La ceinture principale d'astéroïdes (parfois simplement ceinture d'astéroïdes ou ceinture principaleAnciennement appelée ou simplement « anneau des astéroïdes » ou encore « anneau principal » (Arend 1945).) est une formation du système solaire située entre les orbites de Mars et de Jupiter. Vestige du disque protoplanétaire de la nébuleuse solaire, elle est composée d'une grande quantité d'astéroïdes qui ne se sont pas agrégés en planète.. Le plus gros d'entre-eux, Cérès, est catégorisé comme planète naine depuis 2006.
Terminologie La ceinture d'astéroïdes est une désignation ancienne qui remonte à l'époque où seule la ceinture dite principale était connue. Depuis a été découverte la Ceinture de Kuiper, beaucoup plus importante en masse et en étendue, puis le Nuage de Oort, dont la structure est encore hypothétique en raison de sa difficulté d'observation. Il n'est pas prévu actuellement de modifier la terminologie de la Ceinture d'astéroïdes mais elle est parfois précisée « ceinture d'astéroïdes principale » lorsqu'il s'agit de la distinguer d'autres ceintures analogues du Système solaire.
Caractéristiques Nombre La ceinture d'astéroïdes contient plusieurs centaines de milliers d'astéroïdes connus, et probablement plusieurs millions, d'une taille allant du mètre au planétoïde de quelques centaines de kilomètres de diamètre.
En 2018, on a déjà identifié de plus de . tandis qu'une étude systématique de la ceinture dans les infrarouges a estimé entre et le nombre d'astéroïdes plus grands qu'un kilomètre.. La magnitude absolue médiane de ces astéroïdes est d'environ 16.
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 plus d'astéroïdes d'un diamètre de que de ). Cette progression subsiste jusqu'à ce que leur taille devienne suffisamment petite, soit inférieure à . À ce stade, la pression de rayonnement du Soleil entre en compétition avec la gravité. Lorsque le rapport de la force de radiation sur la force de gravité est supérieur à 0,5, ces poussières sont évacuées hors du Système solaire interne. Mais pour un rapport proche de 0,1, l'effet Poynting-Robertson conduit ces poussières à spiraler lentement vers le Soleil jusqu'à leur évaporation à environ une unité astronomique de celui-ci. Enfin, pour un rapport entre 0,1 et 0,5 le destin des poussières dépendra de leurs conditions initiales de vélocité.
Contrairement à une représentation courante de la ceinture principale comme une zone concentrée, la ceinture d'astéroïdes reste très peu dense et chaque astéroïde est généralement séparé du plus proche par en moyenne un million de kilomètres..
vignette|upright=2|center|Distribution en taille des astéroïdes de la ceinture
Masse La masse totale de la ceinture d'astéroïdes est estimée entre ( de milliards de tonnes), soit 5 % de celle de la Lune... Les quatre plus grands objets, Cérès, Vesta, Pallas et Hygée, représentent quasiment la moitié de la masse totale de la ceinture ; Cérès compte pour un tiers à lui tout seulPour les estimations de la masse de Cérès, Vesta, Pallas et Hygée, voir les références données dans chacun des articles respectifs.. 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.. Il orbite à du Soleil, ce qui est également la distance du centre de masse de la ceinture d'astéroïdes.. Vesta a par ailleurs une magnitude absolue plus élevée que les autres astéroïdes, aux environs de 3,20Asteroid Absolute Magnitudes and Slopes..
Composition Au 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. Cependant, du fait de leur petite taille, cette période de fusion fut brève (par rapport aux planètes) et s'est généralement terminée il y a milliards d'années après avoir duré entre quelques dizaines et une centaine de millions d'années..
vignette| Météorite d'Allende, une chondrite carbonée tombée au Mexique en 1969. On pense que sa composition est similaire à celle de nombreux 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.. Ces astéroïdes de type C incluent plus de 75 % de tous les astéroïdes visibles. Ils sont plus rouges que les autres astéroïdes et possèdent un albédo très faible. Leur composition de surface est similaire aux météorites chondrites 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 l'intérieur de la ceinture, aux alentours de du Soleil, les astéroïdes de type S (silicates) sont les plus courants.. 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 type M (riches en 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 Calliope ne semble pas être composé principalement de métal.. À l'intérieur de la ceinture, la distribution des astéroïdes de type M culmine à du Soleil.. 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..
La ceinture d'astéroïdes ne contient que peu d'astéroïdes de type V, basaltiques., 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 roches 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.. Jusqu'en 2001, on pensait que la plupart des corps basaltiques découverts dans la ceinture provenaient 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. En 2007, (7472) Kumakiri et furent découverts possédant une composition basaltique et dont l'origine ne peut provenir de Vesta. À cette date, il s'agissait des seuls astéroïdes de type V découverts dans la ceinture externe.
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 à 165 K (-108 °C) à .. 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 a une excentricité inférieure à et une inclinaison inférieure à . Leur distribution orbitale est maximale pour une excentricité d'environ et une inclinaison inférieure à 4°.. 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 4:1 et 2:1, entre et et ses composants ont une excentricité plus petite que et une inclinaison inférieure à . Cette région contient 93,4 % de tous les astéroïdes numérotés du Système solaireAu 18 octobre 2007, la base de données du Minor Planet Center recensait astéroïdes numérotés ; parmi ceux-ci, possédaient un demi-grand axe compris entre correspondant à des limites larges de la ceinture d'astéroïdes, soit 98,9 %..
Les deux diagrammes suivants mettent en évidence certains éléments orbitaux des astéroïdes connus en fonction de leur demi-grand axe (en ua) ; les astéroïdes de la ceinture sont indiqués en rouge et bleu, entre (le rouge correspondant à la région la plus peuplée de la ceinture). Le groupe d'astéroïdes situé vers est celui des troyens.
Lacunes de Kirkwood
vignette|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, où les effets de résonance orbitale avec Jupiter déstabilisent les orbites des petits corps qui pourraient s'y trouver. La distribution des demi-grands axes des astéroïdes (et donc, lorsque leur 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 est une fraction entière. Pour un petit objet répondant à cette condition, les effets de résonance avec la planète sont suffisants pour en perturber les 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. 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-grands 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.
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 )..
La région centrale de la ceinture d'astéroïdes est parfois subdivisée en trois zones, fondées sur les lacunes de Kirkwood les plus importantes. La zone I s'étend de la résonance 4:1 () à la résonance 3:1 (). La zone II part de la fin de la zone I jusqu'à la résonance 5:2 (). La zone III débute à la limite externe de la zone II jusqu'à la lacune de la résonance 2:1 ()..
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 () et la ceinture externe du reste des astéroïdes. Certains auteurs définissent ces deux ceintures à partir de la résonance 2:1 (). D'autres poussent la subdivision en définissant les ceintures interne, moyenne et externe.
Collisions