Plusieurs astéroïdes ont été approchés par des sondes spatiales. C'est le cas de Gaspra (photo ci-dessous) et d' Ida, survolés par Galileo au cours de son voyage vers Jupiter, et ainsi que de Mathilde et d'Éros, étudiés par la sonde Near. Cette dernière a d'ailleurs été satellisée plusieurs mois autour d'Éros, avant d'y être "posée", plus ou moins brutalement. Ajoutons, que les études radar, en particulier grâce à la grande parabole d'Arecibo, ont pu être conduites sur plus de 230 astéroïdes, parmi ceux qui se rapprochent le plus de la Terre (géocroiseurs). Dans certains cas des détails de la surface de quelques dizaines de mètres seulement commencent à être accessibles (par ex. : Toutatis).

Tous les astéroïdes ne portent pas de nom, mais seulement leur numéro d'inscription dans le catalogue des astéroïdes, qui normalement correspond également à leur ordre de découverte.

Il pourrait exister des millions d'astéroïdes.

Les quatre plus gros ont une forme plus ou moins sphérique et une dimension qui permettent de les classer parmi les planètes naines. Cérès, qui rassemble le quart de la masse totale des astéroïdes, a ainsi un diamètre qui dépasse les 900 kilomètres. Dans leur immense majorité, ces objets sont de petits corps, de forme plus irrégulière. Une trentaine d'astéroïdes seulement dépassent les 200 kilomètres. Moins de mille atteignent les trente kilomètres. Et il pourrait en exister autour de un million, entre 30 km et 1 km. En extrapolant, on peut supposer que la plupart ont des dimensions encore inférieures. Beaucoup ne doivent être gros que de quelques mètres, voire de quelques centimètres (météoroïdes). UN astéroïde, en somme, c'est l'idée du caillou déclinée pratiquement à l'infini, et, au total, ces objets représenteraient une masse 1600 fois inférieure à celle de la Terre. 

Les briques d'une planète manquée

Mais de telles collisions n'ont pas nécessairement toujours été destructrices. La forme de certains astéroïdes suggère qu'ils sont composés de deux astéroïdes plus petits, collés ensemble. C'est ainsi qu'ont dû aussi se former les plus gros de ces corps, mais aussi les planètes comme la Terre : par agglomération de blocs rocheux. C'est, donc, la seconde raison pour laquelle les astéroïdes sont de forme le plus souvent irrégulière. Les astéroïdes ne sont en fait que les briques survivantes d'une petite planète qui n'a jamais réussi à grandir et à se construire, à cause des perturbations gravitationnelles induites par les planètes géantes, et surtout par la première d'entre elles : Jupiter. Ils sont les héritiers, qui ont subi des transformations physiques et chimiques plus ou moins profondes, des mêmes planétésimaux qui ont servi à fabriquer la Terre et les autres planètes telluriques. Une parenté qui explique l'orientation et l'importance des nombreuses études qui leur sont consacrées.
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Rencontres de tous types Le puzzle des lunes d'astéroïdes Il y a belle lurette que les astronomes ne s'inquiètent pas de la solitude des astéroïdes. Ils pressentaient l'existence de couples semblaient être constitués de deux corps accolés : c'est le cas de Pallas, de Hector, si l'on en juge par l'étude de la variation de leur luminosité au cours de leur rotation, ou encore de Castalia, tels qu'a pu les révéler les études radar conduites grâce au radiotélescope d'Arecibo en 1989, et de Kleopatra étudiée en 2000. Des situations qui suggèrent à leur origine l'existence de collisions douces entre deux astéroïdes ou peut-être entre un astéroïde et sa lune. Le premier véritable satellite d'astéroïde a été observé par la sonde Galileo en 1993. Il s'agit de Dactyl, un objet de 1,5 km, qui gravite autour de Ida (56 km). Sachant que Ida appartient à une famille d'astéroïdes, les astronomes n'ont pas eu de mal à interpréter Dactyl comme une relique restée captive après l'impact à l'origine de toute la famille. La planète du Petit Prince était un astéroïde.  Selon Antoine de Saint-Exupéry,  il s'agissait de l'objet B 612... En octobre 1999, des chercheurs de l'université de Boulder (Colorado), utilisant l'optique adaptative montée sur le télescope Canada-France à Hawaii (CFHT) ont annoncé la découverte d'une seconde lune, baptisée Petit Prince en hommage au personnage de Saint-Exupéry, et gravitant autour de l'astéroïde Eugenia. Cette fois, l'origine du couple s'est révélée plus problématique. Eugenia est un corps très peu dense, peut-être à cause d'une extrême porosité. Il lui est dès lors difficile de garder un satellite qui serait issu d'une collision. - Sylvia et ses deux satellites. (© Franck Marchis et al, Nature, 2005). Une nouvelle lune a encore été découverte en février 2000, toujours par la même équipe et avec les mêmes moyens, autour de l'astéroïde Pulcova. Puis, en août, Antiope 120 km deux corps séparés de 170 km de distance, Antiope, non pas un astéroïde et sa lune, mais plutôt un astéroïde double (deux astéroïdes de dimensions équivalentes qui orbitent autour de leur centre de masse commun). En 2003, des études radar ont montré que Hermès (récemment retrouvé après qu'on ait perdu sa trace pendant plusieurs décennies) était aussi dans ce cas. L'existence de tels jumeaux n'est pas encore comprise de façon satisfaisante, et encore moins celle de triplets, comme 87 Sylvia, dans la ceinture principale, dont on a découvert qu'on avait affaire à un astéroïde triple. Peut-être, dans le cas d'Antiope, faut-il supposer un second impact, intervenant indépendamment de celui à l'origine de la formation de la famille de Thémis (voir plus bas), qui aurait cassé en deux l'astéroïde. Un événement similaire pourrait être également à l'origine de la fracture en deux parties d'Hermès. En pratique la situation reste malgré tout difficile à expliquer, estiment aujourd'hui les chercheurs.

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.

Les 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 géocroiseurs 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 géocroiseurs 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⁾.

Les troyens.
Certains astéroïdes ont été piégés par des planètes. Ils peuvent en être devenus de simples satellites. C'est ce qui serait arrivé à Phobos et Deimos, les deux lunes de Mars, mais également aux huit satellites externes de Jupiter, à Phoebé, un de satellites de Saturne, et à divers autres petits satellites des planètes géantes. Mais il se peut également qui aient été calés dans le voisinage de points particuliers associés aux planètes et appelés points de Lagrange. En particulier le point L4, qui se situe à 60° à l'avant d'une planète et le point L5, qui lui est 60° à l'arrière. Ces astéroïdes sont alors qualifiés de Troyens (ou de planètes troyennes) de la planète concernée. Ils ont la même période de révolution que la planète à laquelle ils sont associés. On peut dire aussi qu'il sont placés à la résonance 1/1. 

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.
Plusieurs troyens de Marrs ont été identifiés : 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. 

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 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 d'années. De fait, en 2010, un premier troyen de la Terre, nommé de 2010 TK7 et d'envoron 300 m de diamètre, a été découvert à proximité du point L4.

Une minéralogie diversifiée

Cette diversité fait des astéroïdes de véritables archives minéralogiques de l'évolution du Système solaire. Les corps primitifs conservent des matériaux proches de ceux qui existaient avant la formation des planètes, tandis que les corps différenciés témoignent des processus thermiques qui ont affecté les premiers planétésimaux. Les astéroïdes hydratés renseignent sur la circulation de l'eau dans les petits corps, les astéroïdes métalliques sur la différenciation et la formation des noyaux, et les objets basaltiques sur les processus magmatiques. La minéralogie astéroïdale apparaît ainsi comme un continuum entre la chimie de la nébuleuse solaire et la géologie planétaire proprement dite.

À l'échelle du Système solaire, les astéroïdes représentent ainsi un immense ensemble de témoins géologiques. Leur diversité résulte de l'héritage chimique de la nébuleuse solaire, des processus de condensation, du mélange radial des matériaux, de l'accrétion, du chauffage radioactif, de l'altération aqueuse, de la fusion, de la différenciation, du refroidissement, des impacts et de l'altération spatiale. Les olivines, pyroxènes, feldspaths, phyllosilicates, sulfures, oxydes, carbonates, métaux fer-nickel et matières organiques ne sont donc pas simplement des constituants indépendants : ils forment des associations minéralogiques dont les relations permettent de reconstruire l'histoire physique et chimique des petits corps. L'étude minéralogique des astéroïdes constitue ainsi l'un des moyens les plus directs d'accéder aux premières étapes de l'histoire géologique du Système solaire, depuis les premiers condensats réfractaires jusqu'aux processus de différenciation et d'altération qui annoncent déjà la complexité géologique des planètes telluriques.

Les constituants des astéroïdes.
La matière astéroïdale est principalement constituée de minéraux silicatés, auxquels s'ajoutent des sulfures, des oxydes, des métaux natifs ou alliés, des carbonates, des hydroxydes et, dans certains cas, une importante composante organique. Les silicates représentent une famille particulièrement importante parce que le silicium et l'oxygène sont parmi les éléments les plus abondants dans les solides du Système solaire. Les principaux silicates rencontrés dans les matériaux astéroïdaux sont les olivines, les pyroxènes, les feldspaths et différents phyllosilicates. La nature exacte de l'assemblage minéralogique dépend fortement de la distance à laquelle le corps s'est formé dans le disque protoplanétaire, de la température qu'il a atteinte et de la quantité d'eau disponible sous forme de glace ou de fluides.

Les olivines.
Les olivines constituent un groupe de nésosilicates particulièrement important dans la minéralogie astéroïdale. Leur structure repose sur des tétraèdres isolés de silicate associés à des cations métalliques, principalement le magnésium et le fer. La série forstérite–fayalite, allant d'une composition magnésienne à une composition riche en fer, permet de caractériser différents environnements de formation. Les olivines très magnésiennes sont fréquentes dans les matériaux primitifs et dans certaines météorites différenciées. Leur composition fournit notamment des informations sur les conditions d'oxydation et de cristallisation. Dans certains astéroïdes primitifs, l'olivine se présente sous forme de grains cristallins relativement peu modifiés, tandis que dans les corps ayant subi une altération aqueuse importante elle peut être partiellement ou totalement remplacée par des minéraux hydratés.

Les pyroxènes.
Les pyroxènes constituent une autre famille essentielle. Ce sont des inosilicates à chaînes simples, généralement riches en magnésium, fer et calcium. Deux grandes tendances compositionnelles sont particulièrement importantes : les orthopyroxènes, relativement pauvres en calcium, et les clinopyroxènes, dont la structure permet une plus grande incorporation du calcium. Dans les matériaux primitifs, les pyroxènes magnésiens témoignent généralement de températures de formation relativement élevées et d'un faible degré d'évolution chimique. Dans les matériaux issus de corps ayant fondu puis cristallisé, les pyroxènes peuvent présenter des compositions extrêmement variables et contribuer à la reconstitution de l'histoire magmatique du corps parent.

Les feldspaths.
Les feldspaths, et particulièrement les plagioclases, jouent également un rôle majeur dans certains astéroïdes. Ils appartiennent aux tectosilicates et incorporent principalement du sodium, du calcium et de l'aluminium. Le plagioclase est particulièrement important dans les roches basaltiques issues de la fusion partielle ou complète de corps différenciés. Dans les météorites achondritiques, les assemblages feldspathiques permettent ainsi d'identifier des roches provenant de corps ayant connu une évolution magmatique. À l'inverse, dans de nombreux matériaux carbonés primitifs, les feldspaths sont moins abondants et peuvent être fortement transformés par l'altération aqueuse.

Les phyllosilicates.
La présence de phyllosilicates constitue l'une des caractéristiques minéralogiques les plus importantes des astéroïdes ayant subi une altération aqueuse. Les phyllosilicates sont des silicates à structure en feuillets, capables d'incorporer de l'eau ou des groupes hydroxyle dans leur structure cristalline. Les serpentines, les smectites, les saponites et d'autres minéraux argileux peuvent ainsi se former aux dépens de silicates anhydres primitifs. Cette transformation est particulièrement importante dans les corps carbonés. Elle implique généralement une circulation d'eau liquide à l'intérieur du matériau astéroïdal, probablement rendue possible par la chaleur produite par la désintégration d'isotopes radioactifs à courte période, notamment l'aluminium 26. L'altération aqueuse peut transformer profondément la minéralogie initiale : les olivines et pyroxènes réagissent avec l'eau et peuvent donner naissance à des phyllosilicates, des oxydes, des hydroxydes et des carbonates.

Cette altération ne doit pas être assimilée à une simple hydratation superficielle. Dans certains astéroïdes primitifs, elle correspond à un véritable système hydrothermal interne. L'eau circule alors dans les pores et fractures du corps, réagit avec les silicates et modifie progressivement la composition minéralogique. Des réactions de serpentinisation peuvent notamment transformer des silicates magnésiens en serpentines et produire de l'hydrogène. Les carbonates, tels que la calcite, la dolomite ou la magnésite, peuvent précipiter lorsque le carbone dissous réagit avec les fluides. Les sulfures peuvent également être transformés par oxydation ou dissolution-reprécipitation. La minéralogie d'un astéroïde carboné peut ainsi conserver une véritable archive de la circulation ancienne de l'eau.

Le fer et le nickel.
Les métaux fer-nickel constituent une autre composante caractéristique de certains astéroïdes et des météorites qui leur sont associées. Le fer métallique peut être accompagné de nickel et former différentes phases métalliques. Dans les matériaux primitifs, les grains métalliques sont généralement dispersés au sein d'une matrice silicatée et sulfurée. Dans les corps suffisamment chauffés pour fondre et se différencier, le métal peut migrer vers l'intérieur et former un noyau métallique. Les alliages de fer et de nickel deviennent alors des indicateurs essentiels de la différenciation planétésimale. La présence de métal à la surface d'un astéroïde ne signifie toutefois pas nécessairement que celui-ci possède un noyau métallique intact : les collisions peuvent fragmenter un corps différencié et exposer des matériaux provenant de différentes profondeurs.

Les oxydes.
Les oxydes jouent également un rôle important. La magnétite, Fe3O4, peut notamment se former lors de l'altération aqueuse de matériaux riches en fer. Elle constitue un indicateur de conditions oxydantes et hydriques. D'autres oxydes et hydroxydes de fer peuvent également apparaître. Dans certains matériaux astéroïdaux, les oxydes se trouvent sous forme de grains très fins ou de produits d'altération intimement associés aux phyllosilicates. Leur présence contribue à modifier fortement les propriétés spectrales de la surface.

Les carbonates.
Les carbonates représentent un groupe minéralogique particulièrement intéressant parce qu'ils constituent souvent les produits d'une interaction entre eau, dioxyde de carbone et silicates. Leur présence est donc une indication importante de l'activité aqueuse passée. Dans certains matériaux carbonés, les carbonates sont associés à des phyllosilicates, des sulfures et des oxydes. Leur composition, notamment le rapport entre magnésium, fer et calcium, peut renseigner sur la température et la composition des fluides ayant circulé dans le corps parent.

La matière organique.
La matière organique constitue enfin une composante essentielle de certains astéroïdes primitifs, en particulier ceux apparentés aux chondrites carbonées. Elle n'est pas un minéral au sens strict, mais elle possède une importance minéralogique et géochimique majeure parce qu'elle est intimement associée à la matrice silicatée. Elle peut prendre la forme de macromolécules carbonées complexes, de composés aromatiques et aliphatiques, ou de molécules organiques plus spécifiques. Sa conservation dépend fortement de l'histoire thermique et aqueuse du corps. Une forte altération thermique peut transformer cette matière organique, tandis qu'une altération aqueuse peut également en modifier la structure et la distribution.

La classification spectrale des astéroïdes.
La classification minéralogique la plus répandue des astéroïdes repose sur les caractéristiques de la lumière qu'ils réfléchissent ou qu'ils réémettent (spectre) et sur la proportion réfléchie de cette lumière (albédo). Dans les spectres infrarouges apparaissent en particulier des bandes d'absorption caractéristiques de l'eau lorsqu'elle est présente, ou de de certains silicates (olivines, pyroxènes, etc.), dont il est possible ainsi de déterminer les proportions. Ainsi distingue-on les principaux types suivants :

C (carbonés).
Le groupe des astéroïdes carbonés (C) rassemble plus des deux tiers des astéroïdes répertoriés. Ils sont très sombres (albédo de 0,03 à 0,09). Ces objets, que l'on rapproche des météorites appelées chondrites carbonées, sont riches en silicates et parfois en minéraux hydratés. On leur attribue une composition proche de celle du Soleil (ou du de la nébuleuse primitive), à l'exception de l'absence des éléments volatils : hydrogène, hélium, etc. Ils peuplent surtout les régions externes de la Grande ceinture. Les gros astéroïdes (Cérès, Pallas, etc.) appartiennent souvent à ce type, c'est aussi le cas de Mathilde, un autre astéroïde de la Ceinture principale, survolé en juin 1997 par la sonde Near. Les astéroïdes carbonés contiennent souvent une matrice fine dans laquelle sont dispersés des silicates, des sulfures, des oxydes, des carbonates et de la matière organique. Leur couleur très sombre résulte en partie de l'abondance de matériaux carbonés et de phases opaques. Les phyllosilicates peuvent devenir suffisamment abondants pour modifier les signatures spectrales de la surface. Dans les objets fortement altérés, l'olivine et les pyroxènes primitifs peuvent avoir été largement remplacés par des minéraux hydratés. L'étude de ces corps est fondamentale pour comprendre l'origine de l'eau et des molécules organiques qui ont pu être incorporées aux planétésimaux puis, indirectement, aux planètes telluriques.

S (silicatés ou stony = pierreux).
Environ 30% des astéroïdes entrent dans cette catégorie S, des astéroïdes silicatés pierreux. Ils sont relativement brillants (albédo 0,10 à 0,22). Ce sont des corps rocheux, riches en silicates qui rappellent ceux que l'on a découverts dans les roches lunaires. Ils présentent une phase de nickel et de fer mélangée avec des silicates de fer et de magnésium. On les soupçonne d'être des assemblages des minéraux les plus primitifs du Système solaire. Ils seraient ainsi de tous les astéroïdes ceux qui auraient le moins évolué depuis leur formation. De taille généralement petite, ils forment la population typique des régions internes de la Ceinture principale (exemples : Gaspra et Ida, survolés par la sonde Galileo en octobre 1992 et en août 1993, respectivement), et des groupes Apollo et Amor. Éros, autour duquel s'est satellisée la sonde NEAR est, par exemple, un Amor de type S. Leur minéralogie est souvent compatible avec des assemblages d'olivine, de pyroxènes et de plagioclase, auxquels s'ajoutent du métal et des sulfures en proportions variables. Les signatures spectrales de l'olivine et des pyroxènes sont particulièrement importantes dans l'analyse de ces objets. Certaines surfaces de type S ont subi une altération spatiale importante : bombardement par des micrométéorites, irradiation solaire, implantation de particules du vent solaire et production de nanophases de fer métallique. Ces processus peuvent assombrir ou rougir les spectres et compliquer l'interprétation directe de la minéralogie à partir des observations télescopiques.

M (métalliques).
La plupart des astéroïdes appartiennent à la classe M des astéroïdes métalliques. Ceux-ci sont eux aussi assez brillants (albédo 0,10 à 0,18); Ils seraient entièrement métalliques (mélange de fer et de nickel). On rencontre les astéroïdes M principalement dans la région centrale de la Grande ceinture. Les astéroïdes métalliques sont particulièrement intéressants pour l'étude des noyaux planétésimaux. Ils peuvent être constitués en proportions importantes d'alliages fer-nickel accompagnés de sulfures et de petites quantités de silicates. Certains sont interprétés comme les fragments de noyaux d'anciens corps différenciés, bien que cette interprétation ne soit pas applicable à tous les objets métalliques. La minéralogie des alliages métalliques peut également permettre d'étudier les conditions de refroidissement. Des structures caractéristiques des alliages fer-nickel peuvent se développer lors d'un refroidissement suffisamment lent, fournissant des informations sur l'histoire thermique du matériau.  Exemples : Psychè et Kleopatra.

V (basaltiques).
Les astéroïdes de type V ou basaltiques ont un spectre proche de celui de Vesta  (astéroïde particulièrement brillant, avec un albédo de 0,4),  avec une forte bande d'absorption due au pyroxène riche en calcium. Ils seraient issus de la croûte basaltique de Vesta ou d'un corps différencié similaire. Leur minéralogie peut comprendre des pyroxènes riches en calcium et en magnésium, du plagioclase et parfois des oxydes. La présence de basaltes implique qu'une fusion partielle ou totale a eu lieu dans le corps parent. Elle témoigne donc d'une évolution beaucoup plus poussée que celle des astéroïdes primitifs. Les corps différenciés peuvent avoir développé une structure interne comprenant un noyau métallique, un manteau silicaté et une croûte basaltique, selon leur degré de fusion et leur histoire de refroidissement.

Autres classes.
Il existe encore d'autres types d'astéroïdes qui comptent peu de représentants. Citons des plus sombres aux plus clairs : T, P, D, F, B, G, C, K, S, M, A, Q,  R et E. 

T : Astéroïdes rares et mal caractérisés, présentant un spectre plutôt rougeâtre avec une pente modérée dans le visible et une réflectance faible à modérée. Leur composition reste incertaine, possiblement liée à des silicates hydratés ou des composés organiques.

P : Astéroïdes à albédo très faible (surface sombre), au spectre relativement plat et sans bande d'absorption marquée. On les trouve surtout dans les régions externes de la ceinture principale et parmi les astéroïdes troyens; leur composition serait riche en silicates anhydres et en carbone, sans trace d'eau détectée en surface. 

D : Astéroïdes extrêmement sombres, au spectre rougeâtre prononcé, dépourvus de bandes d'absorption significatives. Fréquents parmi les Troyens de Jupiter et dans les régions les plus lointaines de la ceinture, ils sont considérés comme riches en matière organique et en composés carbonés primitifs, proches de la matière des comètes.

F : Sous-catégorie apparentée aux astéroïdes de type B/C, à faible albédo, mais dont le spectre ne montre pas la légère absorption UV caractéristique des type C. Ils sont pauvres en composés hydratés par rapport aux autres classes carbonées.

B : Astéroïdes sombres, au spectre légèrement bleuté (pente spectrale négative), sans forte bande d'absorption. Ils appartiennent au grand groupe carboné et certains, comme Bennu ou Pallas, montrent des indices de minéraux hydratés.

G : Variante des astéroïdes carbonés, proche du type C mais présentant une forte absorption dans l'ultraviolet en dessous de 0,5 micron, associée à la présence d'argiles ou de minéraux hydratés en surface.

C : La classe la plus commune dans la ceinture principale externe. Astéroïdes très sombres (faible albédo), au spectre plat et légèrement bleuté, composés de matériaux carbonés primitifs proches des chondrites carbonées, souvent porteurs de minéraux hydratés.

K : Classe intermédiaire entre les types S et C, à spectre modérément rouge dans le visible mais plat dans le proche infrarouge, sans bande d'absorption profonde. Associée à une composition proche des chondrites carbonées de type CV/CO.

S : Deuxième classe la plus abondante, surtout dans la ceinture interne. Spectre modérément rouge avec des bandes d'absorption dues à l'olivine et aux pyroxènes, ce qui indique une composition silicatée mêlée de métal, proche des chondrites ordinaires.

M : Astéroïdes à albédo modéré, spectre relativement plat et légèrement rougeâtre, sans bande d'absorption forte. Historiquement associés à un noyau métallique (fer-nickel) mis à nu, comme des fragments de noyaux planétaires différenciés, bien que certains contiennent en réalité des silicates enstatitiques. 

A : Astéroïdes rares, présentant une bande d'absorption très large et profonde vers 1 micron, révélant une forte proportion d'olivine. Ils pourraient provenir du manteau d'un corps parent différencié.

Q :  Spectre proche de celui des chondrites ordinaires non altérées, avec des bandes d'absorption marquées d'olivine et de pyroxène. Peu nombreux, ils sont considérés comme relativement peu modifiés depuis leur formation; (99942) Apophis en est un exemple connu.

R :  Classe rare, spectre modérément rouge avec des bandes d'absorption d'olivine et de pyroxène, suggérant une composition proche de roches ultramafiques, possiblement issue du manteau d'un corps différencié.

E  : Astéroïdes à albédo très élevé (surface très réfléchissante), spectre plat à légèrement rouge, sans bande d'absorption profonde. Associés à une composition en enstatite (silicate pauvre en fer), on les trouve notamment dans la famille de Hungaria.

Des types avec un air de famille.
Il existe des liens entre les types minéralogiques et les orbites des astéroïdes. Il y a des raisons telles que le fait que la ceinture se situe dans une zone très spéciale d'un point de vue thermique (quelque part entre 2,6 et 3,1 UA). Elle marque la limite entre les régions du systèmes solaire qui au temps de sa formation ont été suffisamment chaudes pour que les grains perdent leur eau et leurs éléments volatils, et les régions plus froides, au-delà, et où la glace à pu survivre mélangée à la roche. Le type E est type du bords internes de la ceinture principale (beaucoup de Hungarias sont de ce type). Les astéroïdes S, se trouvent dans le tiers intérieur de la ceinture. Le type C peuple le reste de la Grande ceinture. P est caractéristiques des régions externes, et D est une bonne caractérisation des Troyens de Jupiter et des régions externes de la grande ceinture. Ce serait les plus proches des objets primordiaux. Mettre en rapport orbites et composition chimique est un outil puissant qui permet de reconstituer l'histoire non seulement de la grande ceinture mais aussi des tous premiers âges du système solaire, puis, plus tard, par rapprochement avec la distribution des fragments en fonction de leurs dimensions, des indices de leur histoire collisionnelle.
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Des astéroïdes aux météorites.
Il existe de nombreux motifs, notamment des ressemblances spectrales, pour rapprocher astéroïdes et météorites. Les météorites pourraient être de petits astéroïdes, ou (s'il y a une différence) les petits fragments d'un astéroïde brisé lors d'un ancien impact. C'est déjà un tel processus qui est invoqué pour expliquer l'origine des familles d'astéroïdes. La question reste cependant d'une part l'identification du corps parent, c'est-à-dire de l'astéroïde, dont serait issu tel ou tel météorite, et d'autre part du mécanisme exact qui a conduit le météorite à se détacher et à atteindre la Terre.

Les chondrites carbonées pourraient résulter de la fragmentation d'un astéroïde de type C. On a proposé que les météorites chondrites ordinaires et achondrites puissent être issus d'astéroïdes de type S, qui auraient circulé à la résonance 3:1.Les astéroïdes de type E, de couleur très claire, rappellent les météorites achondrites à enstatite, un groupe assez rare (2% environ). Et des suggestions analogues peuvent être faites pour ce qui concerne les météorites métalliques et pierreuses, qui semblent pouvoir provenir d'astéroïdes M ou S, respectivement. Les eucrites (achondrites basaltiques) pourraient quant à elles provenir de Vesta, ou d'objets de sa famille.

Reste que la grande majorité des météorites est composée de chondrites ordinaires (non carbonées), dont il n'existe pas de véritable équivalent chez les astéroïdes, à moins de supposer que ces météorites ne soient des fragments de régions internes, aux caractéristiques différentes de celles qui sont à la base de la classification des astéroïdes dont les régions visibles peuvent avoir été altérées de diverses façon au contact du milieu interplanétaire (rayonnement cosmique, micrométéorites, etc.), et qui ne tiennent qu'aux propriétés de leur surface. Dans ce cas, les astéroïdes de type S pourraient être les meilleurs candidats au titre de corps parent de la plupart des météorites.

Selon une étude publiée en mars 2004, une quarantaine de météorites fossiles rares analysés par Birger Schmitz et ses collaborateurs des universités de Lund et de Göteborg a permis de mieux comprendre les relations entre les événements qui affectent les astéroïdes et les chutes de météorites. Ces objets sont des chondrites de type L ou LL à chromite, découverts dans les terrains ordoviciens du Sud de la Suède. Ils ont montré que pendant 1 à 2 millions d'années, le flux de météorites (compris entre 10g à 1 kg) atteignant notre planète était il y a 480 millions d'années environ 120 fois supérieur à ce qu'il est aujourd'hui. La nature de ces météorites laisse penser qu'ils sont les débris d'un astéroïde de type S. Il se pourrait même, estiment les chercheurs, qu'ils soient le résultat de la collision des deux corps dont est issue la famille de Flore, et qui serait l'événement le plus important ayant affecté la ceinture d'astéroïdes au cours du dernier milliard d'années.

Les météorites ne représentent à cet égard qu'un échantillon très partiel de la diversité des astéroïdes. Leur origine n'est pas toujours connue avec certitude et certaines familles d'astéroïdes peuvent être sous-représentées parmi les météorites qui atteignent la Terre. Les observations téléscopiques, les spectres infrarouges et les missions spatiales sont donc indispensables pour compléter les données météoritiques. Les missions ayant étudié de près des astéroïdes ont montré que la surface d'un petit corps peut être minéralogiquement très hétérogène, avec des régions ayant subi des degrés différents d'altération, de chauffage ou de remaniement mécanique.

Cette différenciation est l'un des phénomènes fondamentaux de la minéralogie astéroïdale. Dans un planétésimal suffisamment volumineux ou suffisamment précoce pour incorporer une quantité importante de chaleur radioactive, l'élévation de température peut provoquer la fusion des métaux et éventuellement celle des silicates. Le métal, plus dense, tend à migrer vers le centre, tandis que les silicates fondus peuvent produire différents magmas. Lors du refroidissement, les minéraux cristallisent progressivement selon les relations thermodynamiques propres aux systèmes silicatés. Il peut alors se former une croûte basaltique, un manteau dominé par l'olivine et les pyroxènes et un noyau métallique. Les fragments de ces différentes enveloppes peuvent ensuite être dispersés par des collisions catastrophiques.

Les achondrites.
Les météorites achondritiques constituent les principaux témoins de cette différenciation. Les eucrites, par exemple, sont essentiellement des roches basaltiques riches en pyroxène et en plagioclase. Les diogénites sont davantage dominées par des orthopyroxènes et représentent probablement des matériaux provenant de niveaux plus profonds d'un corps différencié. Les howardites constituent des brèches mélangeant des fragments de différentes lithologies. Cet ensemble est traditionnellement associé à Vesta, qui constitue l'un des exemples les mieux documentés de petit corps différencié. Sa minéralogie montre qu'un astéroïde peut avoir connu une évolution géologique comprenant fusion, cristallisation, fracturation, excavation et remaniement.

Trajectoires minéralogiques.
Les indications tirées de l'observation.
Une surface couverte de poudre fine ne réfléchit pas la lumière de la même manière qu'une surface composée de blocs rocheux massifs. La porosité, la rugosité et la distribution granulométrique peuvent modifier l'albédo et la forme des bandes d'absorption. Cela explique pourquoi la détermination minéralogique à distance doit être interprétée avec prudence. Un spectre ne fournit pas une liste directe de minéraux : il résulte de l'interaction entre composition, granulométrie, texture, porosité, température et état d'altér ation de la surface.

La spectroscopie infrarouge est particulièrement utile pour identifier les silicates. L'olivine et les pyroxènes présentent des bandes d'absorption caractéristiques liées aux transitions électroniques et aux vibrations du réseau cristallin. La position et la forme de ces bandes permettent notamment d'estimer les proportions relatives de certains minéraux et leur composition chimique. Les phyllosilicates hydratés peuvent présenter des signatures dans l'infrarouge moyen liées aux groupes OH et aux molécules d'eau. Les observations dans les longueurs d'onde plus courtes et plus longues complètent ces informations en permettant de détecter des signatures de matière organique, de carbonates ou d'autres phases.

La spectroscopie visible et proche infrarouge permet notamment de distinguer les principaux groupes d'astéroïdes silicatés. Les bandes d'absorption associées à l'olivine et aux pyroxènes sont particulièrement utiles pour caractériser les surfaces de type S et les objets basaltiques. La profondeur des bandes, leur position et leur rapport permettent de contraindre les assemblages minéralogiques. Dans certains cas, il est possible d'établir une correspondance relativement robuste entre la composition spectrale d'un astéroïde et celle d'un groupe particulier de météorites.

Les observations thermiques apportent des informations complémentaires. L'émission infrarouge permet d'estimer la température de surface, mais aussi d'étudier certaines propriétés thermophysiques. La conductivité thermique, la capacité calorifique, l'inertie thermique et la porosité influencent la réponse du matériau aux variations de température. Ces paramètres sont indirectement liés à la minéralogie et à la texture. Un astéroïde très poreux et riche en poussière ne réagit pas thermiquement de la même manière qu'un corps compact constitué de roche massive ou de métal.

La densité constitue également un indice minéralogique important. Un astéroïde riche en métal possède généralement une densité apparente plus élevée qu'un corps silicaté fortement poreux. Cependant, la densité mesurée à l'échelle globale dépend à la fois de la composition minérale et de la porosité interne. Deux astéroïdes ayant une composition minéralogique similaire peuvent présenter des densités très différentes si leur structure interne diffère. Les petits corps peuvent en effet être des agrégats faiblement consolidés, tandis que d'autres sont relativement cohérents.

La minéralogie des astéroïdes est donc indissociable de leur pétrologie. Il ne suffit pas d'identifier les minéraux présents : il faut comprendre leurs relations texturales. La taille des cristaux, leur forme, leurs contacts, les zonations chimiques, les inclusions et les remplacements permettent de reconstituer la succession des événements. Une olivine entourée de phyllosilicates n'a pas la même signification qu'une olivine fraîche incluse dans une matrice anhydre. De même, un sulfure associé à du métal ne renseigne pas sur les mêmes conditions qu'un sulfure transformé en oxydes et carbonates.

Au final, l'ensemble de ces observations conduit à distinguer plusieurs grandes trajectoires minéralogiques. Certains astéroïdes demeurent relativement primitifs et conservent une assemblage proche de celui de la matière du disque protoplanétaire. D'autres connaissent une altération aqueuse importante qui transforme les silicates en phyllosilicates et produit carbonates, oxydes et sulfures secondaires. D'autres encore subissent un chauffage progressif qui provoque la déshydratation et la recristallisation. Enfin, les corps les plus évolués peuvent fondre et se différencier en noyau métallique, manteau silicaté et croûte magmatique. Les collisions peuvent ensuite fragmenter ces corps et disperser leurs différents matériaux dans l'espace.

L'échelle des grains.
La minéralogie astéroïdale doit aussi être envisagée à l'échelle des grains. Les matériaux primitifs ne sont pas nécessairement des roches homogènes. Ils peuvent être constitués d'un assemblage extrêmement complexe de grains présentant des histoires différentes. Un seul agrégat peut contenir de l'olivine anhydre, des pyroxènes, des sulfures, du métal, des phyllosilicates et de la matière organique. Cette hétérogénéité à l'échelle microscopique est fondamentale parce qu'elle montre que la matière dont les astéroïdes sont constitués résulte de processus de mélange dans le disque protoplanétaire. Les grains peuvent avoir été formés dans des environnements différents avant d'être incorporés dans un même planétésimal.

Les inclusions riches en calcium et aluminium (désignées par l'acronyme CAI) constituent parmi les plus anciens solides connus du Système solaire. Elles contiennent des minéraux réfractaires tels que les spinelles, les mélilites, les pyroxènes calciques et aluminifères ainsi que des phases riches en aluminium et calcium. Leur présence dans certaines météorites carbonées témoigne du mélange précoce de matériaux formés à des températures très différentes. Elles fournissent donc une fenêtre exceptionnelle sur les premiers temps de la condensation du disque solaire.

Les spinelles représentent justement une famille d'oxydes particulièrement intéressante dans ce contexte. Leur structure peut accueillir différents cations métalliques et leur composition varie considérablement. Des spinelles riches en magnésium et aluminium sont présents dans certaines inclusions réfractaires, tandis que d'autres compositions apparaissent dans des roches différenciées ou altérées. Leur résistance chimique relativement élevée leur permet parfois de conserver des informations anciennes malgré des transformations ultérieures.

L'effet de la distance au Soleil.
La minéralogie des astéroïdes dépend également de la distance au Soleil. Dans les régions externes du disque protoplanétaire, les températures suffisamment basses permettent la condensation ou la conservation de glaces et favorisent l'incorporation de composés volatils. Dans les régions internes, les températures plus élevées favorisent les minéraux réfractaires et anhydres. Cette organisation initiale est cependant compliquée par les migrations planétaires, les mouvements des petits corps et le mélange radial de matériaux dans le disque. Les astéroïdes actuels ne constituent donc pas nécessairement des reliques immobiles de leur lieu de naissance.

L'eau représente un facteur minéralogique majeur. Dans les astéroïdes primitifs, elle peut être présente sous forme de glace si les conditions thermiques le permettent, mais surtout sous forme structurelle dans les minéraux hydratés. Les phyllosilicates incorporent des groupes hydroxyle et parfois de l'eau structurale. Les hydroxydes et certains sulfates peuvent également constituer des produits d'altération. La distinction entre eau moléculaire, eau structurale et glace est importante, car ces différentes formes correspondent à des environnements thermodynamiques différents. La détection de minéraux hydratés à la surface d'un astéroïde constitue ainsi un indice de son histoire géochimique, mais ne signifie pas nécessairement qu'il conserve actuellement de grandes quantités d'eau liquide.

Les processus thermiques peuvent inversement déshydrater les minéraux. Une élévation de température peut provoquer la décomposition des phyllosilicates et la libération d'eau. Une altération thermique progressive peut également transformer la matière organique et modifier les rapports entre les différentes phases minérales. Dans les corps soumis à une forte chauffe, les assemblages primitifs peuvent être complètement recristallisés. On passe alors d'une minéralogie héritée de la condensation et de l'altération à une minéralogie contrôlée par les équilibres de haute température.

Le rôle des impacts et de l'altération spatiale.
Les impacts jouent également un rôle majeur. Les collisions entre astéroïdes peuvent produire des pressions et températures suffisamment élevées pour provoquer une déformation, une fracturation, une bréchification et parfois une fusion localisée. Les minéraux peuvent alors développer des caractéristiques diagnostiques des chocs, notamment des structures de déformation dans les cristaux, des fractures planaires et des phases produites sous haute pression. Les collisions catastrophiques peuvent aussi mélanger des matériaux provenant de profondeurs différentes. La surface d'un astéroïde peut ainsi présenter simultanément des matériaux primitifs, des fragments métamorphisés et des produits d'impact.

L'altération spatiale modifie encore la minéralogie superficielle. Les particules énergétiques du vent solaire, le rayonnement ultraviolet, les rayons cosmiques et les micrométéorites bombardent continuellement les surfaces exposées. Dans les silicates riches en fer, ces processus peuvent provoquer la réduction du fer et produire des nanoparticules de fer métallique. Ce phénomène contribue à la modification des propriétés optiques des surfaces. L'espace altéré n'est donc pas simplement une surface physiquement érodée : il s'agit d'une zone où les propriétés chimiques, minéralogiques et spectrales des grains peuvent être profondément modifiées.

Christopher Spratt, The Hilda group of minor planets, J. Roy. Astron. Soc. Can., Vol. 83, N° 6, 1989. - The Aten-Apollo-Amor close approach minor planets, J. Roy. Astron. Soc. Can., Vol. 81, N° 1, 1987. - The Hungaria group of minor planets, J. Roy. Astron. Soc. Can., Vol. 84, N° 2, 1990.