Astéroïde de type A

Les astéroïdes de type A sont un type d'astéroïdes relativement peu commun de la ceinture d'astéroïdes. Ils sont caractérisés par un spectre de réflexion présentant un pic de réflectance dans le rouge à la longueur d'onde 0,7 μm, un puits (un pic d'absorbance) dans le proche infrarouge autour de 1,05 μm, et une remontée de la réflectance (à longueur d'onde croissante) de pente et de forme caractéristiques[1]. Mise à part la forte pente de la montée de la réflectance dans le rouge avant le pic, explicable par une altération des roches de surface, ces spectres sont très proches de ceux des météorites de type pallasite et brachinite, et s'expliquent par une forte abondance (> 80 %) de l'olivine à la surface de ces astéroïdes.

Classification

Les astéroïdes de type (secondaire) A font partie du groupe des astéroïdes de type (principal) S, dont le spectre de réflexion indique une forte abondance des silicates (d'où le « S ») dans les roches de leur surface. Ce groupe S comporte aussi les astéroïdes de types (secondaires) K, L, Q et R.

Le « A » des astéroïdes de type A fait référence à (246) Asporina, le premier astéroïde reconnu de ce type (découvert en 1885).

Fréquence et répartition

Inventaire

Jusqu'en 2005 on n'avait répertorié que 17 astéroïdes de type A[2],[3], dont certains sur la base de leur spectre de réflexion dans le visible :

L'inspection des spectres infrarouges conduit à une liste plus restreinte encore, de seulement 14 astéroïdes de type A connus en 2018[1] :

Des études comme celles du Sloan Digital Sky Survey (SDSS), qui a parcouru le ciel dans le visible à différentes longueurs d'onde pendant plus de dix ans, permettent de repérer des candidats au statut d'astéroïde de type A grâce au pic à 0,7 µm, mais la spectroscopie dans l'infrarouge est nécessaire pour les vérifier. En effet, la moitié seulement de ces candidats montrent un spectre infrarouge correspondant effectivement au type A[1]. Sur les plus de 100 000 astéroïdes observés par SDSS, 155 ont été retenus comme de possibles candidats et seulement 21 nouveaux astéroïdes de type A s'ajoutent en 2019 à la liste précédente[1] :

L'essentiel (> 80 %) de la masse de ces 14 + 21 = 35 astéroïdes de type A est dû au seul (354) Éléonore, qui a une magnitude de 6,4 et une masse d'environ 4,6 × 1018 kg.

Répartition des tailles, des orbites et des compositions

L'inventaire ci-dessus des astéroïdes de type A de diamètre supérieur à 2 km montre une proportion des astéroïdes de type A parmi l'ensemble des astéroïdes qui ne semble pas dépendre, ni de la taille, ni du demi-grand axe, ni de l'inclinaison : 0,16 ± 0,03 %. Les astéroïdes de type A ne sont pas non plus regroupés parmi les familles d'astéroïdes supposées provenir de la fragmentation d'un même astéroïde-source. Cette absence de dépendance est un argument en faveur d'une formation des astéroïdes de type A en dehors de la ceinture principale, et de leur injection dans cette ceinture au hasard des impacts[1].

L'extrapolation de la proportion de 0,16 % aux zones non explorées (ou incomplètement, quand il manque des classes de faible luminosité) par SDSS conduit à estimer à environ 600 le nombre total des astéroïdes de type A de diamètre supérieur à 2 km dans la ceinture d'astéroïdes[1].

L'abondance de l'olivine dans les roches de surface des astéroïdes de type A n'est pas la preuve qu'il s'agit d'astéroïdes différenciés, pour lesquels l’olivine devrait être essentiellement magnésienne (forstérite Mg2SiO4). Une olivine essentiellement ferreuse (fayalite Fe2SiO4) est plutôt le signe d'une formation par condensation directe à partir de la nébuleuse protosolaire. L'étude détaillée du spectre de réflexion de 9 gros astéroïdes de type A aux alentours de la longueur d'onde 1 µm montre que 7 d'entre eux sont différenciés, et 2 non (Nenetta et Asporina), ce qui correspond à environ 80 % d'astéroïdes de type A différenciés[4].

Origine : le problème des manteaux manquants

Il est naturel d'imaginer que les roches astéroïdales riches en olivine magnésienne représentent le manteau d'un astéroïde différencié. L'analyse chimique et isotopique des météorites différenciées (achondrites, météorites de fer et météorites mixtes) permet de montrer qu'elles proviennent d'au moins 100 astéroïdes différenciés différents. Dans ce contexte, la rareté des météorites riches en olivine magnésienne et des astéroïdes de type A (alors qu'on a repéré un grand nombre d'astéroïdes dont la surface est basaltique ou métallique) pose un problème identifié depuis des décennies[5], et dénommé le Missing Mantle Problem (« Problème des manteaux manquants ») ou la Great Dunite Shortage (« Grande pénurie de dunites »).

Ce problème a reçu quatre types d'explication[6] :

  • les manteaux des astéroïdes différenciés auraient été battered to bits (« réduits en miettes »), c'est-à-dire réduits par les impacts à l'état de morceaux de taille inférieure à notre seuil de détection ;
  • les astéroïdes concernés seraient catalogués dans d'autres types, en raison de phénomènes d'altération de leurs surfaces ;
  • ces astéroïdes se seraient formés très tôt dans la zone de formation des planètes telluriques et seuls des fragments auraient été plus tard injectés dans la ceinture principale ;
  • notre compréhension de la différenciation des astéroïdes serait incomplète, et d'épais manteaux riches en olivine ne se seraient formés que rarement.

Notes et références
  1. (en) Francesca E. DeMeo, David Polishook, Benoît Carry, Brian J. Burt, Henry H. Hsiehe et al., « Olivine-dominated A-type asteroids in the main belt: Distribution, abundance and relation to families », Icarus, vol. 322,‎ , p. 13-30 (DOI 10.1016/j.icarus.2018.12.016).
  2. (en) V. Reddy, P. S. Hardersen, M. J. Gaffey et P. A. Abell, Mineralogic and Temperature-Induced Spectral Investigations of A-type Asteroids 246 Asporina and 446 Aeternitas : Rapport technique sur les astéroïdes de type A.
  3. (en) « JPL Small-Body Database Search Engine: spec. type = A (SMASSII) », sur JPL Solar System Dynamics (consulté le ).
  4. (en) J. M. Sunshine, S. J. Bus, C. M. Corrigan, T. J. McCoy et T. H. Burbine, « Olivine-dominated asteroids and meteorites: distinguishing nebular and igneous histories », Meteoritics & Planetary Science (en), vol. 42, no 2,‎ , p. 155-170 (DOI 10.1111/j.1945-5100.2007.tb00224.x).
  5. (en) C. R. Chapman, « Implications of the inferred compositions of asteroids for their collisional evolution », Memorie della Societa Astronomica Italiana, vol. 57,‎ , p. 103-114.
  6. (en) F. E. DeMeo, C. M. O'D. Alexander, K. J. Walsh, C. R. Chapman et R. P. Binzel, « The compositional structure of the asteroid belt », dans Asteroids IV, , 13-41 p. (lire en ligne [PDF]).

Voir aussi

Articles connexes
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