Planète mineure

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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.
(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 de centraliser les informations relatives aux observations, référencer les nouveaux objets et administrer leurs désignations provisoires ou définitives.

Au 26 octobre 2018, le MPC recense 789 069 planètes mineures référencées dont 523 824 définitivement numérotées et 21 787 nommées[1]

Sommaire

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

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

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 venu bousculer la notion d'astéroïde. Deux usages sont progressivement entré 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)

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]

Diagramme d'Euler illustrant les relations entre les différents types d'objets du Système solaire.

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[2]. 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 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. Pallas, Vesta et 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".

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[3], 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[4], 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.

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 133P/Elst-Pizarro dans la ceinture principalele 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[5]. 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.

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]

Premières découvertes[modifier | modifier le code]

La planète naine (1) Cérès vue par la sonde spatiale Dawn.

Le premier astéroïde est découvert fortuitement par Giuseppe Piazzi, directeur de l’observatoire de Palerme. Le 1er janvier 1801, alors qu’il mène des observations dans la constellation du Taureau afin d’établir un catalogue stellaire, il repère un nouvel astre. Le lendemain, il constate avec surprise que celui-ci s’est déplacé vers l’ouest[6]. Il suit le déplacement de cet objet pendant plusieurs nuits. Son collègue, Carl Friedrich Gauss, utilise ces observations pour déterminer la distance exacte de cet objet inconnu à la Terre. Ses calculs situent l’astre entre les planètes Mars et Jupiter. Piazzi le nomme Cérès, du nom de la déesse romaine qui fait sortir la sève de la terre et qui fait pousser les jeunes pousses au printemps, et également déesse protectrice de la Sicile.

Selon la loi de Titius-Bode, formulée en 1766 par Johann Daniel Titius et divulguée par Johann Elert Bode, une planète aurait dû graviter entre Mars et Jupiter. Une campagne d’observation, initiée par Joseph Jérôme Lefrançois de Lalande en 1796, avait été lancée afin de la localiser[6]. Piazzi, sans le vouloir, avait devancé ses collègues avec la découverte de Cérès sur l’orbite de l’hypothétique planète.

Entre 1802 et 1807, trois autres objets sont découverts sur des orbites voisines : Pallas, Junon et Vesta. Les quatre nouveaux corps sont alors considérés comme de véritables planètes. Le terme de petites planètes est généralement employé ; cependant dès 1802, William Herschel propose l’appellation d’astéroïde, qui signifie littéralement « en forme d’étoile », à cause de leur aspect au télescope, différent de celui en forme de disque régulier des autres planètes[7]. Avec, de plus, leur petite taille ou l’inclinaison orbitale élevée de Pallas, il s’agissait selon lui d’objets du Système solaire à distinguer des planètes.

Il faut attendre 1845 pour qu’une nouvelle petite planète soit découverte, Astrée, par Karl Ludwig Hencke. Dès lors, les découvertes ne cessent de se multiplier et l’appellation proposée par Herschel s’impose.

Au XXe siècle[modifier | modifier le code]

En juillet 1868, cent astéroïdes sont connus. La millième découverte homologuée a lieu en novembre 1921 (969 Leocadia) et la dix-millième en octobre 1989 ((21030) 1989 TZ11). En règle générale, l’ordre des dates de découverte diffère de l’ordre de numérotation des astéroïdes, car l’affectation d’un numéro se fait après une détermination suffisamment fiable de l’orbite de l’objet.

La majorité des découvertes d’astéroïdes se font dans la zone comprise entre Mars et Jupiter, et appelée la ceinture d’astéroïdes (ou ceinture principale). Mais d’autres sont découverts en dehors de cette zone, soit parce qu’ils possèdent une orbite qui les fait s’éloigner de la ceinture principale, soit parce qu’ils sont situés dans une tout autre zone du Système solaire (voir Principaux groupements).

L’étude des astéroïdes fut longtemps délaissée par les astronomes. Nous les connaissons depuis maintenant plus de deux cents ans, mais ils étaient considérés comme les rebuts du Système solaire[8]. On sait maintenant que les astéroïdes sont une clé importante de la compréhension de la formation du Système solaire et c’est pour cette raison que les astronomes montrent un plus grand intérêt envers ces objets.

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[9]… 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 et les Troyens sont nommés d’après les héros de la guerre de Troie.

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 26 octobre 2018, le Centre des planètes mineures (MPC) dénombre 523 824 planètes mineures numérotées (dont 21 787 nommés) et 265 245 planètes mineures non numérotées, soit un total de 789 069 planètes mineures référencées[10].

Évolution du nombre de planètes mineures identifiées[modifier | modifier le code]

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).

Évolution du nombre de planètes mineures identifiées
1800 1850 1900 1950 2000 2018
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
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]

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 décrite 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 500 ont une excentricité très forte (≥ 0,8) et une orbite très allongée (dont, à fin 2018, environ 60 avec une excentricité extrême supérieure à 0,95)
  • i = inclinaison (angle en degrés) : il s'agit de l'inclinaison par rapport à l'écliptique (plan dans lequel gravite la Terre) ; environ 75% des planètes mineures ont une faible inclinaison (≤ 20°) ; environ 250 ont une forte inclinaison (≥ 60°) (dont, à fin 2018, environ 100 sont rétrogrades avec i>90°)
  • 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
  • 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.

Eléments 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 influences 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 autour du Soleil ; certaines planètes mineures tournent très lentement sur elles-mêmes (périodes supérieures à 50 jours pour les plus lentes), d'autres au contraire très rapidement (périodes inférieures à 1 minute pour les plus rapides)
  • 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 Principaux groupements 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 20 000
Atons 0,6 à 1 1 500
Apollons 1 à 5 11 000
Amors 1 à 5 7 500
Astéroïdes aréocroiseurs 1,3 à 5 14 000 14 000
Ceinture principale et périphérie Groupe de Hungaria 1,8 à 2,0 20 000 750 000
Ceinture principale (zones I, II et III) 2,0 à 3,3 720 000
Périphérie externe (hors groupe de Hilda) 3,3 à 4,6 4 000
Groupe de Hilda (résonance 3:2 avec Jupiter) 3,7 à 4,1 4 000
Troyens de Jupiter env 5,2 / 4,8 à 5,4 7 200 7 200
Zone de transition Centaures et objets divers 5,5 à 30 500 500
Objets transneptuniens Ceinture de Kuiper Plutinos (résonance 2:3 avec Neptune) env 39,5 / 39 à 40 500 3 000
Cubewanos (ou objets classiques) 40 à 48 1 800
Autres résonances et objets divers 35 à 75 200
Objets épars et objets détachés 30 à 1 000 et+ 500
Nuage de Hills et nuage de Oort 1 000 à 100 000 ?
TOTAL 0,6 à 3 000 795 000

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]

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. Dans ce cadre, les astéroïdes de type Atira ou Amor sont parfois qualifiés de géofroleurs. En pratique, en français, le terme géocroiseur est le plus souvent entendu au sens large et inclut les quatre groupes atiras, atons, apollons et amors. 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 Astéroïdes potentiellement dangereux pour la Terre.

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.

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, 22 son 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.

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 connues à fin 2018) 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 2017 a été identifié un objet (1I/'Oumuamua) possédant une orbite hyperbolique (et donc voué à quitter le Système solaire) mais ne présentant pas d'activité cométaire (cas des comètes hyperboliques). De tels objets sont classés comme astéroïdes hyperboliques ou objets interstellaires.

Propriétés physiques et classifications spectrales[modifier | modifier le code]

La composition des astéroïdes est évaluée d’après leur spectre optique mesurant la lumière réfléchie, qui correspond à la composition de leur surface. Celle des météorites est connue avec l'analyse des fragments retrouvés sur Terre.

253 Mathilde, de classe C.

Le système classique de classification spectrale des astéroïdes, élaboré en 1975, les classe selon un système basé sur leur couleur, leur albédo et leur spectre optique. Ces propriétés étaient censées correspondre à la composition de leur surface. Il faut noter, cependant, que certains types sont plus facilement détectables que d'autres. Ainsi, ce n'est pas parce que la proportion d'astéroïdes d'un type donné est plus importante qu'ils sont effectivement plus nombreux. Il existe des systèmes de classification plus récents, dont deux se démarquent : Tholen et SMASS.

À l'origine, la classification des astéroïdes se basait sur des suppositions au sujet de leur composition :

Ceci a porté à confusion, car le type spectral d'un astéroïde ne garantit pas sa composition.

Description des principaux groupements[modifier | modifier le code]

Ceinture principale[modifier | modifier le code]

Schéma du Système solaire interne, jusqu'à l'orbite de Jupiter, faisant apparaître les orbites des planètes internes et la position approximative du cœur de la ceinture d'astéroïdes. Les astéroïdes troyens de Jupiter sont également représentés.
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 ont 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.

Astéroïdes géocroiseurs[modifier | modifier le code]

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 "frôle" 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).

Ces astéroïdes sont classiquement classés en quatre groupes :

  • les astéroïdes Atira, frôleurs dont l'orbite est entièrement contenue dans celle de la Terre (19 connus en avril 2019 selon la base de données du JPL) ;
  • les astéroïdes Amor, 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) ;
  • les astéroïdes Aton, 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) ;
  • les astéroïdes Apollon, frôleurs dont l'orbite entoure entièrement celle de la Terre (environ 7 500 connus en avril 2019).

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. L’agence spatiale européenne (ESA) a entamé en 2004 un projet à long terme de protection de la Terre contre les géocroiseurs.

Centaures[modifier | modifier le code]

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 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 leur trajectoire, suite, par exemple, à un passage à proximité de Neptune.

Ceinture de Kuiper[modifier | modifier le code]

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. 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 découvert 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]

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, on connait 8 sednoïdes. 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 réévaluée à 2 326 kilomètres) et donc supérieure à celle 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.

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

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

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[11] (≈ 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[12], 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.


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

L'histoire des méthodes de détection des astéroïdes 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 intervals 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.

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]

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, bien que progressivement améliorée, a été utilisée jusque dans les années 1990.

Le processus peut être décrit en quatre étapes [13].[réf. non conforme] :

  1. Tout d’abord, une région du ciel était photographiée à l’aide d’un télescope à large champ. Des paires de photographies étaient prises à intervalles réguliers – typiquement une heure – et ce, sur une durée de plusieurs jours ;
  2. deuxièmement, deux films de la même région sont observés dans un stéréoscope. Tout corps en orbite autour du Soleil aura alors bougé légèrement. Dans le stéréoscope, l’image de ce corps apparaîtra alors comme flottant légèrement sur le fond des étoiles ;
  3. troisièmement, une fois qu’un objet se déplaçant a été identifié, sa position était mesurée précisément en utilisant un microscope, la position étant mesurée relativement à celle d’une étoile connue.
    Note : ces trois premières étapes ne constituent pas une découverte d’un astéroïde : l’observateur n’a trouvé qu’une apparition.
  4. l’étape finale de la découverte était d’envoyer la position et l’heure de la découverte à Brian G. Marsden du Centre des planètes mineures qui, à l’aide de programmes informatiques, calcule si cette apparition est reliée à d’autres apparitions sur la même orbite. Si c’est le cas, l’observateur de l’apparition finale est déclaré le découvreur et obtient l’honneur de nommer l’astéroïde. Le nom proposé doit néanmoins être approuvé par l’Union astronomique internationale.

Détection par méthode numérique[modifier | modifier le code]

À partir des années 1980 (et surtout des années 2000 avec l'amélioration des capteurs CCD), la plupart des astéroïdes sont découverts à l’aide de systèmes automatisés qui comprennent des caméras CCD et des ordinateurs reliés directement aux télescopes. Voici les principales équipes utilisant de tels systèmes, classées par le nombre de découvertes numérotées au 4 octobre 2015[14] :

En orbite autour de la Terre, le satellite de la NASA WISE a, quant à lui, découvert 33 000 astéroïdes en 2010, dont 2007 numérotés au 4 octobre 2015[15].

Analyses optiques classiques[modifier | modifier le code]

L'analyse des astéroïdes repose essentiellement sur les outils classiques de l'astronomie, à travers les télescopes (terrestres ou spatiaux). Sauf pour les plus grands, la visualisation reste le plus souvent très grossière (quelques pixels voire un seul pixel). 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 sonde spatiale[modifier | modifier le code]

Voir section Exploration des astéroïdes.

Observation à l'œil nu ou par jumelles[modifier | modifier le code]

Les astéroïdes sont presque impossibles à observer à l’œil nu. Ils sont bien plus petits que les planètes, et très peu lumineux. L’astéroïde 4 Vesta en est l’exception, puisque c’est le seul qu’il soit parfois possible d’observer sans appareil optique. Sa luminosité n’étant toutefois pas très grande, il faut donc savoir où poser le regard.

Un astéroïde ressemble plus ou moins à une étoile qui brille dans le ciel nocturne. Le meilleur moyen pour partir à la chasse aux astéroïdes avec ses jumelles ou son télescope est d’observer le fond étoilé, plusieurs nuits d’affilée, et de détecter les points lumineux qui se déplacent par rapport au fond, qui, lui, paraît stable. Certains catalogues répertorient la position des astéroïdes, et il est alors plus facile de pointer le télescope au bon endroit.

Exploration des astéroïdes[modifier | modifier le code]

L’astéroïde Éros survolé par la sonde Near, le 19 septembre 2000 (vidéo).

Les premières images rapprochées d’un astéroïde sont l’œuvre de la sonde Galileo envoyée vers Gaspra en 1991 et Ida en 1993.

Lancée le par la NASA la sonde NEAR Shoemaker se met en orbite autour de l’un des plus gros astéroïdes géocroiseurs : Éros. Après avoir établi une cartographie complète de la surface de 433 Éros entre avril et octobre 2000, et bien que cela n'ait pas été prévu initialement, la sonde se pose en douceur sur l’astéroïde le . Son dernier signal est reçu le 28 février.

En 2003, la JAXA lance la sonde Hayabusa vers l’astéroïde Itokawa, avec pour objectif de s’y poser en douceur et d’en prélever des échantillons. Malgré plusieurs pannes et incidents[16], la sonde revient sur Terre le , sans que l’on sache si elle contient effectivement des échantillons[17]. Finalement, le 16 novembre, la Jaxa annonce que l’analyse des particules récoltées par Hayabusa a confirmé leur origine extraterrestre[18]. Le Japon devient ainsi le premier pays à s’être posé sur un astéroïde et en avoir rapporté des échantillons.

En 2012, Planetary Resources se constitue en vue de l'exploitation minière des astéroïdes, suivie en 2013 par la compagnie Deep Space Industries.

Astéroïdes explorés par des sondes spatiales (mise à jour janvier 2019)
Année Astéroïde Type d'astéroïde Opérations réussies Sonde Organisme
1991 (951) Gaspra Ceinture principale Survol Galileo NASA
1993 (243) Ida (et Dactyle) Ceinture principale Survol Galileo NASA
1997 (253) Mathilde Ceinture principale Survol NEAR Shoemaker NASA
1999 (9969) Braille Croiseur de Mars Survol Deep Space 1 NASA
2000-2001 (433) Eros Géocroiseur / Amor Orbiteur + Attérissage NEAR Shoemaker NASA
2002 (5535) Annefrank Ceinture principale Survol Stardust NASA
2005-2010 (25143) Itokawa Géocroiseur / Apollon Orbiteur + Retour échantillons Hayabusa JAXA
2008 (2867) Steins Ceinture principale Survol Rosetta ESA
2010 (21) Lutèce Ceinture principale Survol Rosetta ESA
2011-2012 (4) Vesta Ceinture principale Orbiteur Dawn NASA
2012 (4179) Toutatis Géocroiseur / Apollon Survol Chang'e 2 CNSA
2015-2018 (1) Cérès Ceinture principale Orbiteur Dawn NASA
2015 Pluton et Charon Ceinture de Kuiper / Plutino Survol New Horizons NASA
2018-en cours (162173) Ryugu Géocroiseur / Apollon Orbiteur + En cours Hayabusa 2 JAXA
2018-en cours (101955) Bénou Géocroiseur / Apollon Orbiteur + En cours OSIRIS-Rex NASA
2019 (486958) 2014 MU69 Ceinture de Kuiper / Cubewano Survol New Horizons NASA

Rq : ne sont ici listés que les astéroïdes explorés "de près" par une sonde spatiale ; quelques autres ont été survolés "de loin" tels que Masursky, APL, Arawn...

Astéroïdes 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 astéroïdes comme des résidus du Système solaire primitif n’ayant pu s’agglomérer jusqu'à former une planète, à cause notamment de l’influence gravitationnelle de Jupiter[19]. Ils sont donc considérés comme des reliques du Système solaire, leur étude plus poussée et leur exploration permettraient d’en savoir davantage sur la formation du Système solaire.

Astéroïdes potentiellement dangereux pour la Terre[modifier | modifier le code]

Les astronomes doivent conventionnellement communiquer leurs observations d'astéroïdes nouveaux au Centre des planètes mineures[20]. Le risque est identifié et fait l'objet d'une remédiation autant que possible : lire stratégies de déviation des astéroïdes.

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Impact (vue d’artiste, Don Davis).

Lorsqu’un astéroïde ou un fragment d’astéroïde pénètre dans l’atmosphère de la Terre, les frottements avec cette dernière provoquent sa combustion. Si l’objet est assez volumineux, cette combustion n’est pas complète et il percute alors la surface de la Terre.

En 2010, plus de 5 400 astéroïdes et comètes ont été détectés dans un rayon de 195 millions de kilomètres autour du Soleil, assez près de notre planète pour que les astronomes les classent dans la catégorie des objets proches de la Terre (Near Earth Objects, NEO) ou géocroiseurs. Ceux qui mesurent plus de 140 m de large et passent à moins de 7,4 millions de kilomètres de l’orbite de la Terre sont considérés comme dangereux. Au 30 avril 2008, les astronomes avaient catalogué plus de 900 corps célestes de ce type, dont (99942) Apophis, un astéroïde qui passera à 32 000 km de la Terre en 2029. La probabilité qu’un de ces objets dangereux entre en collision avec la Terre est quasi nulle à l’échelle du temps humain, mais quasi certaine à l’échelle du temps cosmique, le phénomène d’accrétion n’étant nullement terminé. C’est la raison pour laquelle des observateurs surveillent constamment leur position — recalculant leur orbite et les risques d’impact qu’ils présentent — et scrutent les régions voisines de l’espace à la recherche de nouvelles menaces.

Par exemple l’observatoire de Remanzacco a signalé que le , à 17 heures TU, un astéroïde d’un diamètre compris entre 5 et 20 m était passé à 12 300 km de la Terre. Cet événement se reproduit, en moyenne, une fois tous les six ans d’après la NASA[21].

Risques d'impacts selon la taille[modifier | modifier le code]

  • Taille du corps : < 10 m :
    • Fréquence d’impact : 200 fois par an ;
    • Conséquence d’une chute sur la Terre : désintégration dans l’atmosphère.
  • Taille du corps : 10 à 100 m :
    • Fréquence d’impact : une fois par siècle (exemples connus : Meteor Crater, Arizona, il y a 50 000 ans ; Toungouska, Sibérie, 30 juin 1908) ;
    • Conséquence possible d’une chute sur la Terre : destruction d’une ville, raz-de-marée.
  • Taille du corps : 100 m à 1 km :
    • Fréquence d’impact : une fois tous les 5 000 à 30 000 ans ;
    • Conséquence probable d’une chute sur la Terre : environ cinq millions à cent millions de morts.
  • Taille du corps : > 5 km :
    • Fréquence d’impact : une fois tous les 100 millions d’années ;
    • Conséquence d’une chute sur la Terre : hiver d'impact, disparition de l’humanité, catastrophe globale.
  • Taille du corps : de 100 à 200 km
    • Fréquence d'impact : une fois tous les 1 milliard d'années ;
    • Conséquence d'une chute sur la Terre : vaporisation des océans, disparition de toute forme de vie sur Terre.

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

Dans les années 2010, des projets d'exploitation minière des astéroïdes sont lancés par des sociétés privées du secteur spatial, Planetary Resources et Deep Space Industries. Les astéroïdes sont en effet riches en matériaux précieux, tels les métaux lourds et les terres rares, présents sur leur surface car ces corps sont trop petits pour avoir subi la différenciation planétaire[22] : la valeur commerciale d'un km3 d'astéroïde, hors frais d'exploitation, est estimée à 5000 milliards d'euros[23]. La NASA a également pour ambition de capturer un petit astéroïde (de 7 à 10 mètres de diamètre, avec un poids maximal de 500 tonnes) et de le mettre en orbite stable autour de la Lune. Les faisabilités et le coût de ces projets font l'objet de débats, seule la sonde Hayabusa ayant réussi en 2010 à ramener quelques poussières de l'astéroïde Itokawa[24].

Le 22 janvier 2014, l'Agence spatiale européenne a annoncé la première détection certaine de vapeur d'eau dans l'atmosphère de Cérès, le plus grand objet de la ceinture d'astéroïdes[25]. La détection a été réalisée par des observations en infrarouge lointain (en) du télescope spatial Herschel[26]. La découverte est particulière parce qu'on s'attend à ce que les comètes, et non les astéroïdes, comportent des queues et des jets. Selon l'un des scientifiques, « la délimitation entre les comètes et les astéroïdes devient de plus en plus floue[26] ».

Astéroïdes notables[modifier | modifier le code]

La plupart des astéroïdes gravitent de manière anonyme dans la ceinture principale ou la ceinture de Kuiper. Quelques uns accèdent toutefois à la notoriété, en particulier au regard de l'histoire des découvertes, de leur taille, orbite ou propriété atypiques, de leur dangerosité pour la Terre, etc.

Astéroïdes notables - Tableau 1 (mise à jour février 2019)
Premiers identifiés

(année référencement)

Plus gros

(diamètre moyen)

Visités par une sonde spatiale Référents d'une classe
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 de Hirayama)
Troyens de Jupiter Achille (1906), Patrocle (1906) Hector (env 230 km) (aucun à ce jour)
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)
Astéroïdes notables - Tableau 2 (mise à jour mars 2019)
Premiers identifiés Autres exemples
Orbites particulières
Astéroïdes se rapprochant le plus du Soleil / 2005 HC4
Astéroïdes potentiellement dangereux (dépend des critères retenus) Hermès, Toutatis, Asclépios, Florence, Apophis
Astéroïdes détectés avant leur chute sur Terre 2008 TC3 (2008, découvert 2 jours avant son impact) 2014 AA, 2018 LA
Troyens de la Terre 2010 TK7 (2010) (seul identifié à ce jour) /
Astéroïdes coorbitaux avec la Terre (3753) Cruithne (orbite particulière identifiée en 1997) (54509) YORP, 2002 AA29, 2003 YN107, (469219) Kamo‘oalewa
Troyens de Mars (5261) Eurêka (1990) (121514) 1999 UJ7 (unique troyen situé en L4)
Croiseurs des quatre planètes internes (1566) Icare (1949) (2212) Héphaïstos, (3200) Phaéton
Astéroïdes rétrogrades Dioretsa (1999) (65407) 2002 RP120
Objets détachés (dépend des critères retenus) (90377) Sedna, 2012 VP113, 2015 TG387
Objets transneptuniens s'éloignant le plus du Soleil / 2017 MB7, 2014 FE72
Objets interstellaires avec orbite hyperbolique 1I/ʻOumuamua (2017) (seul identifié à ce jour) /
Propriétés particulières
Planètes naines officielles (1) Cérès, (134340) 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
Systèmes triples Sylvia + Romulus (2001) et Rémus (2005) Eugénie + Petit-Prince et S/2004 ; Hauméa + Hi'iaka et Namaka
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 (anneaux découverts en 2014) Chiron, Hauméa
Astéroïdes actifs Elst-Pizarro (activité découverte en 1996) Chiron, LINEAR, Wilson-Harrington, Phaéton
Méthodes de détection et d'analyses
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) /


Références[modifier | modifier le code]

  1. (en) MPC Archive Statistics, "Orbits and Names".
  2. Union astronomique internationale, « Assemblée générale UAI 2006 : résolutions 5 et 6 » [PDF],
  3. 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/
  4. (en) Commission F1 de l'Union astronomique internationale, « Definitions of terms in meteor astronomy » [PDF],
  5. « Des comètes déguisées en astéroïdes », sur cieletespace.fr, (consulté le 16 février 2011).
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Annexes[modifier | modifier le code]

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