Ingrédients

Les astéroïdes ont des masses, dimensions, formes et orbites très différentes. Mais ils révèlent également des compositions extrêmement variées. 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) : ce groupe 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.

S (silicatés ou stony = pierreux) : environ 30% des astéroïdes entrent dans cette catégorie. 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.

M (métalliques) : la plupart des autres astéroïdes appartiennent à cette classe. Ceux-ci sont eux aussi assez brillants (albédo 0,10 à 0,18); Ils seraient entièrement métalliques (mélange de fer et de nickel). Il s'agit probablement de fragments de noyaux métalliques de gros astéroïdes originels, qui auraient eu la taille de petites planètes, ou du moins une masse suffisamment importante pour permettre une différenciation interne. On rencontre les astéroïdes M principalement dans la région centrale de la Grande ceinture. Exemples : Psychè et Kleopatra. 

Une bonne douzaine d'autres types qui comptent peu de représentants ont été introduits. Citons des plus sombres aux plus clairs : T, P, D, F, B, G, C, K, S, M, A, Q, V, R et E. Les types D et V justifient une attention particulière. Le premier caractérise les Troyens de Jupiter. Ce sont des objets assez sombres et plutôt plus rouges que les astéroïdes de type C auxquels ils ressemblent par ailleurs. Le type V, quant à lui, a été taillé sur mesure pour Vesta (astéroïde particulièrement brillant, avec un albédo de 0,4) et sa famille, qui serait formée des fragments de la croûte externe de leur corps parent. Le spectre de ces objets est dominé par les bandes de pyroxènes et de feldspaths. Enfin, ajoutons un type qui n'en est pas un : U : (unknown = inconnu ou Unusual = inhabituel, Unclassifiable = etc.). Il rassemble évidemment les astéroïdes que l'on ne sait pas où ranger...

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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Les Nysa-Polana, une famille divisée

Si l'on s'en tient aux caractéristiques purement géométriques de leurs orbites, les Nysa-Polana forment une famille d'astéroïdes composée de deux sous-groupes : les Nysas d'une part, et les Polanas de l'autre. Les rapports que ceux-ci entretiennent l'un avec l'autre ne sont pas clairs. A-t-on affaire à une seule famille qui se serait scindée? Ne serait-ce pas plutôt deux familles indépendantes en train de fusionner? Lorsqu'on s'intéresse à la nature

minéralogique de ces astéroïdes d'autres questions se posent. Ainsi apparaît-il que la région dans laquelle ils circulent est fortement peuplée d'astéroïdes de type F (voir plus bas). Quelques Nysas sont eux-mêmes de ce type. Mais pas tous. Les Polanas sont, eux, minéralogiquement très distincts des Nysas. Les Nysa appartiennent plutôt au type F (à l'exception de Nysa qui est du type E, et de Hertha qui est du type F...). Quant aux Polanas, sont majoritairement du type F.

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.