Planète mineure

Wikipedia open wikipedia design.

Ne pas confondre avec planète naine.
Image d'artiste (échelle non respectée) illustrant la présence de nombreuses planètes mineures gravitant entre Mars et Jupiter (ceinture principale d'astéroïdes).
(433) Éros, astéroïde géocroiseur photographié en 2000 par la sonde NEAR Shoemaker.
(4) Vesta, grand astéroïde de la ceinture principale. Image reconstituée informatiquement à partir de plusieurs photographies de la sonde Dawn en 2011-2012.
(486958) 2014 MU69, objet de la ceinture de Kuiper photographié le par la sonde New Horizons.

Une planète mineure est un objet gravitant autour du Soleil mais ne répondant pas aux critères de définition d’une planète au sens de l’Union astronomique internationale (ce qui les distingue des 8 planètes) et ne présentant pas d’activité cométaire (ce qui les distingue des comètes). Concernant ce dernier point, on peut noter que quelques objets sont référencés à la fois comme planète mineure et comme comète, du fait de propriétés intermédiaires.

Suivant le contexte, le concept est parfois élargi à d’autres systèmes planétaires, voire aux objets interstellaires interprétés comme d’anciennes planètes mineures ayant été éjectées d’un système planétaire.

La notion de planète mineure est la notion générique pour parler des planètes naines, astéroïdes, centaures, objets transneptuniens, objets du nuage d'Oortetc. Elle entretient également des liens étroits avec celles de petit corps, de planétoïde ou encore de météoroïde. Les frontières entre ces différentes notions varient suivant les usages. Voir section Terminologie.

La répartition des planètes mineures au sein du Système solaire n’est pas homogène et s’étudie à travers la notion de groupe de planètes mineures. L'existence de ces groupes découle de phénomènes dynamiques (actuels ou passés) dont notamment des phénomènes de résonance avec les planètes du Système solaire à l'origine de zones de stabilité ou au contraire d'instabilité. La notion de famille décrit elle aussi des ensembles d’objets partageant des propriétés orbitales voisines mais interprétés comme résultant de la fragmentation d'un objet antérieur suite à une collision.

Le Centre des planètes mineures (MPC) est l’organisme officiel chargé par l’Union astronomique internationale (UAI) de centraliser les informations relatives aux observations, référencer les nouveaux objets et administrer leurs désignations provisoires ou définitives.

Au 18 mai 2019[List 1], le MPC recense 794 832 planètes mineures, dont 541 128 numérotées et 21 922 nommées.

Sommaire

Terminologie et frontière du concept de planète mineure[modifier | modifier le code]

Planète mineure / Planétoïde / Astéroïde[modifier | modifier le code]

Portrait de William Herschel qui a proposé dès 1802 le terme astéroïde pour parler de la nouvelle famille d'objets initiée par (1) Cérès et (2) Pallas.

Les termes astéroïde, planétoïde et planète mineure sont très proches. Ils ont longtemps cohabité comme différentes alternatives pour désigner les même objets. Les usages ont toutefois évolué au fur et à mesure des découvertes montrant la diversité de ces "petites planètes".

Le terme "astéroïde" est apparu au début du XIXe siècle et renvoie à l'aspect étoilé des astéroïdes observés au télescope. Il est longtemps resté le terme d'usage le plus courant pour désigner l'ensemble des "petites planètes". Un usage de plus en plus courant vise à donner ce rôle chapeau au terme "planète mineure" et à distinguer astéroïdes et objets transneptuniens (voir section Astéroïdes et objets transneptuniens).

Le terme "planétoïde" est apparu à la fin du XIXe siècle comme alternative au terme astéroïde mais est toujours resté d'usage moins fréquent. On le rencontre aujourd'hui soit comme synonyme de planète mineure, soit pour désigner de manière informelle les planètes mineures de grande taille (usage toutefois concurrencé depuis 2006 par l'introduction du concept plus précis de planète naine).

Le terme "planète mineure" est d'usage ancien mais a surtout pris de l'importance suite à la création en 1947 du Centre des planètes mineures, organisme officiel dépendant de l'Union astronomique internationale. C'est le mieux "normé" des trois dans le sens où son usage suit celui de cette institution. Il tend à devenir le terme générique pour permettre une distinction entre astéroïdes et objets transneptuniens.

Astéroïdes et objets transneptuniens[modifier | modifier le code]

Jusque dans les années 1980, tous les astéroïdes découverts gravitaient dans la ceinture principale ou dans des zones voisines (géocroiseurs, troyens de Jupiter, quelques centaures). La notion d'astéroïde était donc relativement univoque. Les découvertes de nouveaux centaures puis surtout, à partir des années 1990, d'objets transneptuniens toujours plus nombreux et plus lointains, sont venus bousculer la notion d'astéroïde. Deux usages sont progressivement entrés en concurrence et continuent de coexister :

  • soit astéroïde reste un terme générique désignant tous les corps gravitant autour du Soleil et qui ne sont ni des planètes ni des comètes : astéroïde et planète mineure sont alors synonymes et les objets transneptuniens constituent une sous-classe d'astéroïdes
  • soit astéroïde et objet transneptunien deviennent deux classes bien distinctes, l'une pour parler des objets internes au Système solaire (notamment ceinture principale, troyens de Jupiter, géocroiseurs), l'autre pour parler des objets externes (notamment ceinture de Kuiper, objets épars et détachés, hypothétiques nuages de Hills et d'Oort)
Diagramme d'Euler illustrant les relations entre les différents types d'objets du Système solaire.

À ce jour, aucune définition officielle ne vient trancher entre ces deux options. On constate toutefois que la deuxième tend progressivement à s'imposer, de même que le recours de plus en plus fréquent au terme "objet". La cohabitation des deux usages peut être illustrée à travers les deux principales bases de données publiques sur le sujet : celle gérée le Jet Propulsion Laboratory utilise la première option, alors que celle gérée par le Centre des planètes mineures utilise la deuxième.

Planète mineure / Planète naine / Petit corps du Système solaire[modifier | modifier le code]

Tailles comparées de la Terre, la Lune et Cérès
Taillees comparéees de la Terre, la Lune et Cérès, le plus grand astéroïde de la ceinture principale.
Tailles comparées de Cérès, Vesta et Éros
Tailles comparées de Cérès, Vesta et Éros, l'un des plus grands astéroïdes géocroiseurs.
Tailles comparées de la Terre et des grands objets transneptuniens (avec leurs satellites).

Hormis Cérès (diamètre d’environ 1000 km), tous les astéroïdes découverts aux XIXe et XXe siècles ont un diamètre inférieur à 600 km et donc clairement inférieur à ceux de Mercure (4880 km) ou de Pluton, alors considérée comme neuvième planète (2375 km). Les choses changent subitement entre 2002 et 2005 avec les découvertes successives de plusieurs objets transneptuniens de diamètres approchant ou dépassant 1000 km. Le plus gros d’entre eux, (136199) Éris, possède une taille comparable à celle de Pluton. Cela conduit l’Union astronomique internationale à clarifier en 2006 la distinction entre planètes, planètes naines et petits corps[1]. Le critère retenu n’est pas un critère de taille. Une planète vérifie deux critères : sa forme sphérique ou ellipsoïdale découle d’un équilibre hydrostatique et elle a "nettoyé" son orbite. Une planète naine vérifie le premier critère mais pas le second. Un petit corps est un objet dont la forme ne découle pas d'un équilibre hydrostatique.

Deux situations peuvent être distinguées suivant la zone du Système solaire étudiée.

Zone interne et médiane (jusqu'à Jupiter)[modifier | modifier le code]

À quelques rares exceptions près, les objets de cette zone présentent les caractéristiques typiques des astéroïdes : diamètre inférieur à 200 km, forme irrégulière caractérisant les petits corps, composition interne non différenciée, absence d'atmosphère… La principale exception est (1) Cérès (diamètre d'environ 1000 km), reconnue planète naine en 2006. Outre sa forme en équilibre hydrostatique, elle possède une composition interne différenciée et une fine atmosphère de vapeur d'eau. (2) Pallas, (4) Vesta et (10) Hygie sont les plus gros astéroïdes de cette zone après Cérès (diamètres compris entre 400 et 550 km). Ils n'ont pas acquis le statut de planète naine mais peuvent présenter des propriétés intermédiaires (forme partiellement hydrostatique, début de différenciation…). Ces quatre objets sont en pratique considérés comme de « très gros astéroïdes ».[réf. nécessaire]

Zone externe et transneptunienne (au-delà de Jupiter)[modifier | modifier le code]

Quatre objets transneptuniens sont officiellement reconnus comme planètes naines (Pluton, Éris, Makémaké et Hauméa) et une dizaine d’autres sont candidats à cette reconnaissance. Plus largement, des études ont montré que plusieurs centaines d’objets transneptuniens pourraient répondre à la définition de planète naine[2], l'équilibre hydrostatique étant susceptible d'être atteint, dans le cas de corps glacés, pour des diamètres inférieurs à 500 km. Cette zone est donc caractérisée par une relative continuité entre petits corps et planètes naines.

Planètes mineures et météoroïdes[modifier | modifier le code]

Article détaillé : Météoroïde.

Les définitions usuelles (que ce soit pour astéroïde, planète mineure ou petit corps) ne donnent pas de limite inférieure de taille. En particulier, la définition donnée en 2006 par l'Union astronomique internationale pour la notion de petit corps ne dit rien sur ce point. Cette limite résulte donc, en pratique, de la limite de détection des planètes mineures progressivement référencées par le Centre des planètes mineures. Cette limite est aujourd'hui de l'ordre du mètre pour les astéroïdes géocroiseurs. 2011 CQ1 est un exemple d'objet d'environ 1 mètre de diamètre détecté lors de son passage à proximité de la Terre et référencé comme planète mineure.

Parallèlement, la commission de l'Union astronomique internationale en charge de l'étude des météores et météorites a précisé en 1961 la notion de météoroïde. Ce terme (introduit au XIXe siècle) désigne les objets ayant une taille comparable à ceux générant des étoiles filantes ou des bolides lorsqu'ils rentrent dans l'atmosphère. La définition a été revue en 2017, entre autres du fait de l'évolution des limites de détection des astéroïdes. Selon cette définition[3], un météoroïde est un corps de taille comprise approximativement entre 30 micromètres et 1 mètre. Cela conduit indirectement à proposer 1 mètre comme taille limite pour les planètes mineures. En dessous de 30 micromètres, on parle de poussières.

Planètes mineures et comètes[modifier | modifier le code]

Articles détaillés : Astéroïde cométaire et Comète éteinte.
L'astéroïde de la ceinture principale (596) Scheila présentant une apparence cométaire le 12 décembre 2010. Cette activité est interprétée comme résultant d'une collision.

Contrairement aux comètes, les planètes mineures (astéroïdes ou objets transneptuniens) ne présentent pas d’activité cométaire (formation d’une chevelure ou d’une queue) lorsqu’elles passent à leur périhélie. Cette distinction historique a toutefois progressivement été questionnée par les découvertes accumulées depuis les années 1980.

Quelques astéroïdes ont été observés avec une activité cométaire, comme (7968) Elst-Pizarro dans la ceinture principale ou le centaure (2060) Chiron.Ces objets, qualifiés d'astéroïdes actifs, sont catalogués à la fois comme planète mineure et comme comète.

Les planètes mineures appartenant à la catégorie des damocloïdes sont des objets possédant une orbite à longue période et une forte excentricité tout comme les comètes périodiques. Il s’agit peut-être de comètes éteintes (noyaux cométaires devenus inactifs).

Selon une étude publiée dans la revue Nature en 2009, 20 % des objets de la ceinture principale seraient des noyaux cométaires[4]. Ces noyaux, provenant de la ceinture de Kuiper, auraient été propulsés vers le Système solaire interne lors du grand bombardement tardif provoqué notamment par la migration de Neptune.

Le 22 janvier 2014, l'Agence spatiale européenne a annoncé la première détection certaine de vapeur d'eau dans l'atmosphère de (1) Cérès, le plus grand objet de la ceinture d'astéroïdes[5]. La détection a été réalisée par des observations en infrarouge lointain du télescope spatial Herschel[6]. Cette découverte tend à confirmer la présence de glace à la surface de Cérès. Selon l'un des scientifiques, cela illustre à nouveau que « la délimitation entre les comètes et les astéroïdes devient de plus en plus floue »[6].

Astéroïdes capturés par des planètes[modifier | modifier le code]

Il est envisagé que certains satellites gravitant autour des planètes sont en fait des astéroïdes "capturés" par ces planètes. C'est notamment le cas d'une partie des petits satellites irréguliers des quatre planètes externes. Ces objets sont classés comme satellites et non comme astéroïdes ou planètes mineures.

Histoire[modifier | modifier le code]

Dénomination[modifier | modifier le code]

Les premières « petites planètes » furent d'abord désignées à travers un nom de divinité et un symbole astronomique (Ceres symbol.svg pour Cérès, 2Pallas symbol.svg pour Pallas, Juno symbol.svg pour Junon, etc.), à l'instar des planètes du Système solaire. En 1851, devant le nombre croissant de découvertes, le spécialiste allemand Johann Franz Encke prit la décision de remplacer ces symboles par une numérotation. En 1947, l'américain Paul Herget, directeur de l'Observatoire de Cincinnati, est chargé par l'Union astronomique internationale de fonder le Centre des planètes mineures. Depuis, la désignation des planètes mineures est assurée par ce centre.

Quand l'orbite de ce qui semble être une nouvelle planète mineure est déterminée, l'objet reçoit une désignation provisoire constituée de l’année de découverte suivie d’une lettre représentant la quinzaine durant laquelle s’est produite la découverte, et d’une seconde lettre indiquant l’ordre de découverte pendant cette quinzaine (la lettre I n’est pas utilisée). Si plus de 25 objets sont découverts dans une quinzaine, on recommence l’alphabet en ajoutant un numéro qui indique combien de fois la seconde lettre est réutilisée (exemple : 1998 FJ74).

Après plusieurs observations concordantes, la découverte est confirmée et la planète mineure reçoit une désignation définitive constituée d'un numéro permanent, noté entre parenthèses, suivi de sa désignation provisoire (exemple : (26308) 1998 SM165). Certaines planètes mineures reçoivent par la suite un nom qui remplace alors la désignation provisoire (exemple : (588) Achille). Les premières planètes mineures ont reçu des noms de personnages de la mythologie grecque ou romaine, à l’instar des planètes et de leurs satellites. D'autres mythologies ont ensuite été utilisées (nordique, celtique, égyptienne…) ainsi que des noms de lieux, des prénoms ou des diminutifs, des noms de personnages fictifs, d’artistes, de scientifiques, de personnalités des milieux les plus divers, des références à des événements historiques[7]… Les sources d’inspirations pour nommer les planètes mineures sont désormais très variées.

Depuis les années 1990, le rythme de découverte est tel que les planètes mineures sans noms sont majoritaires. Les planètes mineures de certains groupes ont des noms ayant un thème commun. Par exemple, les centaures sont nommés d’après les Centaures de la mythologie, les troyens de Jupiter sont nommés d’après les héros de la guerre de Troie et ceux de Neptune d’après les Amazones.

Bases de données et nombre de planètes mineures référencées[modifier | modifier le code]

Bases de données[modifier | modifier le code]

Plusieurs bases de données recensent tout ou partie des planètes mineures. Les deux plus importantes sont :

Ces deux bases de données sont publiques et accessibles en ligne.

Nombre de planètes mineures référencées[modifier | modifier le code]

Au 18 mai 2019[List 2], le MPC recense 794 832 planètes mineures, dont 541 128 numérotées et 21 922 nommées.

La vitesse des découvertes s'est régulièrement accélérée du fait des évolutions technologiques. L'introduction des systèmes automatisés a encore amplifié le phénomène depuis les années 2000 (voir section Méthodes de détection et d'analyse).

Évolution du nombre de planètes mineures identifiées
1800 1850 1900 1950 2000[List 3] 2018[List 3]
Date de l'information du MPC 11 décembre 26 octobre
Nombre de planètes mineures numérotées 0 13 463 1 568 19 910 523 824
Incrément / 13 450 1 105 18 342 503 914
Évolution du nombre de planètes mineures identifiées : détails de la période 1995-2020[List 3]
1995 2000 2005 2010 2015 2018
Date de l'information du MPC 7 décembre 11 décembre 15 décembre 28 novembre 25 décembre 26 octobre
Nombre de planètes mineures référencées 29 039 108 066 305 224 540 573 701 660 789 069
Nombre de planètes mineures numérotées 6 752 19 910 120 437 257 455 455 144 523 824
Nombre de planètes mineures nommées 4 974 7 956 12 779 16 216 19 712 21 787
Incrément pour planètes mineures numérotées / 13 158 100 527 137 018 197 689 68 680
Évolution du nombre d'astéroïdes identifiés entre 1995 et 2018.

Paramètres orbitaux[modifier | modifier le code]

Parmètres a, q et Q
Paramètres a, q et Q.
Paramètre e (excentricité)
Influence du paramètre e (excentricité) sur la forme et la position de l'orbite relativement au Soleil.
Paramètre i (inclinaison)
Paramètre i (inclinaison).

Dans ce qui suit, ua est la notation de l'unité astronomique, unité de longueur correspondant à la distance Soleil-Terre (environ 150 millions de km).

Principaux paramètres orbitaux[modifier | modifier le code]

Les orbites des planètes mineures décrivent des ellipses autour du Soleil. De telles orbites sont classiquement décrites par 5 paramètres appelés éléments orbitaux. Les deux premiers décrivent la forme et la taille de l'ellipse orbitale, les trois derniers sa position angulaire. Les classifications orbitales des planètes mineures reposent principalement sur les paramètres a, e et i.

  • a = demi-grand axe (distance en ua) : le demi-grand axe est représentatif de la distance moyenne au Soleil
  • e = excentricité (coefficient de 0 à 1) : une excentricité de 0 correspond à un cercle ; environ 75% des planètes mineures ont une excentricité faible (≤ 0,2) et une orbite plus ou moins circulaire ; environ 550 ont une excentricité très forte (≥ 0,8) et une orbite très allongée dont environ 60 une excentricité extrême supérieure à 0,95 (avril 2019[JPL 1])
  • i = inclinaison (angle en degrés) : il s'agit de l'inclinaison par rapport à l'écliptique (plan dans lequel gravite la Terre) ; environ 90% des planètes mineures ont une faible inclinaison (≤ 20°) ; environ 230 ont une forte inclinaison (≥ 60°) dont environ 100 sont rétrogrades avec i > 90° (avril 2019[JPL 2])
  • ω = argument du périhélie (angle en degrés)
  • Ω = longitude du nœud ascendant (angle en degrés)

Deux autres paramètres orbitaux sont couramment utilisés, notamment pour étudier les phénomènes de croisement entre orbites. Les 4 paramètres a, e, q et Q sont redondants : la connaissance de deux d'entre eux permet de retrouver les deux autres.

  • q = distance au périhélie (distance en ua) : distance au Soleil au point le plus rapproché (périhélie)
  • Q = distance à l'aphélie (distance en ua) : distance au Soleil au point le plus éloigné (aphélie)

Paramètres liés au mouvement de la planète mineure sur son orbite[modifier | modifier le code]

  • P = période (durée en années) : temps mis par la planète mineure pour faire un tour complet autour du Soleil ; les périodes des objets transneptuniens les plus éloignés peuvent dépasser 50 000 ans (avril 2019[MPC 1])
  • n = moyen mouvement (vitesse angulaire en °/jour) = 360/P
  • t0 = époque (date) : date de référence permettant de calculer la position actuelle de la planète mineure sur son orbite ; l'époque associée à chaque planète mineure est régulièrement mise à jour dans les bases de données officielles
  • M0 (ou M dans les bases de données) = anomalie moyenne à l'époque (angle en degrés) : position de l'objet sur son orbite à la date de référence t0 (époque)

La position de l'objet à un instant t peut être donnée par l'anomalie moyenne (M = M0 + n(t-t0)), l'anomalie excentrique ou l'anomalie vraie.

Éléments orbitaux propres[modifier | modifier le code]

Des perturbations tendent à modifier lentement l'orbite des planètes mineures. Ces perturbations sont notamment dues à l'attraction gravitationnelle des planètes. Elles influencent tous les éléments orbitaux, y compris a, e et i. Ces évolutions sont à l'origine de la distinction entre éléments orbitaux osculateurs (ceux généralement donnés, décrivant bien le mouvement actuel mais fluctuants sur le temps long) et éléments orbitaux propres (indépendants de ces fluctuations). Ce sont les paramètres propres qui permettent de repérer les familles d'astéroïdes (nées de collisions) au sein de la ceinture principale.

Autres paramètres[modifier | modifier le code]

  • T-DMIO (ou plus souvent E-MOID an anglais) (distance en ua) : la distance minimale d'intersection de l'orbite terrestre (T-DMIO) caractérise le risque de collision avec la Terre ; des paramètres comparables existent pour les autres planètes du Système solaire
  • période de rotation (durée en heures) : temps mis par la planète mineure pour faire un tour complet sur elle-même ; certaines planètes mineures tournent très lentement sur elles-mêmes (périodes supérieures à 50 jours pour les plus lentes[JPL 3]), d'autres au contraire très rapidement (périodes inférieures à 1 minute pour les plus rapides[JPL 4])
  • inclinaison de l'axe de rotation (angle en degrés)

Classifications orbitales[modifier | modifier le code]

Groupes orbitaux[modifier | modifier le code]

Article détaillé : Groupe de planètes mineures.

L'élaboration d'une classification systématique des planètes mineures par types d'orbites est un exercice difficile. Les nombreux cas particuliers et un relatif continuum dans leur dispersion expliquent cette difficulté. On peut par exemple noter que les bases de données du MPC et du JPL utilisent des classifications légèrement différentes. Les définitions précises de chaque classe (et par suite les valeurs de demi-grand axe ou de dénombrement) varient également suivant les sources.

Le tableau ci-dessous ne reprend que les groupes les plus fréquemment utilisés. Les valeurs indiquées sont à voir comme des ordres de grandeur et non comme des valeurs absolues. La section Description des principaux groupes décrit plus en détail ces différents groupes.

Principaux groupes orbitaux Demi-grand axe typique
(en ua)
Ordre de grandeur du nombre de planètes mineures référencées
(mise à jour avril 2019)
Astéroïdes des zones interne et médiane du Système solaire Astéroïdes géocroiseurs Atiras (ou apoheles) 0,6 à 1 19 04/2019[JPL 5] 20 000
Atons 0,6 à 1 1 500 04/2019[JPL 6]
Apollons 1 à 5[N 1] 11 000 04/2019[JPL 7]
Amors 1 à 5[N 1] 7 500 04/2019[JPL 8]
Astéroïdes aréocroiseurs[N 2] 1,3 à 5[N 2] 14 000 04/2019[MPC 2] 14 000
Ceinture principale et périphérie Groupe de Hungaria 1,8 à 2,0 20 000 04/2019[MPC 3] 750 000
Ceinture principale (zones I, II et III) 2,0 à 3,3 720 000 04/2019
Périphérie externe (hors groupe de Hilda) 3,3 à 4,6 4 000 04/2019
Groupe de Hilda (résonance 3:2 avec Jupiter) 3,7 à 4,1 4 000 04/2019[MPC 4]
Troyens de Jupiter env 5,2 / 4,8 à 5,4 7 200 04/2019[MPC 5] 7 200
Zone de transition Centaures et objets divers 5,5 à 30 500 04/2019[JPL 9] 500
Objets transneptuniens Ceinture de Kuiper Plutinos (résonance 2:3 avec Neptune) env 39,5 / 39 à 40 500 04/2019 3 200
[N 3],[JPL 10]
Cubewanos (ou objets classiques) 40 à 48 1 800 04/2019
Autres résonances et objets divers 35 à 75 200 04/2019
Objets épars et objets détachés 30 à 1 000 et+[N 4] 700 04/2019
Nuage de Hills et nuage de Oort[N 5] 1 000 à 100 000 ? ?[N 5]
TOTAL 0,6 à 3 000 795 000 04/2019[JPL 11] 795 000

Notes tableau :

  1. a et b Consultée le 27 avril 2019, la base de donnée du JPL recense 7 objets classés Apollon ou Amor et possédant un demi-grand axe supérieur à 5 ua, dont 3 transneptuniens (a > 30 ua). Le plus éloigné est 2017 UR52 avec un demi-grand axe estimé à 380 ua. Il est classé comme objet transneptunien par le MPC.
  2. a et b Le nom de cette classe utilisée par les bases de données du MPC et du JPL est trompeuse : il ne s'agit ici que des astéroïdes aréocroiseurs qui ne sont ni géocroiseurs, ni rattachés à d'autres groupes tels que Hungaria, Hilda ou damocloïdes.
  3. Il s'agit ici des objets connus. La ceinture de Kuiper est environ 30 fois plus éloignée de la Terre que la ceinture principale, ce qui limite la capacité à détecter les petits objets. La population totale de la ceinture de Kuiper est supposée supérieure à celle de la ceinture principale.
  4. Consultée le 27 avril 2019, la base de donnée du JPL recense 5 objets possédant un demi-grand axe supérieur à 1 000 ua. Le plus éloigné est 2017 MB7 avec un demi-grand axe estimé à 3 040 ua.
  5. a et b Ces nuages restent à ce jour hypothétiques. Il est parfois envisagé que les objets détachés les plus lointains (qualifiés de sednoïdes d'après (90377) Sedna) sont les premiers objets du nuage de Hills.

On peut également mentionner le groupe des damocloïdes, objets gravitant dans la même zone que les centaures ou les objets épars mais possédant une forte excentricité (impliquant par exemple un périhélie dans la zone des planètes telluriques) et/ou une très forte inclinaison.

Notion de famille[modifier | modifier le code]

Article détaillé : Famille de planètes mineures.

L'astronome japonais Kiyotsugu Hirayama a été le premier à constater l'existence, au sein de la ceinture principale, de groupes d'astéroïdes présentant des paramètres orbitaux très proches. Ces groupes sont interprétés comme des fragments d'astéroïdes nés d'une collision et sont appelés familles d'astéroïdes (le terme famille est normalement réservé à ce cas) ou familles de Hirayama. Chaque famille porte le nom d'un membre caractéristique. Les familles d'Eos, d'Eunomie, de Flore, de Coronis, d'Hygie, de Thémis, de Vesta ou de Nysa comptent parmi les plus connues. Une vingtaine de familles sont clairement identifiées au sein de la ceinture principale et les études les plus récentes en dénombrent jusqu'à plus de cent.

Des familles du même type ont été identifiées parmi les troyens de Jupiter, en particulier les familles d'Eurybate et d'Ennomos. En 2006 a également été identifiée pour la première fois une famille interprétée comme d'origine collisionnelle au sein de la ceinture de Kuiper, la famille de Hauméa.

Classes liées au risque d'impact avec la Terre[modifier | modifier le code]

Echelle de Turin utilisée pour qualifier la dangerosité des objets potentiellement dangereux. Aucun objet n'est actuellement classé au-dessus de 0 (avril 2019).

Au sens strict, seuls les astéroïdes de type Aton et Apollon sont géocroiseurs (en anglais Earth-crosser asteroid ou ECA) et directement susceptibles de rentrer en collision avec la Terre. En pratique, en français, le terme géocroiseur est le plus souvent entendu au sens large et inclut les quatre groupes Atira, Aton, Apollon et Amor. Il est alors synonyme du terme anglais Near earth asteroid (NEA).

Seule une petite partie de ces astéroïdes sont classés comme astéroïdes potentiellement dangereux (APD) (souvent désignés par l'acronyme anglais PHA pour Potentially hazardous asteroid). Voir section Risques d'impact avec la Terre sur la page Astéroïde.

Types d'orbites relativement aux planètes[modifier | modifier le code]

Les planètes mineures dont l'orbite croise celle d'une planète sont dits croiseurs de cette planète. Toutes les planètes du Système solaire possèdent de plusieurs centaines à plusieurs milliers de croiseurs.

Points de Lagrange d'un système de type Soleil-Planète. Les zones voisines des points L4 et L5 sont des zones de stabilité où peuvent graviter des troyens de la planète.

Les zones situées à 60° en avance ou en retard sur l'orbite d'une planète (appelées points de Lagrange L4 et L5 de la planète) permettent la stabilité d'un système à trois corps Soleil / planète / planète mineure et sont donc parfois occupées par des planètes mineures appelées troyens de la planète. Outre Jupiter qui possède plusieurs milliers de troyens, 4 autres planètes en possèdent au moins un : à fin 2018[List 4], 22 sont connus pour Neptune, 1 pour Uranus, 9 pour Mars et 1 pour la Terre.

Un objet est en résonance avec une planète lorsque sa période de révolution se trouve être une fraction entière (par exemple 1:2, 3:4, 3:2…) de celle de la planète. Une telle résonance assure une stabilité relative à l'orbite de l'objet considéré. Des résonances existent avec plusieurs planètes, en particulier avec Neptune (dont plutinos en résonance 2:3) et avec Jupiter (dont groupe de Hilda en résonance 3:2). Les astéroïdes troyens et les astéroïdes coorbitaux sont des cas particuliers correspondant à une résonance 1:1.

Outre les troyens, d'autres planètes mineures possèdent des orbites très proches de celle d'une planète avec laquelle elles sont en résonance 1:1. On parle alors d'astéroïde coorbital avec la planète (le terme inclut en toute rigueur aussi les troyens). Les deux situations les plus courantes sont celle des quasi-satellites et celle des orbites en fer à cheval. Il a été montré qu'un même astéroïde peut alterner entre ces deux situations. On connait des objets coorbitaux autour de plusieurs planètes dont la Terre (par exemple (3753) Cruithne).

Autres types d'orbites particulières[modifier | modifier le code]

La très grande majorité des planètes mineures tournent dans le même sens que les 8 planètes. Quelques-unes (une centaine connue en avril 2019[JPL 12]) tournent en sens inverse. On parle alors d'astéroïdes rétrogrades. Cette situation correspond à une inclinaison comprise entre 90 et 180°. Ces objets sont souvent classés comme damocloïdes ou comme "objets divers".

Pour la première fois en octobre 2017 a été identifié un objet (1I/ʻOumuamua) possédant une orbite hyperbolique (et donc voué à quitter le Système solaire) mais ne présentant pas d'activité cométaire (cas des comètes hyperboliques). L'Union astronomique internationale a dès lors officialisé, en novembre 2017, la nouvelle classe des objets interstellaires et une nomenclature associée inspirée de celle des comètes. De tels objets sont également qualifiés d'astéroïdes hyperboliques. Un seul est connu à ce jour (avril 2019[JPL 13]).

Propriétés physiques[modifier | modifier le code]

Description des principaux groupes[modifier | modifier le code]

Article détaillé : Groupe de planètes mineures.

Ceinture principale[modifier | modifier le code]

Des géocroiseurs aux troyens de Jupiter : du centre à la périphérie, géocroiseurs (en vert et rouge), ceinture principale (en blanc), groupe de Hilda (en brun), troyens de Jupiter (en vert).
Article détaillé : Ceinture d'astéroïdes.

La ceinture principale d'astéroïdes, entre les orbites de Mars et Jupiter, distante de deux à quatre unités astronomiques du Soleil, est le principal groupement : environ 720 000 objets y ont été répertoriés à ce jour (avril 2019), auxquels on peut ajouter 30 000 autres gravitant dans sa périphérie immédiate (groupe de Hungaria, famille de Cybèle et groupe de Hilda notamment). L’influence du champ gravitationnel de Jupiter les a empêchés de former une planète. Cette influence de Jupiter est également à l’origine des lacunes de Kirkwood, qui sont des orbites vidées par le phénomène de résonance orbitale.

Astéroïdes troyens de Jupiter[modifier | modifier le code]

Article détaillé : Astéroïdes troyens de Jupiter.

Les troyens de Jupiter sont situés sur des orbites très proches de celle de Jupiter, à proximité des deux points de Lagrange L4 et L5. On en compte environ 7 200 en avril 2019[MPC 6]. Le nom fait référence à la Guerre de Troie : les points L4 et L5 sont associés respectivement au camp grec et au camp troyen et les astéroïdes y sont nommés, sauf exception, avec des noms de personnages du camp associé.

Astéroïdes géocroiseurs[modifier | modifier le code]

Astéroïdes géocroiseurs : ellipses orbitales des 4 astéroïdes ayant donné leurs noms aux groupes, (1221) Amor (extérieur proche), (1862) Apollon (croiseur extérieur), (2062) Aton (croiseur intérieur) et (163693) Atira (intérieur proche), relativement à celle de la Terre.
Articles détaillés : Astéroïde géocroiseur et Objet géocroiseur.

Au sens strict, les astéroïdes géocroiseurs sont des astéroïdes dont l’orbite croise celle de la Terre (Earth-crosser asteroid ou ECA en anglais). En pratique, en français, le terme est le plus souvent entendu au sens large et inclut également les astéroïdes dont l'orbite est "proche" de celle de la Terre (passe à moins de 0,3 unités astronomiques) (near Earth asteroid ou NEA en anglais). On en dénombre environ 20 000 (avril 2019[JPL 14]).

Ces astéroïdes sont classiquement classés en quatre groupes :

  • les astéroïdes Atira, dont l'orbite est entièrement contenue dans celle de la Terre (19 connus en avril 2019 selon la base de données du JPL[JPL 15]) ;
  • les astéroïdes Aton, croiseurs dont l'orbite est principalement située à l'intérieur de celle de la Terre (a < 1 ua) (environ 1 500 connus en avril 2019[JPL 16]) ;
  • les astéroïdes Apollon, croiseurs dont l'orbite est principalement située à l'extérieur de celle de la Terre (a > 1 ua) (environ 11 000 connus en avril 2019[JPL 17]) ;
  • les astéroïdes Amor, dont l'orbite entoure entièrement celle de la Terre (environ 7 500 connus en avril 2019[JPL 18]).

L’intérêt médiatique parfois très fort porté sur les astéroïdes géocroiseurs est lié à la crainte de les voir entrer en collision avec la Terre. Voir section Risques d'impact avec la Terre sur la page Astéroïde.

Centaures[modifier | modifier le code]

Des troyens de Jupiter à la ceinture de Kuiper : du centre à la périphérie, troyens de Jupiter (en gris), centaures (en vert), ceinture de Kuiper (en bleu), objets épars (en rose) ; une dizaine de troyens de Neptune sont également représentés en violet.
Article détaillé : Centaure.

Les centaures sont des planètes mineures qui gravitent entre les orbites des planètes géantes gazeuses. On en compte en avril 2019 entre 200 et 500 suivant le périmètre précis attribué à ce groupe (frontière non standardisée avec d'autres groupes tels que celui des damocloïdes). Le premier qui fut découvert est (2060) Chiron, en 1977. On suppose généralement que ce sont d'anciens objets de la ceinture de Kuiper ayant été éjectés de leurs trajectoires, suite, par exemple, à un passage à proximité de Neptune.

Ceinture de Kuiper[modifier | modifier le code]

Ceinture de Kuiper et objets épars : distribution suivant demi-grand axe et inclinaison des cubewanos (en bleu), plutinos et twotinos (en rouge au niveau des résonances 2:3 et 1:2), autres résonances avec Neptune (en rouge), objets épars (en gris). Pluton, Makémaké et Éris correspondent aux plus grands cercles rouge, bleu et gris.
Article détaillé : Ceinture de Kuiper.

La ceinture de Kuiper est une seconde ceinture située au-delà de l'orbite de Neptune, comparable sur le plan dynamique à la ceinture principale (objets possédant des orbites relativement peu inclinées et de faible excentricité). On connait en avril 2019 environ 2 500 objets de cette ceinture. Ce petit nombre découle de son éloignement de la Terre (environ 30 fois supérieur à celui de la ceinture principale) rendant difficile les observations : sa population totale est en fait estimée supérieure à celle de la ceinture principale.

Pluton (découvert en 1930) est longtemps resté le seul objet connu de cette zone (avec son satellite Charon découvert en 1978). Son unicité et sa taille du même ordre que celle de Mercure ont fait qu'il a longtemps été considéré comme neuvième planète. Il faudra ensuite attendre 1992 pour qu'un autre objet de cette zone soit découvert, (15760) Albion. Cette découverte marque le début de l'étude des objets transneptuniens.

La ceinture de Kuiper se décompose elle-même en plusieurs groupes, les trois plus important étant :

  • les plutinos (dont fait partie Pluton) : objets en résonance 2:3 avec Neptune (a ~ 39,5 ua) ; ce groupe marque le début de la zone principale de la ceinture de Kuiper ; environ 500 objets connus en avril 2019
  • les cubewanos (où objets classiques de la ceinture de Kuiper) (dont fait partie (15760) Albion) : objets de la zone principale de la ceinture de Kuiper (comprise entre les résonances 2:3 et 1:2 avec Neptune) ne présentant pas de résonance avec Neptune ; le nom cubewano provient de 1992 QB1, désignation provisoire de (15760) Albion ; environ 1 800 objets connus en avril 2019
  • les twotinos : objets en résonance 1:2 avec Neptune (a ~ 48 ua) ; ce groupe marque la fin de la zone principale de la ceinture de Kuiper (falaise de Kuiper) ; le nom fait référence à la résonance 1:2

Cette ceinture serait la source de près de la moitié des comètes qui sillonnent le Système solaire.

Objets épars et objets détachés[modifier | modifier le code]

Sednoïdes : orbites de 3 sednoïdes relativement à l'orbite de Neptune (en bleu).

Hormis la ceinture de Kuiper, la zone transneptunienne est marquée par un disque d'objets épars aux excentricités ou inclinaisons généralement moyennes ou élevées et ne présentant pas de résonance avec Neptune. Les plus éloignés de Neptune (à leur périhélie) échappent à l'influence gravitationnelle de cette planète et sont classés comme objets détachés. Le disque des objets épars ou détachés compte en avril 2019 entre 500 et 700 objets suivant les périmètres précis donnés à ces groupes (frontière non standardisée avec d'autres groupes tels que damocloïdes et périmètre variable des objets considérés ou non en résonance avec Neptune).

Les objets détachés les plus lointains (périhélie supérieur à 50 ua) sont classés comme sednoïdes, du nom de (90377) Sedna qui était, au moment de sa découverte en 2003, l'objet de plus grand périhélie (76 ua). En avril 2019[MPC 7], on connait 8 sednoïdes et l'objet de plus grand périhélie est 2012 VP113 (80 ua). Ces objets sont parfois envisagés comme étant les premiers représentant du nuage d'Oort (ou plus précisément de sa partie interne ou nuage de Hills).

C'est la découverte en 2005 de (136199) Éris, objet épars dont le diamètre a d'abord été estimé à près de 3 000 kilomètres (depuis réévalué à 2 326 kilomètres) et donc supérieur à celui de Pluton (2 370 kilomètres), qui a relancé le débat sur la démarcation entre planètes à part entière et "grosses planètes mineures". Cela a conduit l’Union astronomique internationale à créer, en août 2006, les statuts de planète naine et de petit corps de Système solaire et à reclasser Pluton en planète naine[1].

Nuages de Hills et d'Oort[modifier | modifier le code]

Nuage d'Oort : vue d'artiste du nuage d'Oort illustrant sa forme sphérique et sa dimension relativement à la ceinture de Kuiper.
Articles détaillés : Nuage de Hills et Nuage de Oort.

Le nuage de Hills, parfois nommé nuage d'Oort interne, serait un disque de débris situé entre 100 à 3 000 et 30 000 à 40 000 unités astronomiques du Soleil. Le nuage de Oort (ˈɔrt), aussi appelé le nuage d’Öpik-Oort (ˈøpik), est un vaste ensemble sphérique hypothétique de corps situé à environ 50 000 ua du Soleil[8] (≈ 0,8 année-lumière). Ces deux structures sont donc situées bien au-delà de l’orbite des planètes et de la ceinture de Kuiper. La limite externe du nuage de Oort, qui formerait la frontière gravitationnelle du Système solaire[9], se situerait à plus d’un millier de fois la distance séparant le Soleil et Pluton, soit environ une année-lumière et le quart de la distance à Proxima du Centaure, l’étoile la plus proche du Soleil. Il n'est d'ailleurs pas exclu qu'il existe un continuum entre le nuage de Oort « solaire » et une structure similaire autour du système Alpha Centauri.

Planètes mineures et histoire du Système solaire[modifier | modifier le code]

Heinrich Olbers, le découvreur de Pallas et Vesta, avait émis l’hypothèse que les astéroïdes étaient les fragments d’une planète détruite. Cet objet supposé fut même baptisé ultérieurement Phaéton. L’hypothèse la plus communément admise aujourd’hui considère les planètes mineures comme des résidus du Système solaire primitif n’ayant pu s’agglomérer jusqu'à former des planètes. En particulier, la ceinture principale serait liée à l’influence gravitationnelle de Jupiter qui aurait empêché la formation d'une planète entre Mars et Jupiter[10].

Les planètes mineures sont donc considérées comme des reliques du Système solaire. Leur étude (ainsi que celle des comètes), en particulier par des sondes spatiales, constitue l'une des voies pour accéder à une meilleure compréhension de sa formation.

Méthodes de détection et d'analyse[modifier | modifier le code]

L'histoire des méthodes de détection des planètes mineures se décompose en 3 grandes phases :

  • jusqu'à environ 1890 : méthode "optique" = observation directe à travers un télescope
  • à partir de 1891 et jusqu'à environ 1990 : méthode "photographique" = comparaison de clichés pris à intervalles réguliers
  • à partir de 1980 et surtout après 1990 : méthode "numérique" = méthode automatisée utilisant des caméras CCD et des traitements numériques

Pour les observations et analyses, outre les méthodes optiques classiques, on utilise également depuis 1989 des analyses par radars. Par ailleurs, depuis 1991, plusieurs sondes spatiales ont visité des astéroïdes et des objets transneptuniens.

Détection par méthode optique[modifier | modifier le code]

Jusque vers 1890, les découvertes se font de manière directe, en scrutant le ciel au sein des observatoires.

Détection par méthode photographique[modifier | modifier le code]

Superposition de cinq photographies de la découverte de l'objet transneptunien 2014 MU69, prises le 24 juin 2014 par le télescope spatial Hubble, par intervalles de 10 minutes.

La découverte de (323) Brucia en 1891 par Max Wolf sur la base de clichés photographiques marque un tournant. Le rythme des découvertes s'accélère au cours des décennies suivantes. Cette méthode, progressivement améliorée, a été utilisée jusque dans les années 1990.

Le processus repose sur des photographies prises à intervalles réguliers (par exemple toutes les heures), à travers un télescope, d'une large région du ciel. Les photographies sont ensuite observées dans un stéréoscope par des techniciens qui recherchent des objets se déplaçant d'un cliché à l'autre. Le cas échéant, la position précise de l'objet est déterminée au microscope et envoyée à un organisme centralisant les différentes observations et chargé de calculer l'orbite et de déterminer s'il s'agit d'un objet nouveau ou déjà catalogué. Ce rôle centralisateur est tenu par le Centre des planètes mineures depuis 1947. L'introduction des ordinateurs, à partir des années 1950, a bien sûr grandement facilité ces phases de calculs d'orbites.

Détection par méthode numérique[modifier | modifier le code]

Le recours à la photographie numérique via des capteurs CCD marque une nouvelle révolution. Le processus général reste le même mais l'amélioration rapide des capteurs permet d'abaisser le niveau de sensibilité et donc la taille des objets détectés. La numérisation permet par ailleurs des traitements informatiques automatisés, de plus ou plus rapides et pointus au fur et à mesure de l'amélioration des puissances de calcul. Le programme Spacewatch est le premier à expérimenter ces techniques en 1984, suivi par le programme NEAT qui en modernise les outils et méthodes en 1995[11][réf. non conforme].

Depuis les années 2000, toutes les planètes mineures sont découvertes à travers ces systèmes numériques automatisés.

Principaux programmes de relevé astronomique depuis 1980 (mise à jour octobre 2018)[List 5]
Programme Nationalité Localisation télescope Cible prioritaire Nombre de planètes
mineures numérotées
Période
Lincoln Near-Earth Asteroid Research (LINEAR) Etats-Unis Nouveau Mexique Géocroiseurs 149 099 1997-2012
Spacewatch Etats-Unis Arizona 146 555 1985-2016
Mount Lemmon Survey Etats-Unis Arizona Géocroiseurs 62 535 2004-2016
Near Earth Asteroid Tracking (NEAT) Etats-Unis Hawaï et Californie Géocroiseurs 41 239 1995-2007
Catalina Sky Survey (CSS) Etats-Unis Arizona Géocroiseurs 27 633 1998-2016
Lowell Observatory Near-Earth-Object Search (LONEOS) Etats-Unis Arizona Géocroiseurs 22 332 1998-2008
Pan-STARRS 1 Etats-Unis Hawaï 6 395 2009-2016
Wide-Field Infrared Survey Explorer (WISE)[12] Etats-Unis Satellite 4 096 2010-2015
Découverte d'astéroïdes géocroiseurs par années et par programmes, entre 1995 et 2017.

Analyses optiques classiques[modifier | modifier le code]

Quaoar (Hubble 2002)
(50000) Quaoar, gros objet de la ceinture de Kuiper (diamètre estimé à environ 1 100 km) photographié en 2002 par le télescope spatial Hubble.
Image radar de Toutatis (Goldstone 1996)
Image radar de l'astéroïde géocroiseur (4179) Toutatis prise par les radiotélescopes de Goldstone en 1996.

L'analyse des planètes mineures repose essentiellement sur les outils classiques de l'astronomie, à travers les télescopes (terrestres ou spatiaux). Sauf pour les plus grandes, la visualisation reste le plus souvent très grossière (quelques pixels). La taille des objets est estimée à travers l'analyse de leur magnitude (luminosité) et de leur albédo (pouvoir réfléchissant). Elle peut également être estimée par occultation lors de l'observation d'un transit de l'objet devant une étoile. La composition des objets (notamment en surface) est estimée à travers l'analyse de leur spectre et de leur albédo.

Analyses par radar[modifier | modifier le code]

Les techniques d'analyse par radar micro-ondes sont aujourd'hui suffisamment performantes pour permettre l'analyse des astéroïdes géocroiseurs et même des plus gros astéroïdes de la ceinture principale. Elles permettent notamment une visualisation plus fine de leur forme et de leur taille ainsi qu'une détermination plus précise de leur orbite (vitesse mesurée par effet Doppler). L'une des premières études de ce type a concerné l'astéroïde (4769) Castalie en 1989.

Exploration par des sondes spatiales[modifier | modifier le code]

Sonde spatiale New Horizons
Sonde spatiale New Horizons au Centre spatial Kennedy (NASA), en 2005, avant son lancement.
Objet transneptunien 2014 MU69
Objet transneptunien (486958) 2014 MU69 photographié le par la sonde New Horizons.
Article détaillé : Exploration des astéroïdes.

A ce jour (avril 2019), 10 sondes ont exploré (a minima survolé à moins de 10 000 km) 14 astéroïdes géocroiseurs ou de la ceinture principale. Les premières images rapprochées d’astéroïdes sont l’œuvre de la sonde Galileo qui, lors de son transit vers Jupiter, put s'approcher de (951) Gaspra en 1991 puis de (243) Ida en 1993. La sonde NEAR Shoemaker est la première dont la mission principale a concerné l'étude d'un astéroïde via une mise en orbite, en février 2000, autour de (433) Éros. La sonde Hayabusa est la première à avoir ramené, en juin 2010, un échantillon d'astéroïde prélevé sur (25143) Itokawa en novembre 2005.

La sonde New Horizons est la première et à ce jour la seule à avoir exploré des objets transneptuniens. Lancée par la NASA en janvier 2006, elle n'arrive au niveau de son objectif principal, Pluton, que 8 ans et demi plus tard en juillet 2015. Des résultats remarquables sont apportés sur la géographie, la géologie, l'atmosphère ou encore les satellites de Pluton. La sonde est ensuite dirigée vers (486958) 2014 MU69 qui devient ainsi le deuxième objet transneptunien photographié de près.

Risques d'impact avec la Terre[modifier | modifier le code]

Hypothèses d'exploitation minière[modifier | modifier le code]

Planètes mineures notables[modifier | modifier le code]

La plupart des planètes mineures gravitent de manière anonyme dans la ceinture principale ou la ceinture de Kuiper. Quelques-unes accèdent toutefois à la notoriété, en particulier au regard de l'histoire des découvertes, d'une propriété atypique, de leur dangerosité pour la Terre, etc.

Planètes mineures notables - Tableau 1 (mise à jour février 2019)
Premiers identifiés
(année référencement)
Plus grands
(diamètre moyen)
Visités par une sonde spatiale Référents d'un groupe ou d'une famille
Astéroïdes de la ceinture principale et périphérie Cérès (1801), Pallas (1802), Junon (1804), Vesta (1807), Astrée (1845) Cérès (946 km), Pallas, Vesta, Hygie (entre 400 et 550 km), Interamnia, Europe, Sylvia, Davida (entre 250 et 350 km) Gaspra, Ida (et Dactyle), Mathilde, Annefrank, Steins, Lutèce, Vesta, Cérès Hungaria, Hilda, Alinda, Griqua, Cybèle, Phocée (et nombreux autres pour les familles collisionnelles)
Troyens de Jupiter Achille (1906), Patrocle (1906) Hector (env 230 km) (aucun à ce jour) Eurybate (famille)
Astéroïdes géocroiseurs Eros (1898), Albert (1911) (pour les amors) ; Apollon (1932), Adonis (1936) (pour les apollons) ; Aton (1976) (pour les atons) ; Atira (2003) (pour les atiras) Ganymède (env 35 km) Braille, Eros, Itokawa, Toutatis, Ryugu, Bénou Atira, Aton, Apollon, Amor
Centaures et damocloïdes Hidalgo (1920) ou Chiron (1977) suivant critères Chariclo (env 250 km) (aucun à ce jour) Damoclès (damocloïdes)
Objets transneptuniens Pluton (1930), Charon (1978), Albion (1992) Pluton (2375 km), Eris (2326 km), Hauméa, Makémaké, 2007 OR10, Charon, Quaoar (entre 1100 et 1500 km), Sedna, Orcus (entre 900 et 1100 km) Pluton (et Charon), 2014 MU69 (dit "Ultima Thulé") Pluton (plutoïdes, plutinos), Albion = 1992 QB1 (cubewanos), Sedna (sednoïdes), Hauméa (famille)
Planètes mineures notables - Tableau 2 (mise à jour mars 2019)
Premiers identifiés Autres exemples
Orbites particulières
Astéroïdes se rapprochant le plus du Soleil / 2005 HC4 (plus petit périhélie - 0,07 ua - connu à ce jour[MPC 8])
Astéroïdes potentiellement dangereux (dépend des critères retenus) Hermès, Toutatis, Asclépios, Florence, Apophis, (144898) 2004 VD17
Astéroïdes détectés avant leur chute sur Terre 2008 TC3 (2008, découvert 2 jours avant son impact) 2014 AA, 2018 LA
Astéroïdes troyens de la Terre 2010 TK7 (2010) (seul identifié à ce jour[List 6]) /
Astéroïdes coorbitaux avec la Terre (hors troyens) (3753) Cruithne (orbite particulière identifiée en 1997) YORP, 2002 AA29, 2003 YN107, Kamo‘oalewa
Astéroïdes troyens de Mars (5261) Eurêka (1990) (121514) 1999 UJ7 (unique troyen situé en L4[List 7])
Astéroïdes croiseurs des quatre planètes internes (1566) Icare (1949) (2212) Héphaïstos, (3200) Phaéton
Astéroïdes rétrogrades (20461) Dioretsa (1999) (65407) 2002 RP120
Objets détachés les plus distants (sednoïdes) (dépend des critères retenus) 2012 VP113 (plus grand périhélie - 80 ua - connu à ce jour[MPC 9]), (90377) Sedna, 2015 TG387
Objets transneptuniens s'éloignant le plus du Soleil / 2017 MB7 (plus grand aphélie - environ 7 000 ua - connu à ce jour[MPC 10]), 2014 FE72, 2012 DR30
Objets interstellaires avec orbite hyperbolique 1I/ʻOumuamua (2017) (seul identifié à ce jour[JPL 19]) /
Propriétés particulières
Planètes naines officielles Cérès, Pluton, Eris (reconnaissance en 2006), Makémaké, Hauméa (reconnaissance en 2008) /
Systèmes binaires Pluton + Charon (1978), Ida + Dactyle (1994) Eris + Dysnomie, Makémaké + S/2015, Quaoar + Weywot, Orcus + Vanth (pour les objets transneptuniens) ; Hermione + S/2002 (pour les astéroïdes)
Systèmes triples Sylvia + Romulus (2001) et Rémus (2005) Hauméa + Hi'iaka et Namaka (pour les objets transneptuniens) ; Eugénie + Petit-Prince et S/2004 (pour les astéroïdes)
Systèmes quadruples ou supérieurs Pluton + Charon (1978), Hydre (2005), Nix (2005), Kerbéros (2011) et Styx (2012) (seul identifié à ce jour) /
Systèmes avec anneaux Chariclo (centaure, anneaux découverts en 2014) Chiron (centaure), Hauméa (transneptunien)
Astéroïdes actifs Elst-Pizarro (activité découverte en 1996) Chiron, LINEAR, Wilson-Harrington, Phaéton
Méthodes de détection et d'analyse
Détection par méthode photographique Brucia (1891)
Détection par un satellite Phaéton (satellite IRAS en 1983)
Analyse par radar Castalie (analyse en 1989)
Détection par un système automatisé Summanus (programme Spacewatch en 1990)
Observation par une sonde spatiale Gaspra (sonde Galileo en 1991) (voir tableau précédent pour liste exhaustive)
Observation par une sonde mise en orbite Eros (sonde NEAR Shoemaker en 2000) Itokawa, Vesta, Cérès, Ryugu, Bénou
Analyse par retours d'échantillons Itokawa (sonde Hayabusa en 2010) (expérience unique à ce jour) /

Galeries[modifier | modifier le code]

Planètes mineures et satellites[modifier | modifier le code]

Les planètes mineures sont classées par ordre de demi-grand axe croissant. D est le diamètre moyen (dans le cas d'objets plus ou moins sphériques) et L est la plus grande longueur (dans les autres cas).

Détails et schémas[modifier | modifier le code]

Références[modifier | modifier le code]

Consultations de bases de données[modifier | modifier le code]

  1. Consultée le 27 avril 2019 avec critère "Period Min 50000" (3 objets : 2012 DR30, 2014 FE72 et 2017 MB7).
  2. Consultée le 27 avril 2019 avec critère "Mars-crossers" (14 159 objets).
  3. Consultée le 27 avril 2019 avec critère "Hungarias" (19 772 objets).
  4. Consultée le 27 avril 2019 avec critère "Hildas" (4 040 objets).
  5. Consultée le 27 avril 2019 avec critère "Jupiter Trojans" (7 227 objets).
  6. Consultée le 27 avril 2019 avec critère "Jupiter Trojans" (7 227 objets).
  7. Consultée le 28 avril 2019 avec critère "Perihelion Distance Min 50" (8 objets).
  8. Consultée le 6 avril 2019 avec critère "Perihelion Distance Max 0.1" (11 objets).
  9. Consultée le 6 avril 2019 avec critère "Perihelion Distance Min 60" (3 objets).
  10. Consultée le 6 avril 2019 avec critère "Aphelion Distance Min 3000" (3 objets).
  1. Consultée le 27 avril 2019 avec critères "asteroids" (794 717 objets), "asteroids and e <= 0.2" (596 047 objets), "asteroids and e >= 0.8" (557 objets) et "asteroids and e >= 0.95" (67 objets).
  2. Consultée le 27 avril 2019 avec critères "asteroids" (794 717 objets), "asteroids and i <= 20" (737 298 objets), "asteroids and i >= 60" (233 objets) et "asteroids and i > 90" (104 objets).
  3. Consultée le 27 avril 2019 avec critères "asteroids and rot_per >= 1200" (10 objets dont record pour (300163) 2006 VW139 avec une période de rotation estimée à 135 jours).
  4. Consultée le 27 avril 2019 avec critères "asteroids and rot_per <= 0.0166" (12 objets dont record pour 2014 RC avec une période de rotation estimée à 15,8 secondes).
  5. Consultée le 27 avril 2019 avec critère "Atira" (19 objets).
  6. Consultée le 27 avril 2019 avec critère "Aten" (1 508 objets).
  7. Consultée le 27 avril 2019 avec critère "Apollo" (10 996 objets).
  8. Consultée le 27 avril 2019 avec critère "Amor" (7 498 objets).
  9. Consultée le 27 avril 2019 avec critère "Centaur" (476 objets = centaures et damocloïdes avec demi-grand axe compris entre 5,5 et 30,1).
  10. Consultée le 27 avril 2019 avec critère "TransNeptunian Object" (3 219 objets).
  11. Consultée le 27 avril 2019 avec critère "Asteroid" (794 763 objets).
  12. Consultée le 27 avril 2019 avec critères "asteroids and i > 90" (104 objets).
  13. Consultée le 3 avril 2019 avec critères "parabolic asteroid or hyperbolic asteroid" (1 objet : 1I/ʻOumuamua).
  14. Consultée le 27 avril 2019 avec critères "Atira or Aten or Apollo or Amor" (20 021 objets).
  15. Consultée le 27 avril 2019 avec critère "Atira" (19 objets). Remarque : la base de données du MPC donne le nombre de 34 ; la différence provient du fait que le MPC retient le critère Q < 1 alors que le JPL utilise le critère plus strict Q < qTerre = 0,983.
  16. Consultée le 27 avril 2019 avec critère "Aten" (1 508 objets).
  17. Consultée le 27 avril 2019 avec critère "Apollo" (10 996 objets). Remarque : la base de données du MPC indique environ 10 000 objets ; la différence provient d'un critère légèrement différent sur le périhélie des objets, ce qui déplace la frontière entre apollons et amors.
  18. Consultée le 27 avril 2019 avec critère "Amor" (7 498 objets). Remarque : la base de données du MPC indique environ 8 500 objets ; la différence provient d'un critère légèrement différent sur le périhélie des objets, ce qui déplace la frontière entre apollons et amors.
  19. Consultée le 6 avril 2019 avec critères "parabolic asteroid or hyperbolic asteroid" (1 objet : 1I/ʻOumuamua).
  1. Liste MPC Archive Statistics / Orbits And Names consultée le 31 mai 2019.
  2. Liste MPC Archive Statistics / Orbits And Names consultée le 31 mai 2019.
  3. a b et c Liste MPC Archive Statistics / Orbits And Names consultée le 26 février 2019.
  4. Listes List Of Neptune Trojans, List Of Uranus Trojans, List Of Martian Trojans et List Of Earth Trojans consultées le 3 avril 2019.
  5. Liste Minor Planet Discoverers consultée le 27 avril 2019.
  6. Liste List Of Earth Trojans consultée le 6 avril 2019.
  7. Liste List Of Martian Trojans consultée le 6 avril 2019.

Autres références[modifier | modifier le code]

  1. a et b Union astronomique internationale, « Assemblée générale UAI 2006 : résolutions 5 et 6 » [PDF],
  2. Mike Brown, "How many dwarf planets are there in the outer solar system?", mise à jour régulière depuis 1 novembre 2013, sur web.gps.caltech.edu/~mbrown/
  3. (en) Commission F1 de l'Union astronomique internationale, « Definitions of terms in meteor astronomy » [PDF],
  4. « Des comètes déguisées en astéroïdes », sur cieletespace.fr, (consulté le 16 février 2011).
  5. Michael Küppers, Laurence O’Rourke, Dominique Bockelée-Morvan, Vladimir Zakharov, Seungwon Lee, Paul von Allmen, Benoît Carry, David Teyssier, Anthony Marston, Thomas Müller, Jacques Crovisier, M. Antonietta Barucci et Raphael Moreno, « Localized sources of water vapour on the dwarf planet (1) Ceres », Nature, vol. 505, no 7484,‎ , p. 525–527 (ISSN 0028-0836, DOI 10.1038/nature12918, Bibcode 2014Natur.505..525K).
  6. a et b J.D. Harrington, « Herschel Telescope Detects Water on Dwarf Planet - Release 14-021 », NASA, (consulté le 22 janvier 2014).
  7. « Les noms des astéroïdes » [PDF], sur adsabs.harvard.edu (consulté le 25 février 2011).
  8. (en) (en) A. Morbide « Origin and dynamical evolution of comets and their reservoirs », version 1, ..
  9. (en) NASA Solar System Exploration, « Oort Cloud » (consulté le 2 décembre 2008).
  10. (en) M. Masetti, K. Mukai, « Origin of the Asteroid Belt », NASA Goddard Spaceflight Center, (consulté le 23 février 2011).
  11. (en) Jenifer B. Evans, Frank C. Shelly et Grant H. Stokes, « Detection and Discovery of Near-Earth Asteroids by the LINEAR Program », Lincoln Laboratory Journal, vol. 14, no 2,‎ , p. 200-203 (lire en ligne).
  12. (en) « NASA’s NEOWISE Completes Scan for Asteroids and Comets », NASA, Jet Propulsion Laboratory,‎ (lire en ligne).

Annexes[modifier | modifier le code]

Articles connexes[modifier | modifier le code]

Sur les autres projets Wikimedia :

Listes[modifier | modifier le code]

Liens externes[modifier | modifier le code]



This page is based on a Wikipedia article written by contributors (read/edit).
Text is available under the CC BY-SA 4.0 license; additional terms may apply.
Images, videos and audio are available under their respective licenses.

Sommaire

Destek