1. Introduction

 
1. Pourquoi étudier les astéroïdes

  Le premier jour de l'année 1801, Giuseppe Piazzi découvrit un objet qu'il pensa d'abord être une comète. Mais après que son orbite fût mieux déterminée, il apparut évident que ce n'était pas une comète mais plus vraisemblablement une petite planète. Piazzi l'appela Cérès, en l'honneur du dieu sicilien de l'agriculture. Cette découverte marqua le début de l'exploration et la recherche sur la population astéroïdale. Mais pourquoi étudier les astéroïdes ? Petits objets rocheux de taille n'excédant pas quelques centaines de kilomètres de diamètre, ils ont souvent été appelés, au milieu du siècle, "les vermines du ciel". Les petites traînées qu'ils laissaient sur les plaques photographiques étaient considérées comme des nuisances. Les astéroïdes occupent principalement la région de transition, entre les planètes telluriques et les planètes géantes, c'est à dire entre 2,1 et 3,3 UA. Quoique les astéroïdes aient subi une substantielle évolution collisionnelle depuis leur formation, la plupart d'entre eux n'ont pas eu à souffrir d'une grande évolution géologique, thermique ou orbitale. Et c'est là que réside le principal intérêt de l'étude des astéroïdes. De par leur petitesse, ces objets ont très vite évacué la chaleur originelle de la nébuleuse protosolaire figeant ainsi la composition initiale de cette dernière. Ainsi l'étude des petits corps nous renseigne sur les conditions initiales qui ont prévalu à la naissance du système solaire. En particulier, les météorites, qui sont des fragments d'astéroïdes, sont les preuves fossiles des événements qui ont affecté les premiers temps de la formation du système solaire. 

Il est généralement admis que les perturbations engendrées par le jeune Jupiter ont empêché la formation d'une planète dans la région astéroïdale (Safronov, 1969). Si c'est le cas, la formation des astéroïdes est intimement liée au problème important et non résolu de la formation des planètes, l'échelle de temps de la croissance de Jupiter et des autres planètes géantes. 

Les astéroïdes sont aussi importants parce qu'ils sont la source de la plupart des météorites. De plus, certains astéroïdes, les géocroiseurs, ou en anglais Earth Crossing Asteroids (ECA) présentent un danger pour la Terre car leurs orbites croisent celle de notre planète. On sait que la terre, comme tous les corps du système solaire, a eu un passé violent. Pour preuve, la constellation de cratères dont est ornée la surface lunaire. De telles cicatrices sur Terre ont été masquées et érodées par l'activité terrestre. Il est rituel quand on parle de ce sujet, d'évoquer la chute d'un astéroïde ou d'une comète, il y a 65 millions d'années, à la frontière du Crétacé et du Tertiaire (Alvarez et al. 1980) et qui fut responsable de l'extinction des dinosaures. Le cratère d'impact, retrouvé près de la côte de la péninsule de Yucatán (golfe du Mexique) a un diamètre estimé d'au moins 180 km. Plus récemment, en 1908, on pense qu'un fragment de comète a explosé au dessus de la région de la rivière Tunguska, en Sibérie. D'une taille de quelques dizaines de mètres, cet objet a dévasté une superficie de 2000 km². Sa force explosive a été estimée à l'équivalent de 10-20 mégatonnes de TNT. Le règne de l'homo-sapiens est-il en sursis ? Peut-être, mais du moins existe t-il d'autres cataclysmes autrement plus probables. Mais ce qu'il faut retenir, et qui est certain, c'est que de gros astéroïdes entrent régulièrement en collision avec la Terre, et que les conséquences peuvent être globalement dévastatrices, avec des effets durables sur le climat (hiver nucléaire). On estime à plus de 1500, la population d'ECAs dont le diamètre est plus grand que 1 km (Rabinovitz et al. 1994). D'après ce chiffre, et les traces géologiques, on estime que la Terre subit une rencontre avec un astéroïde de taille kilométrique, tous les 300000 ans environ. Quand un tel corps frappe la Terre à une vitesse de 20-30 kilomètres par seconde, l'énergie dégagée équivaut à celle d'une bombe de 100000 mégatonnes, et le cratère créé peut atteindre 20 kilomètres de diamètre! Quant à la fréquence d'impact avec un objet du type Tunguska (quelques dizaines de mètres de diamètre) elle est de quelques centaines d'années. 

Afin de quantifier plus précisément le risque de collision avec la Terre, un programme de surveillance du ciel va être mis en place. Appelé Spaceguard survey, ce programme utilisera un réseau de télescopes dédiés, de 2 ou 3 mètres de diamètre. L'objectif recherché est de découvrir dans les vingt-cinq ans, quatre-vingt dix pour cent de l'entière population des ECAs de taille kilométrique. Nous serions alors à même de prévoir l'évolution orbitale de ces objets et de prévenir tout danger de collision avec des moyens qui restent à définir. 

Un troisième et dernier intérêt que l'on peut trouver à l'étude des astéroïdes est d'aspect économique. Les ressources sur Terre ne sont pas inépuisables, et on peut envisager, dans un futur proche pouvoir exploiter les ressources minières des astéroïdes (O'Leary, 1977). On estime qu'un kilomètre cube d'astéroïde de type M, c'est à dire métallique contient 7.10¹² kg de fer, 10¹² kg de nickel, et suffisamment de cobalt pour satisfaire la consommation mondiale pendant 3000 ans (Kowal, 1996). Les astéroïdes peuvent constituer d'avantageuses bases spatiales de pré-colonisation du système solaire. En effet, grâce à leurs ressources minières, ils peuvent pourvoir les colons en matériaux de construction, ainsi que leurs besoins en eau, carbone et azote (Nichols 1993). De plus, de part leur faible masse donc gravité, l'énergie requise pour quitter l'astéroïde-hôte est beaucoup plus faible que celle nécessaire pour quitter la Terre. 
 

2. Prémices d'une découverte.

  En 1766, Johannes Titius tenta avec succès de trouver une formule mathématique qui décrirait la distribution des planètes autour du soleil. Quelques années plus tard, Johann Elert Bode popularisa cette loi qui est maintenant connue sous le nom de loi de Titius-Bode. Il existe plusieurs expressions de cette loi comme :
distance (UA) = 0,4 + 0,3 x 2ⁿ
où n = -¥ , 0,1,2,3,....etc. Une UA désigne l'unité astronomique (1.49 10⁸ km). 

A la fin du XVIIIème siècle, cette loi devint plus intrigante, particulièrement quand William Hershel découvrit Uranus à une distance très proche de celle que prévoyait la loi de Bode. Le point intéressant de cette loi est qu'elle indique une position à 2,8 UA du soleil. Or, aucune planète n'existe à cet endroit. Dès lors, les astronomes du XVIIIème siècle furent convaincus qu'une petite planète inconnue devait exister dans ce trou, et une chasse à la planète manquante fût lancée. Paradoxalement, ce fût un astronome italien, Piazzi, non impliqué dans cette recherche, qui découvrit le premier astéroïde, Cérès, le 1er Janvier 1801. Cérès apparaissait beaucoup moins lumineux que ses voisins Mars et Jupiter. En effet, on sait maintenant que Cérès est de loin le plus gros astéroïde avec un diamètre de 940 km et une masse de 1,18 10²¹ kg. A lui seul, il représente environ un tiers de la masse totale de la ceinture principale (voir définition plus loin). En Mars 1802, Olbers trouva un autre astéroïde qu'il nomma Pallas. Avec cette seconde découverte, il s'avéra possible qu'il pouvait exister d'autres petites planètes, au lieu de la grande et unique planète prévue par la loi de Titius-Bode. Les années qui suivirent confirmèrent cette idée avec les découvertes de Juno et Vesta, et de dizaines d'autres petites planètes. 
 
 

2. Propriétés physiques et chimiques .

 
1. Localisation des astéroïdes.

  A ce jour (juin 2000), nous connaissons plus de 60000 astéroïdes dont plus de 13000 sont numérotés (note 1). Un astéroïde obtient son numéro et son nom quand un nombre suffisant d'observations a été effectué pour déterminer ses éléments orbitaux avec précision. Le rythme annuel des découvertes est actuellement de plusieurs centaines, ceci grâce aux programmes automatiques de recherche. Il y a certainement encore des centaines de milliers d'autres astéroïdes qui sont trop petits, trop sombres ou trop distants de la Terre pour être détectés. 26 astéroïdes connus ont un diamètre supérieur à 200 km. Notre connaissance des plus grands astéroïdes est quasi complète : nous connaissons probablement 99% des astéroïdes plus grands que 100 km de diamètre. Pour ceux dont le diamètre est compris entre 10 et 100 kilomètres, nous en connaissons environ la moitié. Mais en ce qui concerne les plus petits, nous en connaissons un petit nombre comparativement à la population totale. Ainsi, il existe sans doute un million d'astéroïdes de taille kilométrique. 

La grande majorité des astéroïdes occupent une "ceinture" située entre Mars et Jupiter, et connue sous le nom de ceinture principale, qui s'étend entre 2,1 et 3,3 UA du soleil. Un petit nombre ont leur demi-grand axe plus grand ou plus petit, ou une excentricité telle qu'ils n'appartiennent pas à cette région (cf. figure 1). Faisons un petit tour du système solaire des astéroïdes en commençant par les plus proches de notre étoile. 



Figure 1 : distribution héliocentrique des demi-grand axes pour environ 4000 astéroïdes. Les résonances et les lacunes de Kirkwood y sont apparentes.
 

Nous rencontrons tout d'abord le groupe des Aten (les groupes d'astéroïdes sont souvent dénommés d'après la découverte du premier de leurs membres, en l'occurrence ici, 2062 Aten), qui a un demi-grand axe a < 1,00 UA donc tourne autour du soleil en moins d'une année terrestre. Il est à noter que ces objets croisent l'orbite de la Terre (distance à l'aphélie Q ³ 0,983). Ensuite, nous avons encore deux autres groupes d'astéroïdes, le groupe des Apollo (a > 1,00 UA et distance au périhélie q £ 1,017) et le groupe des Amor (a > 1,00 UA et 1,017 < q £ 1,3). Les objets Amor ne croisent donc, actuellement, que l'orbite de Mars. L'ensemble des Objets Aten-Apollo-Amor sont souvent dénommés OAAA, ou NEAs, (acronyme des mots anglais Near Earth Asteroids) ou encore géocroiseurs. Ce sont ces objets qui présentent un danger de collision potentiel avec la Terre, et qui sont étroitement surveillés. Plus loin du soleil, nous trouvons le groupe de Hungaria entre 1,82 et 2,00 UA, bien en dehors de l'orbite de Mars (1,5237 UA). A cause de l'excentricité de son orbite, Mars a " nettoyé " la région entre 1,3814 et 1,6660 UA. Enfin, nous atteignons la populeuse région de la ceinture principale. Cette région est clairement entrecoupée d'espaces vides d'astéroïdes : les lacunes de Kirkwood. Nous reparlerons de ces lacunes et de leur signification un peu plus loin. Quand les autres paramètres orbitaux sont pris en compte, on met en évidence des regroupements d'astéroïdes appelés familles. Les familles d'astéroïdes constituent un domaine de recherche important pour la compréhension de l'origine et l'évolution des petits corps. Les familles les plus anciennement connues et les plus nombreuses aussi sont : la famille de Koronis avec un demi-grand axe moyen de 2,85 UA, une inclinaison de 2 degrés et une excentricité d'environ 0,05 ; la famille de Eos, avec a » 3,01, i » 10°, et e » 0,17 ; et la famille de Thémis avec a » 3,13, e » 0,15, et i » 1°. Juste après le groupe de Hungaria se trouve la famille de Phocaea (a=2,4, i=23°, et e=0,25 en moyenne) et la famille de Flora (2,06 < a < 2,3, i < 10°, et 0,08 < e < 0,20). L'étude des regroupements des astéroïdes en familles a été initié au début du siècle par Hirayama (1918), et plusieurs familles moins évidentes ont été suggérées, en plus de celles décrites ci-dessus. 

Ainsi est constituée la ceinture principale. A la frontière de celle-ci on trouve le groupe de Cybeles (3,2 UA), et plus détaché se trouve le groupe de Hildas à 4 UA du soleil. Ensuite, sur la même orbite que Jupiter, aux points de Lagrange L₄ et L₅ une population d'objets suit et précède la planète géante : les Troyens. Plusieurs centaines d'astéroïdes de ce type sont connus ; parmi les plus gros sont 624 Hektor (222 km), 588 Achilles (147 km) et 617 Patroclus (149 km). Il existe aussi un petit nombre d'astéroïdes (appelés Centaures) dans la partie externe du système solaire : 2060 Chiron se situe entre Saturne et Uranus ; l'orbite de 5335 Damocles commence près de Mars, et va jusqu'au delà d'Uranus ; 5145 Pholus orbite de Jupiter jusqu'à Neptune. Il y en a probablement beaucoup d'autres, mais de telles orbites croisant celles des planètes géantes sont instables, et hautement susceptibles d'être perturbées dans le futur. La composition de ces objets est probablement plus proche de celle des comètes que de celle des astéroïdes ordinaires. En particulier, Chiron est considéré maintenant comme une comète. D'ailleurs, astéroïdes et comètes, loin de former deux populations bien distinctes ont des liens très étroits (Mc Fadden, 1993). 

Pour conclure ce panorama des astéroïdes, il faut signaler la présence de deux autres populations d'astéroïdes situées encore plus loin du soleil, et évidemment plus populeuses que leur petite soeur. La première est la ceinture d'Edgeworth-Kuiper (ou objets trans-neptuniens) située au delà de l'orbite de Neptune entre 30 et 100 UA environ. Son existence a été prédite conjointement par Edgeworth (1949) et Kuiper (1951) pour expliquer l'origine des comètes à courte période. La première observation d'un objet trans-neptunien a été faite beaucoup plus tardivement (pour des raisons évidentes de faible magnitude) par Jewitt et Luu (1993). Il s'agit de 1992 QB₁ qui a un demi-grand axe de 44,236 UA. A une distance aussi lointaine, on pense que ces objets sont plus proches des comètes, avec une composition de glaces et de roches. Aux confins du système solaire se trouve un vaste nuage de comètes :  le nuage de Oort. Composé probablement de 10¹² objets, il s'étend au delà de l'orbite de Pluton entre 30000 UA et une année lumière ou plus. C'est le réservoir des comètes à longue période. 
 
 

2. Caractéristiques dynamiques.

  La figure 1 donnant la distribution des astéroïdes en fonction de leur demi-grand axe montre clairement que certaines régions sont vides d'astéroïdes. Ces lacunes, découvertes en 1867 par D. Kirkwood qui leur a donné son nom, représentent des périodes orbitales interdites, et non des distances héliocentriques interdites. En effet, les astéroïdes, proches des lacunes de Kirkwood, possèdent suffisamment d'excentricité orbitales pour leur permettre de traverser ces lacunes fréquemment. Ainsi, la figure 2 qui est un instantané des positions des astéroïdes le 7 mars 1997 ne révèle pas de lacunes. 

Les lacunes de Kirkwood correspondent à des périodes orbitales qui sont commensurables avec la période de révolution de Jupiter. Une telle commensurabilité a lieu quand la période de révolution d'un astéroïde est un multiple p/(p+q) de la période de révolution de Jupiter, où p et q sont des entiers de l'ordre de l'unité. Traditionnellement, ces commensurabilités s'appellent résonances de moyen mouvement et se notent (p+q) : p. Ainsi, la résonance 5 : 2 concerne les astéroïdes qui effectuent cinq révolutions pour deux effectuées par Jupiter. 



Figure 2 : instantané des positions des astéroïdes le 7 mars 1997.
 

Les résonances principales (les plus fortes) sont 4 : 1, 7 : 2, 3 : 1, 5 : 2, 7 : 3, 2 : 1, 5 : 3. Mais les résonances ne correspondent pas toutes à des lacunes. Au contraire, certaines correspondent à des concentrations d'astéroïdes. Par exemple, les résonances 3 : 2 et 4 : 3 correspondent aux groupes de Hildas et Thule (2 objets). Le groupe des Troyens (résonance 1 : 1) se situe aux points de Lagrange de Jupiter, précédant et suivant la planète d'un angle de 60° avec le soleil. Un autre type de résonance sont les résonances séculaires. Elles sont définies pour des corps dont les orbites précessent à la même vitesse que les planètes géantes (surtout Jupiter et Saturne). 

Bien que l'on sache que Jupiter est le responsable des résonances, l'origine de ces dernières est encore mal comprise. Plusieurs hypothèses sont avancées, d'ordre cosmogonique, collisionnelle ou gravitationnelle. L'étude des résonances est importante pour expliquer la constance du nombre des géocroiseurs qui pourtant ont une durée de vie moyenne de quelques dizaines de millions d'années. En effet, on peut expliquer que des astéroïdes de la ceinture principale peuvent, suite à des collisions, s'approcher des résonances et subir des perturbations telles qu'ils sont transférés sur des orbites de géocroiseurs. Ce mécanisme est sans doute une importante source de météorites sur Terre. 

Pour permettre des études statistiques détaillées sur la population asteroïdale, les objets découverts, pour la plupart accidentellement, ne sont pas appropriés car de telles données présentent des biais incontestables. C'est pour cela que dans les années cinquante et soixante, deux relevés ont été menés afin d'obtenir un échantillon d'astéroïdes statistiquement significatif. Le premier par Kuiper de 1950 à 1952 au McDonald Observatory (Kuiper et al. 1958), le deuxième en 1960 par Van Houten et ses collègues (voir Van Houten et al. 1970). Ce relevé, aussi appelé PLS pour "Palomar Leiden Survey", a emmagasiné des informations orbitales et des magnitudes pour environ 1800 astéroïdes jusqu'à la magnitude limite de 20. 

Les figures 3 et 4 montrent les histogrammes des distributions des excentricités et des inclinaisons des astéroïdes. Notons que la plupart des astéroïdes n'ont pas une inclinaison zéro, ni une orbite circulaire. Si c'était le cas, les collisions entre astéroïdes seraient relativement douces, mais c'est exactement le contraire (dans la ceinture principale, les collisions entre astéroïdes ont lieu à une vitesse moyenne de cinq kilomètres par seconde). C'est ce fait qui empêche les astéroïdes de former une planète unique. 



Figure 3 : Distribution des excentricités. La plupart des astéroïdes n'ont pas une orbite circulaire. L'excentricité moyenne est d'environ 0.17.



Figure 4 : Distribution des inclinaisons. Le pic de la distribution n'est pas autour de zéro mais autour de 2 degrés.

La courbe de lumière, c'est à dire la variation de la brillance d'un astéroïde en fonction du temps nous renseigne sur sa période de rotation. La photométrie, qui est la technique utilisée est aussi un outil puissant pour déterminer la forme et l'orientation du pôle. La période de rotation moyenne pour un astéroïde est d'environ huit heures, mais des périodes plus courtes comme 2,4 h ou plus longues comme 50 h existent (figure 5). On trouve la plupart des rotateurs rapides (période de rotation inférieure à 4,8 h) parmi la population des petits astéroïdes. Cependant, un excès de rotateurs lents, avec des périodes supérieures à 48h existe aussi parmi cette même population. Une étude plus récente faite par Fulchignoni et al (1995) montre que la distribution de périodes de rotation des petits astéroïdes (D £ 50km) est le résultat de la superposition de trois populations : les rotateurs rapides, les rotateurs lents et les astéroïdes de grande taille (D ³ 50km). 



Figure 5 : Les périodes de rotation des astéroïdes, d'après l'étude de Binzel et al. (1989).
 

Orientation des axes de rotation.

Il existe peu de données sur l'orientation de l'axe de rotation. Seules quelques douzaines d'astéroïdes ont été étudiées, et les données semblent indiquer une tendance pour les plus gros astéroïdes à tourner dans le sens direct (Magnusson et al. 1989). 
 
 

3. Caractéristiques physiques : diamètre, masse, densité et forme.

  Les techniques modernes utilisées pour déterminer les diamètres incluent la polarimétrie, la photométrie, le radar, l'imagerie par tavelure, l'occultation par les étoiles et la radiométrie. 

La grande majorité des diamètres a été mesurée à partir d'observations radiométriques, et principalement par le relevé effectué par le satellite infrarouge IRAS :  " the IRAS Minor Planet Survey " (1992). Ainsi, les albédos et diamètres de près de 2000 astéroïdes ont pu être déterminés. La méthode radiométrique utilise le fait que le flux thermique émis par un astéroïde doit être égal à l'énergie solaire absorbée. Pour un astéroïde à une distance héliocentrique donnée, la quantité d'énergie absorbée dépend de la taille de l'astéroïde et de son albédo. En mesurant le flux (réfléchi) dans le visible et le flux (émis) thermique, on peut en déduire la taille et l'albédo de l'astéroïde. 

Les trois plus gros astéroïdes sont 1 Cérès (940 km), 2 Pallas (538 km) et 4 Vesta (576 km). L'incertitude sur ces diamètres tourne typiquement autour de 10%. 30 astéroïdes sont plus grands que 200 km, et 200 sont plus grands que 100 km sur les quelques 8000 astéroïdes numérotés. Sur la base des diamètres mesurés par IRAS, Cellino et al. (1991) ont tenté d'approcher la distribution de taille des astéroïdes de la ceinture principale par une loi de puissance de la forme :

N(>D) = D^-d

où N désigne le nombre d'astéroïdes dont le diamètre est supérieur à D. 

Cellino et al. (1991) n'ont pas trouvé un seul et même d approchant l'entière population asteroïdale en raison d'une coupure dans la distribution pour un diamètre d'environ 150 km :  d est proche de 2 pour les plus grands astéroïdes, alors que pour les plus petits (jusqu'à un diamètre limite de 44 km), d est proche de 1,35. La distribution de taille prend même une allure caractéristique quand on considère les familles d'astéroïdes, tandis que dans le cas des NEAs (Near Earth Asteroids), elle devient nettement plus complexe pour les tailles inférieures à 100 mètres. La connaissance de la distribution en taille des astéroïdes a une incidence directe sur notre compréhension de l'origine des petits corps et de leur histoire collisionnelle. 

Masse et densité. 

Les conditions nécessaires pour la détermination de la masse d'un astéroïde sont draconiennes. Seule une perturbation observable de l'orbite d'un astéroïde suite à une rencontre proche avec un autre corps permet de déterminer la masse. Mais ce cas de figure est extrêmement rare. Par exemple, on a le cas de 197 Arete qui s'approche de 4 Vesta à 0,04 UA tous les 18 ans. 

Les masses actuellement connues pour les trois plus gros astéroïdes sont :

1 Cérès 1,18 .10²¹ kg 
2 Pallas 0,216 .10²¹ kg 
4 Vesta 0,275 .10²¹ kg 

Ce qui donne des densités de :

1 Cérès 2,12 (± 40%) g.cm^-3
2 Pallas 2,62 (± 35%) g.cm^-3
4 Vesta 3,16 (± 45%) g.cm^-3

La connaissance des densités des petits corps apporte quelques indications sur la composition interne, par comparaison avec les densités des météorites. 

Ces dernières années, on dispose maintenant de nouveaux moyens pour mesurer les masses, grâce aux sondes spatiales. C'est le cas de la sonde GALILEO qui survola en 1993 l'astéroïde 243 Ida :

243 Ida 4,2 ± 0,6 10¹⁶ kg 

2,6 ± 0,5 g.cm^-3
 
 

Forme. 

Les formes des astéroïdes peuvent être plus ou moins déterminées, comme la période de rotation, à partir de la courbe de lumière. Pour les astéroïdes suffisamment grands (D > 150km), la forme d'équilibre gravitationnelle est la sphère. Par contre, la forme des astéroïdes plus petits, issus des collisions, est certainement irrégulière. Cependant, un certain nombre de fragments peuvent se réaccumuler, sous l'effet de l'autogravitation et former un aggloméré sphérique. C'est ce qu'on appelle un " tas de gravats " ou en anglais rubble pile. 

Sur la base de l'analyse des courbes de lumière existantes, et de courbes de lumière synthétiques obtenues en laboratoire ou par synthèse numérique, Barucci et al. (1989) ont pu dégager la répartition moyenne des formes parmi les astéroïdes. La figure 6 illustre ces résultats. 



Figure 6 : Distribution des formes des astéroïdes dans les quatre catégories : ellipsoïdes (32%), sphéroïdes (23%), objets irréguliers (25%) et les corps avec variation d'albédo (20%). (Barucci et al., 1989)
 
 

4. Caractéristiques chimiques : albédo, composition, minéralogie.
Jusqu'à présent, il a été décrit les propriétés dynamiques et physiques des astéroïdes. Grâce aux techniques comme la spectroscopie, on va pouvoir déterminer la composition de la surface des petits corps. 

La lumière interagit avec la matière par des processus couplés entre les champs électromagnétiques du photon et les électrons ou les charges de la matière. Les détails de l'interaction dépendent de la longueur d'onde du rayonnement et de l'état physique de la matière. En ce qui concerne les astéroïdes, la matière qui interagit est le régolithe, c'est à dire la surface poudreuse qui recouvre les petits corps. Ce régolithe peut atteindre plusieurs kilomètres d'épaisseur chez les gros astéroïdes, et n'atteindre qu'une fine couche chez les plus petits. Néanmoins dans le visible et le proche infrarouge, l'interaction matière - rayonnement ne concerne que les premiers microns de la surface. 

L'albédo géométrique d'un corps est le rapport entre le flux réfléchi et le flux reçu du soleil. 

Les albédos des astéroïdes varient sur un grand domaine, en commençant par des valeurs très petites comme 0,02 (596 Scheila) jusqu'à une valeur élevée de 0,48 (44 Nysa). La distribution des albédos apparaît clairement bimodale, (figure 7) avec un pic à 0,033, un minimum autour de 0,07 et un deuxième pic autour de 0,15. Ce fait à lui seul, met en évidence l'existence de deux classes astéroïdes optiquement distinctes, sans qu'il y ait besoin de recourir à l'information spectrale. 
 

Quand on passe à l'information spectrale, chaque astéroïde pris individuellement tend à être plutôt uniforme dans ses propriétés optiques de surface ; mais regardé de plus près, chaque objet peut être considéré comme unique. Néanmoins il est possible de classer la plupart d'entre eux, sur la base de leurs propriétés optiques, dans un petit nombre de types que l'on appelle types taxonomiques. Le fait que la plupart des astéroïdes brillants peuvent être classés dans deux types optiques principaux, maintenant désignés par C (comme "carbonaceous") et S (comme "stony"), a été la première fois remarqué Chapman et al. (1975). La première et la plus simple des sources d'information spectrale sur les astéroïdes a être utilisée fut la base de données photométriques UBV. Celles-ci existent pour plus de 800 astéroïdes, et de nombreuses études ont été menées pour représenter et interpréter cette vaste base de données. Les données à notre disposition sont l'albédo géométrique ; les magnitude U, B, V; et les indices de couleurs U-V, B-V, U-V. Un indice de couleur est la différence des magnitudes entre la petite longueur d'onde et la grande longueur d'onde. Ainsi, un nombre positif signifie que, sur le domaine spectral considéré, le corps est "rouge". Un simple graphique (Zellner 1979) donnant l'albédo géométrique en fonction de U-V est donné à la figure 8. Comme on le voit, les astéroïdes sont résolus en différents groupes distincts. Les astéroïdes de faible albédo qui ont un albédo et un indice de couleur similaires aux échantillons météoritiques de laboratoire des chondrites C, sont appelés astéroïdes C. Au dessus on trouve deux classes d'albédo très similaires mais avec des indices de couleur U-V très différents. Le groupe le plus rouge , avec une couleur caractéristique des météorites métallo-pierreuses, est appelé type S. Le groupe moins rouge, qui montre peu de signatures des silicates riches en fer, a un spectre très proche des météorites ferriques ou chondrites à enstatites. Ce groupe est appelé M à cause de l'apparente dominance du métal dans ses propriétés spectrales. Un petit nombre d'objets extrêmement brillants avec un indice de couleur U-V moins rouge ressemble à la réflectance spectrale expérimentale des achondrites à enstatites. C'est le groupe E. Les astéroïdes R sont très rouges et un albédo modéré à élevé, avec une absorption évidente due à Fe2+ dans les silicates.

Figure 7 : Albédos géométriques des astéroïdes. La distribution est fortement bimodale, trahissant l'existence de deux principales classes de matériaux astéroïdaux, l'une très noire et l'autre plutôt brillant.

Depuis cette première classification, plusieurs taxonomies ont été faites, utilisant de nouvelles bases de données plus riches, et des méthodes plus objectives. La plus utilisée aujourd'hui est celle développée par Tholen (1984) utilisant les sept indices de couleurs de ECAS (Eight-Color Asteroid Survey). Ce relevé recense 589 astéroïdes en utilisant huit filtres à bandes larges de 0,34 à 1,04 m m. Tholen créa quatorze classes d'astéroïdes. Les taxonomies de Barucci et al. (1987) et Tedesco et al. (1989) utilisèrent des méthodes différentes de classifications sur les même données ECAS, avec en plus la connaissance des albédos IRAS. Les classes taxonomiques obtenues sont finalement similaires à celles de Tholen. Le tableau ci-dessous liste les différentes classes taxonomiques et leurs analogues météoritiques.

Figure 8 : Albédo en fonction de l'indice de couleur U-V. Cette classification à deux dimensions révèle plusieurs classes d'astéroïdes. Les régions dénommées U concernent les objets qui se sont révélés inclassables.

Les autres classes taxonomiques décrites dans le tableau 1 sont généralement rares dans la ceinture principale (mais les classes D et P sont dominants au delà de la ceinture principale). La distribution des principaux types d'astéroïdes en fonction de leur distance héliocentrique est illustrée à la figure 9. 

Il existe deux approches dans l'interprétation des données spectrales. La première approche consiste à comparer les spectres avec ceux des météorites obtenus en laboratoire. En effet, la plupart des chercheurs intéressés dans la détermination de la composition des astéroïdes avaient conclu que les météorites représentent le meilleur matériel de comparaison disponible. 

Figure 9 : Les types spectraux des astéroïdes en fonction de leur distance héliocentrique. On peut remarquer de forts effets de zone. Ainsi le type S domine la région interne de la ceinture principale, alors que le type C en domine la partie externe. Le type spectral D est quasiment le seul existant au delà de la ceinture principale. (Gradie et Tedesco, 1982)

Les tentatives de comparaison directe entre les réflectances des météorites obtenues en laboratoire et les données observationnelles ont connu un succès limité pour plusieurs raisons. D'abord, le critère de similitude entre deux spectres (savoir si une déviation mineure est oui ou non minéralogiquement significative) est délicat à apprécier. Ensuite, Hapke (1971) a noté que la réflectance du matériau variait avec la taille des particules utilisées. Enfin, Salisbury et Hunt (1974) ont mis en avant l'incertitude introduite par l'altération de l'atmosphère terrestre sur la météorite, tandis que Chapman et Salisbury (1973) hypothéquaient les effets de l'espace (bombardement de la surface, etc.) comme une explication possible au mauvais accord entre les spectres des météorites et les spectres des astéroïdes. Malgré ces incertitudes, l'approche comparative des spectres peut être utilisée avec profit si l'on prend la précaution de reconnaître ses limites. 

Figure 10 : Les albédos spectraux pour cinq minéraux importants présents dans les astéroïdes. Les surfaces métalliques sont rouges mais exempts de bandes d'absorption. La plupart des astéroïdes contiennent en fait des mixtures de l'un ou l'autre des minéraux, dans des proportions diverses, rendant l'interprétation difficile.

L'autre alternative ou la seconde approche pour interpréter les données spectrales consiste à reconnaître et quantifier les signatures spectrales des différents minéraux. Les paramètres des signatures spectrales (position de la bande d'absorption, largeur, intensité et symétrie) sont relativement insensibles aux variations des propriétés physiques (taille des particules). Cependant, la coexistence de plusieurs minéraux dans des proportions diverses et des phases différentes rend l'interprétation difficile. La figure 10 donne le comportement spectral de cinq minéraux importants. Pour une revue générale sur les différentes signatures spectrales (absorption électronique, vibrationnelle, etc.) on peut se référer à l'article de Gaffey et al. (1989) ou l'ouvrage de Burns (1970). Parmi les différentes espèces moléculaires qui sont communes dans les chondrites CI/CM, on peut noter l'eau. La glace d'eau signe dans l'infrarouge à 2,94 m m , 3,105 m m et 6,06 m m. 
 
 

Tout au long de ce paragraphe, il a été décrit les astéroïdes tant par leurs propriétés dynamiques : paramètres orbitaux, période et axe de rotation, que physiques : taille, masse densité, forme, mais aussi chimiques : albédo, type spectral, minéralogie. Nombreuses et sophistiquées sont maintenant les techniques modernes d'observation qui permettent de mesurer et calculer tous ces paramètres qui sont nécessaires à la compréhension de la population astéroïdale. A défaut de décrire chaque méthode, le tableau 2 les énumère, en donnant pour chacune d'elle les grandeurs mesurées, le domaine spectral couvert, le principe, et les avantages et/ou inconvénients. 

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Note 1: nous avons conservé les nombres de l'année 2000 mais en janvier 2007, nous suspectons plus de 500 000 astéroïdes dont 145 705 sont numérotés.