La ceinture d'astéroïdes est une région en forme de tore qui s'étend approximativement dans l'espace entre les orbites de Jupiter et de Mars, contenant de nombreux corps de forme irrégulière séparés en moyenne d'environ un million de kilomètres. Ce dernier détail surprend la plupart des gens : malgré l'image encombrée qu'en donne la science-fiction, la ceinture d'astéroïdes est presque entièrement constituée de vide, avec des corps rocheux dispersés sur d'énormes distances les uns des autres.
La ceinture d'astéroïdes est le disque circumstellaire le plus proche et le plus petit du Système solaire. Sa masse totale est estimée à 3 % de celle de la Lune, dont environ 60 % concentrés dans les quatre plus gros astéroïdes : Cérès, Vesta, Pallas et Hygie. Autrement dit, presque tout ce qui compose la ceinture se résume soit à l'un de ces quatre corps relativement importants, soit à une immense dispersion de débris beaucoup plus petits.
Même le plus grand résident n'est pas vraiment grand. Cérès, seul objet de la ceinture d'astéroïdes suffisamment grand pour être classé comme planète naine, mesure environ 950 km de diamètre, tandis que Vesta, Pallas et Hygie ont des diamètres moyens inférieurs à 600 km. Aucun d'entre eux n'approche l'échelle d'une planète.
Un vide prédit, puis une découverte
L'emplacement de la ceinture n'a pas été découvert par hasard. Les astronomes soupçonnaient depuis des décennies qu'il manquait quelque chose entre Mars et Jupiter, en se fondant sur les régularités observées dans l'espacement des planètes connues. Le 1er janvier 1801, Giuseppe Piazzi repéra un minuscule objet en mouvement dont l'orbite correspondait exactement au rayon prédit par cette régularité. Environ 15 mois plus tard, Heinrich Olbers découvrit un second objet dans la même région, Pallas — et il devint vite évident qu'il ne s'agissait pas d'une seule planète manquante, mais de tout autre chose.
Cette « tout autre chose » était tentante à expliquer comme les vestiges d'une planète. En 1802, Olbers suggéra à Herschel et Gauss que Cérès et Pallas étaient des fragments d'une planète bien plus grande qui aurait été détruite, mais l'énorme quantité d'énergie nécessaire pour détruire une planète, combinée à la faible masse totale de la ceinture, ne confirme pas cette hypothèse. La ceinture n'a jamais été une planète qui s'est brisée — c'était une planète qui n'a tout simplement jamais eu l'occasion de se former.
Formée rapidement, puis en grande partie balayée
Il s'avère que la formation de la ceinture a été remarquablement rapide. Une étude de 2007 sur des cristaux de zircon présents dans une météorite antarctique censée provenir de Vesta a suggéré que Vesta, et par extension le reste de la ceinture d'astéroïdes, s'est formée en moins de 10 millions d'années après l'origine du Système solaire — un instant géologique à l'échelle planétaire.
Ce qui n'a pas survécu, en revanche, c'est la masse originelle de la ceinture. La majeure partie de la matière initiale de la ceinture d'astéroïdes a été éjectée en environ 1 million d'années après sa formation à cause de perturbations gravitationnelles, ne laissant derrière elle que moins de 0,1 % de la masse primordiale de la ceinture ; la population primordiale est estimée avoir été 200 fois supérieure à celle d'aujourd'hui. La gravité de Jupiter a en effet empêché une planète de se former ici, puis a rejeté presque toute la matière première qui aurait pu en construire une.
Ce qu'il en reste réellement
Malgré cette perte spectaculaire, ce qui reste demeure considérable en nombre, sinon en masse. Plus de 200 astéroïdes de la ceinture mesurent plus de 100 km, et les relevés infrarouges suggèrent que la ceinture compte entre 700 000 et 1,7 million d'astéroïdes d'un diamètre de 1 km ou plus. Il s'agit d'une population d'objets réellement immense, simplement répartie sur un volume d'espace tout aussi immense.
La composition varie selon la distance au Soleil. Les astéroïdes de type S (riches en silicates) représentent environ 17 % de la population totale d'astéroïdes et sont plus fréquents dans la région intérieure de la ceinture, à moins de 2,5 UA du Soleil — un rappel que la ceinture n'est pas un anneau uniforme de gravats identiques, mais une structure organisée en zones, façonnée par la température et l'histoire de sa formation.
Les lacunes creusées par Jupiter
Toutes les distances au Soleil au sein de la ceinture ne sont pas peuplées de façon égale. En 1866, Daniel Kirkwood découvrit des lacunes dans les distances orbitales de la ceinture, causées par des résonances avec Jupiter ; à la résonance 3:1, à 2,502 UA du Soleil, un astéroïde effectuerait trois orbites autour du Soleil pour chaque orbite complétée par Jupiter. Les objets qui se trouveraient exactement à ces distances de résonance se déstabilisent gravitationnellement au fil du temps et sont éliminés, laissant des bandes vides bien visibles.
Ces résonances définissent également les limites de la ceinture. La résonance orbitale 4:1 avec Jupiter, à un rayon de 2,06 UA, peut être considérée comme la limite intérieure de la ceinture d'astéroïdes. Et la densité n'est pas uniforme sur l'ensemble de la structure : en 2006, la région compacte du « noyau » de la ceinture principale, située entre les lacunes de Kirkwood 4:1 et 2:1 à 2,06 et 3,27 UA, contenait 93 % de toutes les planètes mineures découvertes et numérotées du Système solaire. Presque toute la population connue est concentrée dans une bande relativement étroite, avec une dispersion bien plus clairsemée au-delà.
Une ceinture qui continue de se briser elle-même
La ceinture d'astéroïdes n'est pas un musée statique de matière résiduelle — elle continue de se percuter elle-même activement. Les impacts entre corps de la ceinture principale ayant un rayon moyen de 10 km devraient survenir environ une fois tous les 10 millions d'années, un rythme de destruction lent mais régulier qui continue de remodeler la population de la ceinture à l'échelle des temps cosmiques.
Ces collisions laissent une empreinte que les astronomes peuvent retracer. En 1918, l'astronome japonais Kiyotsugu Hirayama remarqua que les orbites de certains astéroïdes partageaient des paramètres similaires, identifiant ainsi les premières familles d'astéroïdes ; on compte aujourd'hui environ 20 à 30 associations susceptibles d'être des familles d'astéroïdes — des amas de fragments qui continuent de s'éloigner d'un corps parent commun. La famille Flora, l'une des plus grandes familles d'astéroïdes avec plus de 13 000 membres connus, pourrait s'être formée à la suite d'une collision survenue il y a moins de 1 milliard d'années. Certaines collisions sont encore bien plus récentes : la famille Karin se serait formée il y a environ 5,7 millions d'années à la suite d'une collision avec un astéroïde progéniteur de 33 km de rayon — assez récent, à l'échelle du Système solaire, pour être encore considéré comme des débris géologiquement frais.
Une partie de ces débris finit par atteindre la Terre. Sur les 50 000 météorites trouvées sur Terre à ce jour, 99,8 % seraient originaires de la ceinture d'astéroïdes — presque chaque roche qui survit à sa chute à travers l'atmosphère terrestre trouve son origine dans cette même région dispersée entre Mars et Jupiter.
Visitée, survolée et cartographiée
Des sondes spatiales ont franchi ce territoire pour la première fois il y a plus d'un demi-siècle. La première sonde à traverser la ceinture d'astéroïdes fut Pioneer 10, qui pénétra dans la région le 16 juillet 1972, prouvant qu'une sonde pouvait la traverser sans être détruite par des débris, malgré les craintes initiales concernant le risque de collision.
Des décennies plus tard, une mission dédiée s'arrêta enfin pour observer de près. Dawn, lancée par la NASA en septembre 2007, entra en orbite autour de Vesta le 16 juillet 2011 et acheva une mission d'étude de 14 mois avant de repartir vers Cérès, entrant en orbite autour de Cérès le 6 mars 2015 — transformant deux des plus grands résidents de la ceinture, d'anciens points lumineux lointains en mondes cartographiés et photographiés.