Objet mineur

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Les objets mineurs ou planétoïdes sont des objets du Système solaire plus grands que des météoroïdes (d'une taille maximale d'environ 10 m), mais plus petits que les planètes (Mercure ayant un diamètre de 4 880 km).

Les objets mineurs sont divisés en groupes ou familles sur la base de leurs caractéristiques orbitales, généralement nommés d'après le premier membre découvert, qui est souvent le plus grand. Les groupes sont des associations dynamiques assez lâches, tandis que les familles sont plus cohérentes.

En deçà de l'orbite de la Terre[modifier | modifier le code]

Peu d'astéroïdes orbitent proche du Soleil. Certains des groupes proposés ci-dessous sont d'ailleurs hypothétiques :

  • Vulcanoïde : astéroïde hypothétique possédant un aphélie plus petit que 0,4 ua et dont l'orbite est donc entièrement contenue dans celle de Mercure. À l'heure actuelle (février 2008), aucun vulcanoïde n'a été détecté.
  • Astéroïde Apohele : astéroïde possédant un aphélie plus petit que 1 ua, et donc contenu à l'intérieur de l'orbite de la Terre (« Apohele » n'est pas le nom d'un astéroïde, mais le terme hawaïen pour « orbite »). À l'heure actuelle (mi-2005), seuls (163693) Atira et 2004 JG6 ont été découverts.
  • Astéroïde Arjuna : astéroïde possédant une orbite similaire à celle de la Terre, c’est-à-dire un demi-grand axe d'environ 1 ua, une faible excentricité et une faible inclinaison. Cette définition est extrêmement vague et pourrait correspondre à certains Apohele, Amor, Apollo ou Aten. Le terme fut introduit par le programme Spacewatch mais ne se réfère à aucun astéroïde existant. 1991 VG est un exemple d'Arjuna.
  • Astéroïde troyen de la Terre : astéroïde situé aux points de Lagrange L4 et L5 du système Terre-Soleil. 2010 TK7 est le seul spécimen connu à ce jour (début 2013).

Jusqu'à l'orbite de Mars[modifier | modifier le code]

Jusqu'à l'orbite de Jupiter[modifier | modifier le code]

Ceinture d'astéroïdes[modifier | modifier le code]

La ceinture d'astéroïdes, située entre Mars et Jupiter, entre à peu près deux et quatre ua, est le plus grand regroupement d'astéroïdes du Système solaire. L'influence gravitationnelle de Jupiter, via des effets de résonance orbitale, a vidé certaines zones, appelées lacunes de Kirkwood.

Du fait de ces lacunes, la ceinture d'astéroïdes est partagée en un grand nombre de groupes :

Groupe Demi-grand axe (ua) Excentricité Inclinaison (°) Résonance Remarques
Hungaria 1,78 - 2 < 0,18 16 - 34 2:9 Nommé d'après (434) Hungaria, situé juste à l'extérieur de l'orbite de Mars
Phocée 2,25 - 2,5 > 0,1 18 - 32 1:4 Nommé d'après (25) Phocée
Ceinture principale I 2,3 - 2,5 < 18
Alinda 2,5 0,4 - 0,65 1:3 Nommé d'après (887) Alinda
Pallas 2,5 - 2,82 33 - 38 Nommé d'après (2) Pallas
Ceinture principale II 2,5 - 2,706 < 33
Ceinture principale IIb 2,706 - 2,82 < 33
Ceinture principale IIIa 2,82 - 3,03 < 0,35 < 30
Griqua 3,1 - 3,27 > 0,35 Orbites fortement inclinées. Moins d'une dizaine de membres connus, (1362) Griqua et (8373) Stephengould étant les plus grands.
Ceinture principale IIIb 3,03 - 3,27 < 0,35 < 30
Cybèle 3,27 - 3,7 < 0,3 < 25 4:7 Nommé d'après (65) Cybèle
Hilda 3,7 - 4,2 > 0.07 < 20 2:3 Nommé d'après (153) Hilda
Thulé 3:4 (279) Thulé semble être l'unique représentant de ce groupe. La zone comprise entre 4,05 et 5,0 semble d'ailleurs complètement vide, mis à part (279) Thulé et cinq autres objets sur des orbites apparemment instables.

Les familles suivantes y sont généralement distinguées et correspondent souvent à la fragmentation d'un corps en un certain nombre d'objets plus petits :

Famille Demi-grand axe (ua) Excentricité Inclinaison (°) Nombre de membres connus Origine
Adeona 65 (145) Adeona
Astrid 10 (1128) Astrid
Bower,
Endymion
10 - 15 (1639) Bower
Brasilia 14 (293) Brasilia
Cérès,
Minerve
88 (1) Cérès
(93) Minerve
Chloris 24 (410) Chloris
Dora 78 (668) Dora
Érigone 45 (163) Érigone
Éos 2,99 - 3.03 0,01 - 0,13 8 - 12 480 (221) Éos
Eunomie 2,5 - 2,75 0,1 - 0,2 13 - 20 370 (15) Eunomie
Flore,
Ariadne
2,1 - 2,3 < 11 590 (8) Flore
(43) Ariane
Hygie 150 (10) Hygie
Karin 39 (832) Karin
Coronis 2,83 - 2,91 < 0,11 < 3,5 310 (158) Coronis
Lydie 38 (110) Lydie
Maria 2,5 - 2,706 12 - 17 80 (170) Maria
Massalia 47 (20) Massalia
Mélibée 15 (137) Mélibée
Merxia 25 - 30 (808) Merxia
Misa 26 (569) Misa
Naëma 6 ou 7 (845) Naëma
Némésis,
Concordia
29 (128) Némésis
(58) Concordia
Nysa,
Hertha
2,41 - 2,5 0,12 - 0.21 1,5 - 4,3 375 (44) Nysa
(135) Hertha
Rafita 22 (1644) Rafita
Thémis 3,08 - 3,24 0,09 - 0,22 < 3 535 (24) Thémis
Veritas,
Ondine
29 (490) Veritas
(92) Ondine
Vesta 235 (4) Vesta

L'astronome japonais Kiyotsugu Hirayama est connu pour avoir découvert que la similarité des orbites de certains astéroïdes ne pouvait être le fruit du hasard, ce qui a conduit à définir la notion de familles, qui sont aussi appelées familles de Hirayama en son honneur.

Astéroïdes troyens joviens[modifier | modifier le code]

Les astéroïdes troyens de Jupiter sont la deuxième concentration d'astéroïdes du Système solaire après la ceinture principale. Ils sont situés entre 5,05 et 5,4 ua, dans deux régions de forme allongée autour des points de Lagrange du système Jupiter-Soleil.

Le point précédent Jupiter, L4, est nommé le point grec et le point suivant Jupiter, L5, est appelé le point troyen, d'après les deux camps opposés de la guerre de Troie. Les objets portent les noms des guerriers de chaque camp (à l'exception de (617) Patrocle dans le camp troyen et de (624) Hector dans le camp grec).

Au-delà de Jupiter[modifier | modifier le code]

On pense que la plupart des objets mineurs situés au-delà de l'orbite de Jupiter sont composés de glaces et de produits volatils, de façon similaire aux comètes, mais situés trop loin du Soleil pour produire une queue significative.

  • Amor : nommé d'après (1221) Amor.
  • Damocloïde : objet supposé provenir du nuage d'Oort, possédant un aphélie au-delà de l'orbite d'Uranus et un périhélie en deçà de l'orbite de Mars. L'excentricité et l'inclinaison de ces objets sont généralement élevés. Ils sont nommés d'après (5335) Damoclès.
  • Centaure : objet possédant un demi-grand axe compris entre 5,4 et 30 ua. On pense que de tels objets sont des transneptuniens dont l'orbite a été modifiée par les géantes gazeuses. Le premier découvert a été (2060) Chiron.
  • Astéroïde troyen de Neptune : deux représentants connus : 2001 QR322 et (385571) 2004 UP10.
  • Objet transneptunien : terme générique pour tout objet dont le demi-grand axe est supérieur à 30 ua. Cela inclut les catégories suivantes :
    • Les objets de la ceinture de Kuiper s'étendent à peu près de 30 à 50 ua et sont à leur tour divisés en :
      • Plutinos : en résonance 2:3 avec Neptune, comme Pluton. Le périhélie de ces objets est généralement situé à l'intérieur de l'orbite de Neptune, mais celle-ci est située dans ce cas 90° en avance ou en retard, ce qui empêche toute collision.
      • Cubewanos : également nommés « objets classiques de la ceinture de Kuiper ». Nommés d'après (15760) 1992 QB1, ils présentent un demi-grand axe compris entre 40,5 et 47 ua. Les cubewanos sont les objets de la ceinture de Kuiper qui ne sont pas épars et ne sont pas en résonance avec Neptune.
      • D'autres groupes existent qui possèdent diverses résonances avec Neptune, à part celle des plutinos (2:3) et des troyens (1:1), mais qui ne possèdent aucun nom officiel. Plusieurs objets sont en résonance 2:1 avec un demi-grand axe d'environ 48 ua et une excentricité de 0,37. Il en existe également en résonance 2:5 (avec un demi-grand axe de 55 ua), 4:5, 4:7, 3:5 et 3:4.
      • Objets épars : ces objets possèdent des orbites très grandes, de plusieurs centaines d'ua. Il est possible que ces objets furent éparpillés par l'influence de Neptune. (136199) Éris est un exemple d'objet épars.
    • Le nuage d'Oort est un nuage de comètes hypothétique qui se situerait entre 50 000 et 100 000 ua. Aucun objet de ce type n'a jamais été détecté et cette catégorie n'a été établie que par des preuves indirectes. Quelques astronomes ont tenté d'associer (90377) Sedna avec le nuage d'Oort.

Quasi-satellites et orbites en « fer-à-cheval »[modifier | modifier le code]

Certains astéroïdes possèdent des orbites qui, vues d'une planète, semblent décrire une sorte de fer-à-cheval. Ces objets sont co-orbitaux de cette planète et font une révolution autour du Soleil en même temps que celle-ci. Du point de vue terrestre, (3753) Cruithne et 2002 AA29 en sont des exemples. Ce phénomène fut observé pour la première fois entre les lunes de Saturne Janus et Épiméthée.

Parfois, certains de ces objets deviennent temporairement des quasi-satellites pour quelques décennies, semblant tourner autour de la planète, avant de recouvrer leur statut antérieur. De tels objets ont été détectés pour la Terre et Vénus. Par exemple, (3753) Cruithne est un quasi-satellite terrestre, mais son orbite n'est pas centrée sur la Terre et cet objet mineur est parfois de l'autre côté du Soleil. En fait, son orbite l’entraîne à l'intérieur de celle de Mercure et à l'extérieur de celle de Mars. L'orbite de Cruithne a une durée d'environ une année autour du Soleil, mais ce quasi-satellite de la Terre prend 770 ans pour effectuer une orbite relative autour d'elle. Cette orbite a une forme de fer à cheval[1].

Références[modifier | modifier le code]

  1. Cruithne: Asteroid 3753. Western Washington University Planetarium. Retrieved January 27, 2011.

Voir aussi[modifier | modifier le code]

Articles connexes[modifier | modifier le code]