse de la ceinture d’astéroïdes a pu disparaître.

Ces corps rocheux sont de formes très variées, les plus gros étant plutôt sphériques, tandis que les plus petits ont des formes irrégulières. Ces roches sont composées de nickel, de fer ou de silicates.

Pendant longtemps, les scientifiques croyaient que cette ceinture d’astéroïdes était le vestige d’une ancienne planète qui aurait explosé sans que l’on sache pourquoi. Mais ce qui est largement admis aujourd’hui, c’est que les perturbations engendrées par la force gravitationnelle de Jupiter ont empêché ces roches de s’agréger pour former une planète. En effet, la ceinture d'astéroïdes est une relique du Système Solaire primitif. Alors que les planètes se formaient par accrétion, la région comprise entre Mars et Jupiter a subi les effets des résonances orbitales produites par la planète géante gazeuse, ce qui a limité les phénomènes d'accrétion : l'accélération des planétésimaux a produit de nombreuses collisions et ces perturbations ont empêché la formation d'une planète sur cette orbite.

La grande majorité des astéroïdes de la ceinture principale a une excentricité inférieure à 0,4 et une inclinaison inférieure à 30°. Leur distribution orbitale est maximale pour une excentricité d'environ 0,07 et une inclinaison inférieure à 4°3. 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.

La poussière produite par les collisions entre astéroïdes spirale lentement vers le Soleil et donne naissance à la lumière zodiacale.

La ceinture d'astéroïdes compte trois grandes familles

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