(2) Pallas

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(2) Pallas Ancien symbole de Pallas ou Variante du symbole de Pallas

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Image en UV de Pallas prise par le télescope Hubble, montrant une surface aplatie

Caractéristiques orbitales
Époque 14 juillet 2004 (JJ 2453200,5)
Demi-grand axe (a) 414,717×106 km
(2,772 ua)
Aphélie (Q) 510,077×106 km
(3,410 ua)
Périhélie (q) 319,358×106 km
(2,135 ua)
Excentricité (e) 0,231
Période de révolution (Prév) 1 685,927 j
Vitesse orbitale moyenne 17,65 km/s
Inclinaison (i) 34,852°
Nœud ascendant (Ω) 173,166°
Argument du périhélie (ω) 310,529°
Anomalie moyenne (M0) 346,022°
Catégorie Astéroïde de la ceinture principale
Satellite de Soleil
Paramètre de Tisserand (TJup) 3,043
Caractéristiques physiques
Dimensions [(582 × 556 × 500) ± 18] km
(545 ± 18) km (diamètre moyen)
Masse (m) (2,11 ± 0,26)×1020 kg
Masse volumique (ρ) (2 490 + 600 - 400)[1] kg/m3
Gravité équatoriale à la surface (g) 0,16 m/s2
Vitesse de libération 0,35 km/s
Période de rotation (Prot) 0,32555 j
Classification spectrale B
Magnitude absolue (M) 4,13
Albédo (A) 0,14
Température (T) ~ 164 K
Découverte
Découvreur Heinrich Olbers
Date 28 mars 1802
Nommé d'après Pallas
Désignation aucune

Pallas (du grec ancien Παλλάς), officiellement (2) Pallas, est le troisième plus grand astéroïde de la ceinture principale du Système solaire après Cérès et Vesta. C'est le second astéroïde découvert. Il le fut fortuitement le 28 mars 1802 par Heinrich Olbers tandis que l'astronome tentait de retrouver Cérès à l'aide des prédictions orbitales de Carl Friedrich Gauss. Charles Messier fut cependant le premier à l'observer en 1779 alors qu'il suivait la trajectoire d'une comète, mais il prit l'objet pour une simple étoile de magnitude 7.

Pallas contient environ 7 % de la masse totale de la ceinture d'astéroïdes. À l'instar de Cérès, Junon et Vesta, il fut considéré comme une planète jusqu'à ce que la découverte de nombreux autres astéroïdes conduise à sa reclassification. Comme celle de Pluton, l'orbite de Pallas est très fortement inclinée (34,8 °) par rapport au plan de la ceinture d'astéroïdes principale, ce qui rend l'astéroïde difficilement accessible par engin spatial. Sa surface est constituée de silicates, son spectre étant similaire à celui des météorites de chondrites carbonées.

Nom[modifier | modifier le code]

L'astéroïde est nommé d'après Pallas Athéna, une épiclèse d'Athéna[2],[3]. Dans certaines versions du mythe, Athéna a tué son amie Pallas, puis dans le deuil, adopte son nom[4]. Il existe plusieurs personnages masculins de ce nom dans la mythologie grecque, mais on a donné des noms exclusivement féminins aux premiers astéroïdes découverts.

En grec, au contraire de (1) Cérès, (3) Juno et (4) Vesta, l'astéroïde garde le même nom, celui-ci étant déjà grec. Presque toutes les autres langues utilisent une variante de Pallas : en italien Pallade, en russe Pallada, en espagnol Palas, en arabe Bālās. La seule est exception est le chinois, le nommant « étoile de la déesse de la sagesse » (智神星 zhìshénxīng). Ceci contraste avec le nom chinois de la déesse Pallas, dérivé du grec : (帕拉斯 pàlāsī).

Les météorites pallasites ne sont pas reliées à l'astéroïde Pallas, mais sont nommées d'après le naturaliste allemand Peter Simon Pallas. L'élément chimique palladium (numéro atomique 46) est nommé d'après l'astéroïde, lequel a été découvert quelque peu avant l'élément[5].

Les premiers astéroïdes découverts possèdent un symbole astronomique et celui de Pallas est Ancien symbole de Pallas ou Variante du symbole de Pallas.

Histoire de l'observation[modifier | modifier le code]

Découverte[modifier | modifier le code]

En 1801, l'astronome Giuseppe Piazzi découvrit un astéroïde qu'il prit initialement pour une comète. Peu après, il annonça la découverte de l'objet dont le mouvement lent et uniforme ne correspondait pas à celui des comètes et suggéra qu'il faisait partie d'un nouveau type d'objet. Cet objet fut perdu pendant quelques mois alors qu'il passait derrière le soleil, puis retrouvé quelques mois plus tard par Baron von Zach and Heinrich W. M. Olbers grâce à un calcul de réduction d'orbite effectué par Friedrich Gauss. Cet objet fut nommé Cérès est le premier astéroïde découvert.

Quelques mois plus tard, Olbers chercha à localiser Cérès quand il constata la présence d'un objet mobile dans la région où Cérès était censé se trouver. C'était l'astéroïde Pallas qui passait fortuitement près de Cérès. La découverte de cet objet provoqua l'intérêt de la communauté scientifique. Avant la découverte de Cérès, les astronomes spéculaient la présence d'une planète entre les orbites de Mars et celle de Jupiter. La découverte d'une seconde planète les surprit[6].

Poursuite des observations[modifier | modifier le code]

L'orbite de Pallas fut calculée par Gauss, qui trouva une période de 4,6 années similaire à la période de Cérès. Cependant, Pallas a une inclinaison orbitale élevée par rapport au plan de l'écliptique[6].

En 1917, l'astronome japonais Kiyotsugu Hirayama commença à étudier le mouvement des astéroïdes. En rangeant les astéroïdes selon leur mouvement orbital moyen, inclinaison et excentricité, il découvrit plusieurs groupes distincts. Dans un article ultérieur, il reporta la découverte d'un groupe de trois astéroïdes associés à Pallas qui devint la famille Pallas du nom du plus grand membre du groupe[7]. Depuis 1994, plus de dix membres de cette famille ont été découverts ; ses membres ont un demi-grand axe compris entre 2,50 et 2,82 UA et une inclinaison entre 33 ° et 38 °)[8]. L'existence de cette famille a finalement été confirmée en 2002 par comparaison de leur spectre[9].

Des recherches menées par l'astronome amateur belge René Bourtembourg ont montré que l'astéroïde avait été observé pour la première fois par Charles Messier le 5 avril 1779 alors qu'il suivait la trajectoire de la comète de Bode[10]. Sur la carte du ciel dessinée par Messier montrant la trajectoire de la comète, l'astronome représente 138 étoiles dont il a lui-même mesuré la position. René Bourtembourg, grâce à un programme informatique capable de retrouver les positions précises d'astres sur des milliers d'années, découvre que l'une des étoiles représentées par Messier (de magnitude 7) est en fait l'astéroïde Pallas. Charles Messier, concentré sur l'observation de la comète, n'a pas prêté d'attention particulière à cet astre d'aspect banal et manqué ainsi la découverte d'un nouveau corps du Système solaire.

En septembre 2007, le télescope spatial Hubble produit de nouvelles données de forme, grandeur et surface grâce à l'équipe de la mission Dawn qui a obtenu du temps d'observation d'Hubble ; Pallas était alors à son plus proche de la Terre, ce qui n'a lieu que tous les 20 ans. Des données permettant des comparaisons avec Cérès et Vesta ont ainsi été collectées[11],[12].

Exploration[modifier | modifier le code]

Trajectoire de base prévue pour Dawn

Comme celle de Pluton, l'orbite de Pallas est très fortement inclinée (34,8 °) par rapport au plan de la ceinture d'astéroïdes principale, ce qui rend l'astéroïde difficilement accessible par engin spatial[13]. De fait, Pallas n'a pas encore été visité par un tel engin, mais si la Dawn étudie (4) Vesta et (1) Cérès avec succès et s'il lui reste suffisamment d'énergie, la mission pourrait se poursuivre. Ceci pourrait alors inclure un survol de Pallas, puisque l'orbite de celui-ci croise l'écliptique en décembre 2018. Par contre, vu l'importante inclinaison de l'orbite de Pallas, il ne sera pas possible que Dawn suive son orbite[14]. Une mission vers Pallas plus élaborée qu'un survol nécessiterait un engin spatial de conception différente[15].

Dans une ébauche de la définition de planète de 2006 de l'Union astronomique internationale, Pallas était parmi les « planètes candidates », mais ne s'est finalement pas qualifiée, n'ayant pas nettoyé le voisinage de son orbite[16],[17]. S'il se trouve, dans le futur, que la surface de Pallas a été formée par équilibre hydrostatique, il est possible que sa classification soit changée pour celle d'une planète naine.

Caractéristiques[modifier | modifier le code]

Volume, masse et géologie[modifier | modifier le code]

Comparaison des grandeurs : les 10 plus grands astéroïdes en comparaison avec la Lune : Pallas est le deuxième à gauche

Pallas contient environ 7 % de la masse totale de la ceinture d'astéroïdes[18].

À tour de rôle, Vesta et Pallas ont porté le titre de deuxième plus grand astéroïde[19]. Dans les faits, Pallas est légèrement plus important en volume, mais est par contre significativement moins massif : Pallas a 22 % de la masse de Cérès et 0,3 % de celle de la Lune.

La surface de l'astéroïde est très peu connue. Les images de 2007 de Hubble, de résolution de ≈70 km, montrent des variations de pixel à pixel, mais l'albédo de 12 % rend ces caractéristiques à peine détectables. En lumière visible et en infrarouges, on obtient peu de variation, mais en ultraviolet, d'importantes caractéristiques sont possibles vers 285°, c'est-à-dire 75° de longitude ouest.

On pense que Pallas a eu une période de différenciation planétaire[11], ce qui indique qu'elle serait une protoplanète. Durant la phase de formation des planètes du Système solaire, certains objets ont grossi par accrétion, tandis que d'autres ont été détruits par des collisions avec d'autres. Pallas et Vesta sont des survivants probables de ce stage primaire de formation planétaire[20].

Composition[modifier | modifier le code]

La météorite Murchison, un exemple de chondrite carbonée

D'après les observations spectroscopiques, le premier composant de la surface de Pallas est un silicate faible en fer et en eau. Des exemples de tels minéraux sont l'olivine et le pyroxène, lesquels entrent dans la composition des météorites chondres (CM)[21]. La composition de la surface palladienne est semblable à celle de la chondrite carbonée Renazzo (CR), lesquelles sont encore plus faibles en minéraux hydratés que celles du type CM[22]. La météorite Renazzo, découverte en Italie en 1824, est l'une des météorites les plus primitives qui soient connues[23].

Magnitude[modifier | modifier le code]

Comparativement à Vesta, Pallas est plus loin de la Terre et a un plus petit albédo, donc il apparaît moins brillant. Même (7) Iris, qui est plus petit, apparaît plus brillant[24]. La magnitude moyenne de Pallas est de +8,0, ce qui se situe dans l'intervalle observable par des jumelles 10×50, mais au contraire de Cérès et de Vesta, davantage de puissance d'observation est requise lorsque l'élongation de Pallas est à son minimum, car sa magnitude est alors de +10,6. Lors d'oppositions périhéliques, Pallas peut atteindre une magnitude de +6,4, ce qui est près de la visibilité à l’œil nu[25]

Fin février 2014, Pallas aura une magnitude de 6,96[26].

Orbite[modifier | modifier le code]

Orbite de Pallas
L'animation illustre la quasi-résonance 18:7 avec Jupiter, selon un système de référence qui tourne autour du Soleil avec la même période que Jupiter : par conséquent, l'orbite de Jupiter, l'ellipse en rose, est presque stationnaire ; l'orbite de Pallas est en vert lorsqu'au-dessus de l'écliptique et en rouge lorsqu'en-dessous ; la quasi-résonance 18:7 est toujours en sens horaire, i.e. il n'y a pas de libration

Les paramètres d'orbite de Pallas sont inhabituels, pour un objet de sa masse. Son orbite a une forte inclinaison et est assez excentrique, bien que se trouvant à la même distance du Soleil que le centre de la ceinture d'astéroïdes. Sa rotation semble être prograde[11] .

De plus l'inclinaison de l'axe de Pallas est très élevée, 78±13° ou 65±12°. Selon des données de courbe de lumière ambigües, le pôle pointe soit vers les coordonnées écliptiques (β, λ) = (−12°, 35°) ou (43°, 193°) avec une incertitude de 10°[27]. Les données de 2007 du télescope Hubble de même que les observations de 2003 à 2005 du télescope Keck favorisent la première solution[11],[28]. Autrement dit, à tous les étés et hivers palladiens, de larges portions de la surface sont constamment ensoleillées ou constamment plongées dans la nuit, pour une durée de temps de l'ordre d'une année terrestre.

Quasi-résonances[modifier | modifier le code]

Pallas est en quasi-résonance 1:1 avec (1) Cérès[29]. Il est aussi, avec Jupiter, en quasi-résonance 18:7, avec une période de 6 500 années, et en quasi-résonance 5:2, avec une période de 83 années[30].

Transits de planètes, vus de Pallas[modifier | modifier le code]

Vues depuis Pallas, Mercure, Vénus, Mars et la Terre sont à l'occasion en transit astronomique, c'est-à-dire que ces planètes passent devant le Soleil. Ce fut le cas de la Terre en 1968 et 1998, la prochaine fois sera en 2224. Pour Mercure, la dernière fois était en 2009. Les dernières et prochaines fois pour Vénus se situent respectivement en 1677 et 2123. Pour Mars, elles auront lieu en 1597 et 2759[31].

Voir aussi[modifier | modifier le code]

Articles connexes[modifier | modifier le code]

Source[modifier | modifier le code]

Références[modifier | modifier le code]

  1. Calculé d'après la masse et le diamètre moyenne donnés juste au-dessus. L'incertitude sur la masse volumique est calculée à partir des mêmes valeurs et incertitudes.
  2. (en) Andrew James, « Pallas », Southern Astronomical Delights,‎ 1er sept. 2006 (consulté le 29 mars 2007)
  3. (en) « Athena », 1911 Edition of the Encyclopaedia Britannica, Encyclopaedia Britannica (Tim Starling) (consulté le 16 août 2008)
  4. (en) Thomas Dietrich, The Origin of Culture and Civilization: The Cosmological Philosophy of the Ancient Worldview Regarding Myth, Astrology, Science, and Religion, Turnkey Press,‎ 2005 (ISBN 0-9764981-6-2), p. 178
  5. « Palladium » (ArchiveWikiwixArchive.isGoogleQue faire ?), Los Alamos National Laboratory. Consulté le 2007-03-28
  6. a et b (en) « Astronomical Serendipity », NASA JPL (consulté le 15 mars 2007)
  7. (en) Y. Kozai, « Kiyotsugu Hirayama and His Families of Asteroids (invited) », dans Proceedings of the International Conference, Sagamihara, Japon, Astronomical Society of the Pacific,‎ 29 nov. - 3 déc. 1993 (lire en ligne)
  8. (en) Gérard Faure, « Description of the System of Asteroids », Astrosurf.com,‎ 20 mai 2004 (consulté le 15 mars 2007)
  9. (en) S. Foglia et G. Masi, « New clusters for highly inclined main-belt asteroids », The Minor Planet Bulletin, vol. 31,‎ 1999, p. 100-102 (lire en ligne)
  10. Philippe Henarejos, « Charles Messier, premier observateur de l'astéroïde Pallas », Cieletespace.fr,‎ 22 avril 2011 (consulté le 23 avril 2011)
  11. a, b, c et d (en) B. E. Schmidt, Thomas, Bauer, Li, McFadden, Mutchler, Parker, Rivkin, Russell et al., « Hubble takes a look at Pallas: Shape, size, and surface », Lunar and Planetary Science XXXIX, League City, Texas, vol. 1391 « 39th Lunar and Planetary Science Conference »,‎ 10 - 14 mars 2008, p. 2502 (Bibcode 2008LPI....39.2502S, lire en ligne [PDF])
  12. (en) « Hubble Images of Asteroids Help Astronomers Prepare for Spacecraft Visit », JPL/NASA,‎ 24 oct. 2007 (consulté le 27 oct. 2007)
  13. (en) « Space Topics: Asteroids and Comets, Notable Comets », The Planetary Society (consulté le 28 juin 2008)
  14. (en) Ettore Perozzi, Alessandro Rossi et Giovanni B. Valsecchi, « Basic targeting strategies for rendezvous and flyby missions to the near-Earth asteroids », Planetary and Space Science, vol. 49, no 1,‎ 2001, p. 3–22 (DOI 10.1016/S0032-0633(00)00124-0, Bibcode 2001P&SS...49....3P)
  15. (en) either Chris Russell, Lucy McFadden, Joe Wise, or Marc Rayman, « Dawn mission FAQs », JPL,‎ 2011 (consulté le 15 sept. 2012)
  16. (en) « IAU 2006 General Assembly: Result of the IAU Resolution votes », IAU (consulté le 16 août 2008)
  17. (en) Paul Rincon, « Planets plan boosts tally to 12 », BBC News,‎ 16 août 2006 (consulté le 17 mars 2007)
  18. (en) Pitjeva, E. V. (18 - 25 juil. 2004). « Estimations of masses of the largest asteroids and the main asteroid belt from ranging to planets, Mars orbiters and landers » in 35th COSPAR Scientific Assembly. . 
  19. (en) « Notable Asteroids », The Planetary Society,‎ 2007 (consulté le 17 mars 2007)
  20. (en) T. B. McCord, L. A. McFadden, C. T. Russell, C. Sotin et P. C. Thomas, « Ceres, Vesta, and Pallas: Protoplanets, Not Asteroids », Transactions of the American Geophysical Union, vol. 87, no 10,‎ 2006, p. 105 (DOI 10.1029/2006EO100002, Bibcode 2006EOSTr..87..105M)
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  23. (en) « Earliest Meteorites Provide New Piece in Planetary Formation Puzzle. », Particle Physics and Astronomy Research Council,‎ 20 septembre 2005 (consulté le 24 mai 2006)
  24. (en) Moh'd Odeh, « The Brightest Asteroids », Jordanian Astronomical Society (consulté le 16 juil. 2007)
  25. . (en) Donald H. Menzel et Jay M., A Field Guide to the Stars and Planets, Boston, MA, Houghton Mifflin,‎ 1983, 2e éd. (ISBN 0-395-34835-8), p. 391
  26. Valeur calculée grâce à l'outil en ligne (en) « JPL Horizons » pour le 24 février 2014.
  27. (en) J. Torppa et al., « Shapes and rotational properties of thirty asteroids from photometric data », Icarus, vol. 164, no 2,‎ 2003, p. 346–383 (DOI 10.1016/S0019-1035(03)00146-5, Bibcode 2003Icar..164..346T)
  28. (en) B. Carry et al., « Asteroid 2 Pallas Physical Properties from Near-Infrared High-Angular Resolution Imagery »,‎ 2007 (consulté le 22 juin 2009) [PDF]
  29. (en) E. Goffin, « New determination of the mass of Pallas », Astronomy and Astrophysics, vol. 365, no 3,‎ 2001, p. 627–630 (DOI 10.1051/0004-6361:20000023, Bibcode 2001A&A...365..627G)
  30. (en) D. B. Taylor, « The secular motion of Pallas », Royal Astronomical Society, vol. 199,‎ 1982, p. 255–265 (Bibcode 1982MNRAS.199..255T)
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Lien externe[modifier | modifier le code]

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