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Systèmes photométriques[modifier | modifier le code]

/ photométrie (astronomie) / système photométrique / système photométrique UBV / bande spectrale / indice de couleur /

Actuel :
En astronomie, un système photométrique est un ensemble choisi de filtres, chacun ayant une bande spectrale bien définie, et couvrant un domaine spécifique du spectre électromagnétique.

Modifs :

En astronomie, un système photométrique est un ensemble choisi de filtres couvrant chacun une bande spectrale bien définie. De tels systèmes permettent d'étudier les astres par photométrie multibande et notamment de mesurer des indices de couleur (ou couleurs) caractérisant leur spectre d'émission (étoiles, galaxies) ou de réflexion (astéroïdes, objets transneptuniens, comètes). Ces informations, via différents modèles théoriques propres à chaque type d'objet, donnent accès à des estimations de diverses propriétés physiques telles que type dans une classification donnée, composition, température, masse et âge des étoiles, etc.

Il existe de nombreux systèmes photométriques, à la fois du fait des évolutions historiques mais aussi des possibilités de les adapter à différents types d'études (grands relevés, études dans l'infrarouge ou dans l'ultraviolet, étude de certains types d'étoiles ou de certaines propriétés en particulier...). Certains sont plus couramment utilisés ou servent de référence pour en créer de nouveaux (par exemple les systèmes UBVRI, SDSS, Strömgren, JHKLMN...).

Principes généraux[modifier | modifier le code]

Magnitudes partielles et indices de couleur[modifier | modifier le code]

Une magnitude apparente est en pratique toujours mesurée pour une bande spectrale donnée B. Cette magnitude partielle est généralement notée $B$ , comme la bande correspondante^[1]. La différence entre deux magnitudes mesurées sur des bandes spectrales différentes B₁ et B₂ est appelée indice de couleur, ou plus simplement couleur, et est notée $B_{1}-B_{2}$ . Ces couleurs (différences entre magnitudes) ont le double avantage d'être plus faciles à mesurer et de contenir une information plus intéressante que les magnitudes partielles elle-mêmes^[2]. Par exemple, le système photométrique le plus commun, le système UBV, repose sur trois bandes spectrales dites U (zone proche ultraviolet), B (zone bleue) et V (zone visible, c'est-à-dire jaune-vert) et permet de définir « la » magnitude apparente $V$ et trois indices de couleur $U-B$ , $B-V$ et $U-V$ (ce dernier étant en pratique rarement utilisé). Certains indices correspondent parfois à des relations plus complexes entre trois voire quatre magnitudes partielles.

Description des bandes spectrales[modifier | modifier le code]

File:Camera filters-300x274.jpg

Bande g du système SDSS.

De manière opérationnelle, seule une courbe spectrale précise décrit véritablement une bande spectrale. Il est toutefois fréquent de caractériser cette courbe par une longueur d'onde indiquant sa « position » et une valeur indiquant sa « largeur ». On rencontre par exemple des notions peu normalisées de longueur d'onde « moyenne » (λ₀ ou λ_m), « de centre de bande » (λ₀ ou λ_c), « efficace » ou « effective »^[3] (λ_eff), « de pic » (λ_peak)^[4]... Il est important de noter que, pour une bande donnée, les valeurs des longueurs d'onde effective et centrale (les deux notions les plus courantes dans la littérature récente) peuvent différer de manière notable dans le cas de bandes ayant un profil très asymétrique. De même, pour la largeur, on rencontre un vocabulaire varié et là aussi peu normalisé (bandwidth, bandpass, Δλ, half-width, (F)WHM pour (full) width at half maximum...), mélangeant par exemple des largeurs globales et des largeurs à mi-hauteur^[4]. La notion la plus courante dans la littérature récente est celle de FWHM (largeur mesurée à mi-hauteur par rapport au maximum de la courbe). D'une manière générale, il convient d'interpréter avec précaution ces données et les écarts fréquents entre différentes sources.

Les notions de « bande spectrale » ou de « filtre » sont par ailleurs elles-mêmes sources de confusion. La réponse globale (le « filtre global ») R(λ) d'un système réel donné (dans le cadre d'un relevé par exemple) cumule des filtrations liées au filtre proprement dit, au capteur ou détecteur utilisé, aux divers éléments optiques du télescope (miroirs notamment) et, dans le cas d'observations depuis la Terre, à l'atmosphère^[2]^,^[5]. Dans ce cadre, ce que recouvre la notion de « filtre » peut varier (filtre seul, filtre+capteur, système technique complet incluant le télescope, voire prise en compte de la masse d'air)^[4].

Principes d'étalonnage[modifier | modifier le code]

Outre la description de ses bandes spectrales, un système photométrique repose également sur des principes d'étalonnage. Le principe de base est de choisir une étoile de référence et de la considérer neutre (valeur 0) pour toutes les couleurs du système, ce qui revient à lui attribuer la même valeur de magnitude pour toutes les bandes^[2]. Un usage historique fréquent a été de choisir l'étoile Véga (étoile non variable, lumineuse sur tout le spectre visible, peu sujette au rougissement interstellaire^[2]) comme référence. C'est notamment le cas pour le système UBV de Johnson avec une magnitude de 0,03 dans toutes les bandes. Ce choix de Véga pose toutefois différents problèmes (trop lumineuse pour les instruments modernes, raies d'absorption perturbant les calibrations, nuage de débris perturbant les mesures dans l'infrarouge^[2]) si bien que d'autres références ont progressivement été définies. Le système SDSS, par exemple, utilise l'étoile BD +17 4708 avec une magnitude de 9,50 dans toutes les bandes^[2].

En pratique, chaque système est défini par un catalogue d'étoiles standards bien distribuées dans le ciel^[5] et de magnitudes et couleurs variées. Cela permet de réaliser l'étalonnage à partir d'étoiles situées à proximité de la zone d'observation et/ou spectralement proches du type d'objet observé. La proximité des étoiles standards servant à l'étalonnage constitue par ailleurs une manière simple de s'affranchir des variations de masse d'air^[2] et, pour les mesures dans l'infrarouge, des variations d'absorptions liées à l'humidité de l'air difficiles à traiter autrement^[5]. A noter que ce sont également ces questions liées à l'étalonnage qui expliquent pourquoi certains systèmes présentent des variantes entre l'hémisphère nord et l'hémisphère sud.

Conversions entre différents systèmes[modifier | modifier le code]

Il est possible d'établir des lois de conversion entre deux systèmes utilisant des bandes spectrales relativement proches. Ces lois sont déterminées expérimentalement et le plus souvent exprimées sous la forme de relations linéaires entre couleurs. Par exemple, la formule $u'-g'=1,38(U-B)+1,14$ décrit une conversion entre les couleurs $u'-g'$ (système SDSS) et $U-B$ (système UBV)^[6]. Ces conversions sont approchées et possèdent une zone de validité limitée^[2]. Il en existe parfois plusieurs variantes suivant le type d'objet observé.

Ce principe de conversion sert à exploiter conjointement des données utilisant différents systèmes. Il sert aussi de manière très usuelle, lors des campagnes d'observation, à rapprocher les valeurs effectivement mesurées des valeurs standardisées recherchées : compensation des écarts liés à la masse d'air et/ou au matériel utilisé (capteur, télescope)^[2]^,^[5].

Liens avec l'évolution des technologies photométriques[modifier | modifier le code]

Les systèmes photométriques ont évolué au fil des avancées technologiques. La période pionnière des années 1940 et 1950 est marquée par le passage d'une photométrie photographique à une photométrie photoélectrique (dont rôle historique important des tubes photomultiplicateurs RCA 1P21)^[5]. La période 1950-1980 est de son côté marquée par les lents progrès de la sensibilité dans l'infrarouge des capteurs photoélectriques (tubes photomultiplicateurs dits S1 puis S5, S11, S25)^[5]. A partir du milieu des années 1970, les tubes à arséniure de gallium (GaAs) permettent pour la première fois d'étudier conjointement les cinq bandes UBVRI^[5]. La transition vers la photométrie CCD, dans la période 1990-2010, a posé de nombreux défis spécifiques (plus grande exigence sur la qualité des optiques, besoin de recréer de nouveaux standards tout en conservant la compatibilité avec les anciens systèmes photoélectriques...)^[5]. La bande U, en particulier, est longtemps restée inaccessible aux capteurs CCD^[5].

Usages de la photométrie multibande[modifier | modifier le code]

Diagramme de Hertzsprung-Russell basé sur la couleur B - V du système UBV.

Les données recueillies par photométrie multibande donnent accès, grâce à différents modèles théoriques, à de nombreuses informations sur les propriétés physiques des objets observés :

Dans le cas étoiles : magnitude bolométrique (flux radiatif global), température effective, type spectral, métallicité, composition, masse, âge, rougissement interstellaire^[5]... ;
Dans le cas des galaxies : nature et proportion de leurs constituants (différents types d'étoiles, gaz)^[5], décalage vers le rouge... ;
Dans le cas des planètes mineures (astéroïdes, objets transneptuniens) : type spectral^[7], composition...

En particulier, dans le cas des étoiles, la notion de couleur intervient directement dans les diagrammes couleur-magnitude, forme observationnelle du diagramme de Hertzsprung-Russell (luminosité-température)^[5]. Il en va de même pour les galaxies avec là aussi le recours à des diagrammes couleur-magnitude.

Classification des systèmes photométriques[modifier | modifier le code]

Suivant les largeurs de bandes[modifier | modifier le code]

On distingue fréquemment les systèmes dits à bandes étroites, moyennes, larges ou très larges. Les systèmes à larges bandes (broad band) possèdent des largeurs WHM comprises typiquement entre 50 et 150 nm ce qui correspond au compromis entre la volonté de subdiviser la zone visible de spectre tout en conservant des bandes assez larges pour capter plus de lumière. Ce compromis est celui des premiers systèmes développés (typiquement le système UBV) car bien adapté à la faible sensibilité des instruments de l'époque. C'est également, jusqu'à aujourd'hui, celui des systèmes utilisés pour les grands relevés (typiquement les systèmes UBVRI ou SDSS) car bien adapté à l'exploration d'objets de moindre luminosité. Les systèmes utilisant une ou plusieurs bandes très larges (ultra-broad band) sont apparus beaucoup plus récemment et visent à optimiser la précision des mesures de magnitude, par exemple dans le cadre de projets astrométriques tels que Hipparcos-Tycho ou Gaia.

Dès les années 1950, des systèmes « plus fins », aujourd'hui dits à bandes moyennes (intermediate band), avec des largeurs WHM comprises typiquement entre 10 et 50 nm, ont également été développés : Strömgren, Vilnius, Genève... Ces systèmes sont adaptés à l'étude des étoiles et plus particulièrement de certaines de leurs caractéristiques. Les systèmes à bandes étroites (narrow band) (largeur WHM inférieure à 10 nm) correspondent à des systèmes de spectrophotométrie.

Suivant les zones du spectre couvertes[modifier | modifier le code]

On distingue fréquemment en astronomie la photométrie « visible » (souvent aussi dite « optique ») des photométries ultraviolette (UV) ou infrarouge (IR). Cette distinction se retrouve pour les systèmes photométriques. Elle ne découle pas d'une simple convention mais de problématiques opérationnelles différentes, notamment au niveau du choix des capteurs et de la prise en compte des phénomènes d'absorption atmosphérique. Dans ce contexte, la zone « visible » doit souvent être entendue comme élargie au proche ultraviolet et au très proche infrarouge, environ entre 300 et 1 000 nm. La zone infrarouge est quant à elle usuellement séparée entre infrarouge proche (NIR pour near infrared, avant 3 nm), moyen (entre 3 et 15) et profond (après 15), les frontières étant toutefois fluctuantes.

Principaux systèmes photométriques[modifier | modifier le code]

Systèmes à larges bandes[modifier | modifier le code]

Systèmes pionniers[modifier | modifier le code]

L'étude des astres à partir de leurs couleurs est ancienne. Les travaux précurseurs, basés sur des méthodes photographiques et des filtres de couleurs, restent toutefois peu propices au développement de mesures quantifiées et standardisées. L'émergence de la photométrie multibande est ainsi associée à celle, dans les années 1940, d'une photométrie basée sur les premières cellules photoélectriques, notamment à travers les travaux pionniers de Albert Whitford ou Joel Stebbins (par exemple, en 1943, l'étude en six couleurs « UVBGRI » des étoiles de type O et B^[8]).

Système UBV[modifier | modifier le code]

Le premier système à faire référence est celui proposé par Harold L. Johnson et William Wilson Morgan en 1953, connu comme « système UBV de Johnson » (ou de Johnson-Morgan) ou plus simplement « système UBV ». Il repose sur les trois bandes U (proche ultraviolet, jusqu'à la coupure atmosphérique), B (partie bleue du spectre) et V (visible, au sens de correspondant au maximum de sensibilité de l'œil humain, dans la partie jaune-vert du spectre). Les bandes V et B ont été pensées pour se rapprocher des résultats historiques obtenus en astronomie visuelle (propriétés de l’œil) puis en astronomie photographique (propriétés des plaques photographiques, plus sensibles dans le bleu)^[2]. En toute rigueur, le système correspond à l'usage d'un tube photomultiplicateur RCA IP21, de filtres précis associés et, implicitement, de télescopes simples avec miroirs en aluminium^[2]. En pratique, des filtres ajustés ont été développés pour d'autres détecteurs^[2] et divers télescopes.

Le système n'est pas véritablement standardisé (influence de la couche atmosphérique, des capteurs utilisés, diversité des filtres, variantes géographiques, coexistence à partir des années 1970 de deux standardisations partielles de Cousins et Landolt...)^[5].

Systèmes RI et UBVRI[modifier | modifier le code]

Une photométrie élargie dans le rouge et le proche infrarouge apparait elle aussi dès les années 1940 et 1950. Stebbins et Whitford en 1943^[8] puis Gerald Kron à partir de 1951 définissent les premières versions des bandes R (rouge) et I (très proche infrarouge) (« système RI de Kron »). Cette photométrie élargie ne prend toutefois son essor que dans les années 1960 grâce à l'évolution des capteurs. Les travaux respectifs de Harold L. Johnson, Olin J. Eggen et Alan W. J. Cousins conduisent aux « système UBRVI de Johnson » (1965, version élargie de son système de 1953), « système RI de Eggen » (parfois dit de Kron-Eggen) (1975), « système RI de Cousins » (parfois dit de Kron-Cousins) (1976), ces deux derniers étant des évolutions du système RI de Kron^[5]. C'est finalement un mix des systèmes de Johnson et de Cousins qui s'impose progressivement comme référence. On parle couramment de « système UBRVI de Johnson-Cousins » (parfois dit de Johnson-Kron-Cousins). Plusieurs variantes coexistent comme pour le système système UBV (en particulier celles de Cousins et Landolt). La standardisation partielle de Michael S. Bessel en 1990, adaptée aux capteurs CCD, est aujourd'hui souvent citée comme référence.

Système SDSS et dérivés[modifier | modifier le code]

Le Sloan Digital Sky Survey (SDSS) est l'un des premiers grands relevés astronomiques modernes et son système original en 5 bandes dit « système SDSS » ou « système u'g'r'i'z' » s'est de ce fait imposé comme un nouveau standard^[5], repris (éventuellement légèrement modifié) par de nombreux programmes ultérieurs : Pan-STARRS, Canada-France-Hawaii Telescope Legacy Survey (CFHTLS), Dark Energy Survey (DES), Observatoire Vera-C.-Rubin (ex LSST)... Les filtres ont été pensés pour éviter au mieux les raies d'absorption ou d'émission de l'atmosphère existant dans la zone visible élargie (300 à 1 000 nm)^[2] et ont par ailleurs été optimisés pour l'objectif initial principal du programme SDSS, l'étude du décalage vers le rouge (redshift) des galaxies et des quasars^[2]. Le « système u'g'r'i'z' » effectivement utilisé pour le relevé SDSS est une version légèrement décalée du « système ugriz » initialement conçu (décalage involontaire pour des raisons techniques^[5] / du fait d'un usage non prévu dans le vide^[2]). La plupart des systèmes dérivés sur les programmes ultérieurs utilisent également une bande y au delà de la bande z (« système ugrizy »).

Autres systèmes à larges bandes[modifier | modifier le code]

On peut par exemple citer le « système de Washington » (ou « système CMT₁T₂ ») proposé par R. Caterna en 1976 (4 bandes couvrant différemment la zone UBVRI)^[5]. La caméra WFPC2 installée sur le satellite spatial Hubble entre 1993 et 2009 était équipée de 48 filtres plus ou moins larges dont 5 se rapprochaient volontairement du système UBVRI^[5].

Systèmes à bandes moyennes[modifier | modifier le code]

D'autres systèmes ont été utilisés. En particulier, certains systèmes développés pour l'étude des étoiles détaillent la zone U-B.

Système de Strömgren[modifier | modifier le code]

Le « Système de Strömgren » (ou « système uvby », « système uvbyβ », « système uvbyHβ ») (1956) a été introduit pour étudier certaines propriétés des étoiles, en particulier leur température effective (T_eff) et leur gravité de surface (log g)^[2]. Il a révolutionné l'étude photométrique des étoiles et souligné l'intérêt de développer des systèmes photométriques optimisés pour certains sujets^[5]. Il comporte quatre bandes « de couleurs » (uvby) et deux bandes particulières centrées sur la raie Hβ de l'hydrogène^[2], une très étroite (Hβ_narrow) et une plus large (Hβ_wide).

Système de Vilnius[modifier | modifier le code]

Le système de Vilnius (1965)

Système de Genève[modifier | modifier le code]

Autres systèmes[modifier | modifier le code]

Le système de RömVil (1996) est une combinaison des systèmes de Strömgren et de Vilnius.

Systèmes à bandes étroites[modifier | modifier le code]

Systèmes dédiés aux régions infrarouges[modifier | modifier le code]

Système JHKLMN et dérivés[modifier | modifier le code]

Dès son article de 1965 introduisant son système UBVRI, Harold L. Johnson propose la possibilité de prolonger son système dans l'infrarouge. La difficulté, depuis la Terre, est le filtre important que constitue l'atmosphère. Le système est donc calé sur les « fenêtres atmosphériques », bandes spectrales où le filtre atmosphérique est moins marqué. C'est ce qui conduit, dans le prolongement de la bande I, aux définitions des bandes J, K, L, M, N, puis H insérée entre J et K en 1967. On parle de « système JHKLMN » ou de « système UBVRIJHKLMN ». Par la suite des bandes Z et Y ont été proposées entre les bandes I et J et une bande Q au delà de la bande N. On peut, au global, parler de « système UBVRIZYJHKLMNQ »^[9]^,^[10]. Ces systèmes, sont très peu standardisés (et très peu standardisables du fait de l'influence des taux d'humidité sur le filtre atmosphérique)^[2].

Autres systèmes en infrarouge proche et moyen[modifier | modifier le code]

Le Two-Micron All-Sky Survey (2MASS) est un relevé spécialisé dans la zone spectrale proche de 2 μm. Il explore les trois bandes J, H et K mais en proposant une version différente de la bande K, notée K_S^[2], qui sera reprise par d'autres programmes ultérieurs.

Systèmes en infrarouge profond[modifier | modifier le code]

Les études en infrarouge profond (au delà de 15 μm) ne se font qu'à partir de satellites dédiés : Infrared Astronomical Satellite (IRAS), Spitzer, Akari... Chacun d'eux possède son propre système.

Inventaire[modifier | modifier le code]

En 2000, une étude conduite par Dina Moro et Ulisse Munari recensait et décrivait 201 systèmes, liste par la suite complétée jusqu'à 226 systèmes en 2004^[11].

Liste[modifier | modifier le code]

Le tableau ci-dessous liste quelques systèmes de référence ainsi que quelques systèmes associés à des programmes d'observation notables menés depuis des observatoires au sol (notés Ob.) ou depuis des satellites (notés Sat.). Les années indiquées correspondent soit aux années de publication dans le cas des systèmes de référence, soit aux années de mise en service (observatoire) ou de lancement (satellite) dans le cas des programmes d'observation. Les « zones » renvoient aux régions du spectre couvertes par les bandes du « système UBVRIZYJHKLMNQ » décrit ci-avant (la zone vBg couvrant des bandes associées dans certains systèmes aux régions violettes, bleues ou vertes (green) du spectre). Cette liste ne vise pas l'exhaustivité.

A noter : Les longueurs d'onde ne sont données qu'à titre indicatif. Une grande diversité de valeurs peut être rencontrée suivant les sources. Chaque fois que possible, la donnée « λ_eff » (longueur d'onde efficace) a été privilégiée mais certaines lignes sont décrites par la donnée « λ_c (centre de bande).

Systèmes spécialisés dans la zone visible et proche infrarouge (longueurs d'onde en nanomètres)
Système ou Programme			zone U	zone vBg	zone V	zone R	zone I	zone Z Y		Autres
Système RI de Kron^[12]		1951				R ou R_K 650	I ou I_K 825
Système UBV de Johnson^[13]		1953	U 360	B 440	V 550
Système de Strömgren^[14]		1956	u 350	v / b 411 / 467	y 547					β narrow et β wide^[15]
Système de Genève^[16]		1962	U 345	B1 / B2 402 / 448	V1 / G 540 / 580					B (425)^[17] V (550)^[18]
Système de Vilnius^[19]		1965	U / P 345 / 374	X / Y 405 / 466	Z / V 516 / 544	S 655
Système UBVRI de Johnson^[20]		1965	U 360	B 440	V 550	R ou R_J 700		I ou I_J 900
Système RI de Cousins^[21]		1976				R ou R_C 640	I ou I_C 790			V^[22]
Système UBVRI de Johnson-Cousins^[23]^,^[24]		1990	U 366	B 436	V 545	R ou R_C 641	I ou I_C 798
Hipparcos-Tycho^[25]	Sat.	1989		B_T 426	V_T 532					H_P^[26]
SDSS^[27]	Ob.	2000	u' 359	g' 481		r' 623	i' 764	z' 906
Pan-STARRS (PS1)^[28]	Ob.	2008		g 481		r 617	i 752	z / y 866 / 962		w^[29]
Dark Energy Survey (DECam)^[30]	Ob.	2013		g 473		r 642	i 784	z / Y 926 / 1009		u et VR
Gaia^[31]	Sat.	2013		G_BP 532		G_RP 797				G^[32] et G_RVS^[33]
Observatoire Vera C. Rubin (LSST)^[34]	Ob.	2024	u 369	g 483		r 622	i 757	z / y 870 / 970
Systèmes spécialisés dans l'infrarouge proche et moyen (longueurs d'onde en micromètres)
Système ou Programme			zone Z Y	zone J	zone H	zone K	zone L	zone M	zone N Q	Autres
Système JHKJLMN de Johnson^[20]		1965		J 1,25	H 1,62	K 2,2	L 3,4	M 5,0	N 10,2	Plus UBVRI
2MASS	Ob.	1997		J 1,25	H 1,65	K_s 2,15
Très Grand Télescope (VLT) (ISAAC)^[35]	Ob.	1998		J_s 1,2	H 1,6	K_s 2,2	L 3,78	Brα 4,07
Spitzer (IRAC)	Sat.	2003					3,6	4,5 / 5,8	8,0	Cf. Spitzer (MIPS)
UKIDSS (WFCAM)	Ob.	2005	Z / Y 0,88 / 1,03	J 1,25	H 1,63	K 2,20
WISE	Sat.	2009					3,4	4,6	12 / 22
VISTA (VIRCAM)	Ob.	2009	Z / Y 0,88 / 1,02	J 1,25	H 1,65	K_s 2,20				NB1.18
Systèmes spécialisés dans l'infrarouge moyen et profond (longueurs d'onde en micromètres)
Système ou Programme			zone N	zone Q	~ 60	~ 90	~ 140	~ 160	~ 210	Autres
IRAS	Sat.	1983	12	25	60	100
Spitzer (MIPS)	Sat.	2003		24	70			160		Cf. Spitzer (IRAC)
AKARI (IRC et FIS)^[36]	Sat.	2006	MIR-S 9	MIR-L 18	N60 65	WIDE-S 90	WIDE-L 140	N160 160
SOFIA (HAWC+)^[37]	Av.^[38]	2010			53	89	154		214
Systèmes spécialisés dans l'ultra-violet (longueurs d'onde en nanomètres)
Système ou Programme
XMM-Newton (OM)^[39]	Sat.	1999		UVW2 212	UVM2 231	UVW1 291	U 344	B 450	V 543
GALEX^[40]	Sat.	2003	FUV 135–175	NUV 175–280

Liens externes[modifier | modifier le code]

(en) Ulisse Munari, Massimo Fiorucci et Dina Moro, « ADPS: the Asiago Database on Photometric Systems » (consulté le 27 décembre 2023) : description de 226 systèmes photométriques publiés avant 2004.
(en) J.C. Mermilliod, B. Hauck et M. Mermilliod, « GCPD: The General Catalogue of Photometric Data » (consulté le 27 décembre 2023) : base de données photométriques d'étoiles (mise à jour 2007) et description de 80 systèmes photométriques (Université de Lausanne).

Travail sur articles "Classification spectrale" et "Astéroïdes de type x"[modifier | modifier le code]

Reste à faire[modifier | modifier le code]

section Répartition des astéroïdes par types spectraux de la page principale
refaire tour des versions pré-modifs (infos pourcentages)

Classification spectrale des astéroïdes
(évaluation => B / moyenne)
Type	Début	Schéma	Dénomb	Explo	Reorg, Tab, Ref	Recycl	Relect	Discus	Notes
type S	OK	OK	OK		OK	OK	OK	BD / moy
type C	OK	OK	OK	OK	OK	OK	OK	BD / moy
type X	OK	OK	OK	(ok)	OK	OK	OK	BD / moy	Section Type Xn
type E	OK	/	OK Thol	(ok)	OK	OK	OK	BD / faib	manque ref hist
type M	OK	/	OK Thol	OK	OK	OK	OK	BD / faib	manque ref hist
type P	OK	/	OK Thol	/	OK	OK	OK	BD / faib
type B	OK	OK	OK Bus	OK	OK	OK	OK	BD / faib
type F	OK	/	OK Thol	/	OK	OK	OK	BD / faib
type G	OK	/	OK Thol	(ok)	OK	OK	OK	BD / faib
type T	OK	OK	OK	(ok ∅)	OK	OK	OK	BD / faib
type D	OK	OK	OK	(ok ∅)	OK	OK	OK	BD / faib
type K	OK	OK	OK	(ok ∅)	OK	OK	OK	BD / faib
type L	OK yc Ld	OK	OK	(ok ∅)	OK	OK	OK	BD / faib	Section Type Ld
type A	OK	OK	OK	(ok ∅)	OK	OK	OK	BD / faib	Sections Inventaire + Pb manteaux manquants
type Q	OK	OK	OK	(ok)	OK	OK	OK	BD / faib
type O	OK	OK	OK	(ok ∅)	OK	OK	OK	BD / faib	Section Liste
type R	OK	OK	OK	(ok ∅)	OK	OK	OK	BD / faib	Section Liste
type V	OK	OK	OK	OK	OK	OK	OK	BD / moy	Section Type J
type J	OK	/	/	/	/	OK	(ok)	éb / faib	(réduit à texte chapeau)

Notes sur anciens contenus[modifier | modifier le code]

Restes anciens tableaux page générale[modifier | modifier le code]

S = silicatés / C = carbonés / X = métalliques

S	Objets composés principalement de silicates. Assez brillants (albédo 0,10-0,22). Ils sont riches en métal (fer, nickel, magnésium principalement). Spectre similaire à celui des météorites sidérolithes.
C	Objets composés principalement de carbone. Très sombres (albédo autour de 0,03). Similaires aux météorites chondrites carbonées. Leur composition chimique est proche de celle du Système solaire primitif, sans les éléments légers et volatils comme les glaces.
F	Diffère de C aussi par l'absence d'absorption d'eau à 3 µm.
M	Objets composés principalement d'alliage fer-nickel. Assez brillants (albédo 0,10-0,18).
P	Situés à l'extérieur de la ceinture et au-delà.
T	Type rare d'astéroïdes de la ceinture interne, de composition inconnue. À cette date, il n'existe aucune météorite analogue connue. On suppose qu'il s'agit d'un type proche des types P ou D, voire un type C fortement altéré.
D	Situé à l'extérieur de la ceinture et au-delà.
A	Caractéristique de la ceinture interne. On pense qu'ils proviennent d'un manteau complètement différencié.
Q	Caractéristique de la ceinture interne. Possède de larges et intenses raies d'olivine et de pyroxène à 1 µm.
V	On suppose que ce sont des fragments de Vesta, son plus gros représentant.

Références[modifier | modifier le code]

Référence présente dans biblio type F, type G (et en ref type C) :

(en) David J. Tholen, Asteroids II, Tucson, University of Arizona Press, 1989, 1139–1150 p. (ISBN 978-0-8165-1123-5), « Asteroid taxonomic classifications »

Référence présente sur les pages type O, type X (et en ref type C) :

(en) Schelte J. Bus et Richard Binzel, « Phase II of the Small Main-belt Asteroid Spectroscopy Survey: A feature-based taxonomy », Icarus, vol. 158, n^o 1,‎ 2002, p. 146–177 (DOI 10.1006/icar.2002.6856, Bibcode 2002Icar..158..146B)

Références présentes sur la page type K :

J. F. Bell A probable asteroidal parent body for the CV and CO chondrites, Meteoritics, Vol. 23, pp. 256 (1988).
J. F. Bell et al. The 52-color asteroid survey: Final results and interpretation, Lunar and Planetary Science, Vol. 19, pp. 57 (1988).

Lien vers Astéroïde basaltique sur les pages type R et type V (maintenu sur type V)

Bandeau ébauche / Portail minéraux[modifier | modifier le code]

Bandeau Cet article est une ébauche concernant un objet mineur sur pages type X, type P, type T, type D, type K, type L, type R, type O, type V

Renvoi vers Portail des minéraux et roches sur pages type S, type C, type B, type P, type T, type K, type L, type A, type O, type R, type J

Choix pour traduction des profils spectraux[modifier | modifier le code]

broad = large / wide = large / narrow = étroit / shallow = peu profond / steep = raide / flat = plat / sharply peaked/pointed = anguleux / weak = faible / sight(ly) = léger(ement) / shortward = avant / longward = après

Travaux à engager sur catégories et infobox[modifier | modifier le code]

Voir :

discussion "Types spectraux astéroïdes : info... et problèmes..." lancée le 01/12/2023 sur Projet:Astronomie/Porte des étoiles... et dans le détail :
- discussion Besoin d'une refonte complète de la catégorisation des types spectraux lancée le 01/12/2023 sur Discussion Catégorie:Classe spectrale d'astéroïdes
- discussion Possibilité d'une mise à jour globale des types spectraux ? Éventuel ajustement du modèle ? lancée le 01/12/2023 sur Discussion Modèle:Infobox Planète mineure

Archive travail sur palettes[modifier | modifier le code]

Travaux du 01/11 au 03/12/2023[modifier | modifier le code]

discussion "Coexistence palettes "Astéroïde", "Comète" et "Petits corps" ?" lancée le 06/11/2023 sur Projet:Astronomie/Porte des étoiles... et dans le prolongement :
- discussion Réorganisation palettes "Astéroïde", "Comète" et "Petits corps" ? lancée le 07/11/2023 sur Discussion Modèle:Palette Petits corps du Système solaire
- Discussion sur le titre de la palette lancée le 03/12/2023 sur Discussion Modèle:Palette Astéroïde
- Discussion sur la partie "Classes spectrales" lancée le 03/12/2023 sur Discussion Modèle:Palette Astéroïde
vague de modifs de la Palette Astéroïde entre le 01/11 et 03/12/2023 : modif conséquente de la section "Classes spectrales" (01/11) / changement titre et refonte importante de la palette (16/11) / ajouts divers (17/11-03/12) / ajout section "Propriétés physiques et Méthodes d'analyse" (03/12)
- rq : la palette elle-même n'a pas été renommée (toujours Modèle:Palette Astéroïde), seul son titre affiché a été modifié
- modifs associées sur la Palette Petits corps du Système solaire (= forte épuration...) (17/11)
discussion "Palettes des pages de planètes mineures" lancée le 21/11/2023 sur Projet:Astronomie/Porte des étoiles = message demandant l'automatisation de l'ajout de la "nouvelle" palette "Planètes mineures" sur toutes les pages de planètes mineures... mais contesté par SenseiAC... et finalement resté sans suite => à relancer ?

Liste d'articles non inclus dans la palette au 03/12/2023[modifier | modifier le code]

Groupes et propriétés dynamiques :
- Principales familles (ex Vesta, Éos...) = délibérément non retenu (un choix serait trop arbitraire) => cf. ajout incise (Liste)
- Distance minimale d'intersection d'une orbite ?
- Froleur = délibérément non retenu (mais page créée par SenseiAC => ?)
- 7 des 9 articles Zénocroiseur, Kronocroiseur... = délibérément non retenu => remplacé par création article Objet croiseur d'une planète (mais ces choix sont contestés par SenseiAC => ?)
Propriétés physiques et Méthodes d'analyse :
- Effet d'opposition ? Albédo de Bond ? Polarisation ? Spectre de réflexion = Réflectance ou Spectrométrie ? Photométrie multibande = Système photométrique ? Inertie thermique ? Période de rotation ? Retour d'échantillon ? Astéroïde basaltique ? Régolithe ? Champ magnétique des astéroïdes (= section d'un article plus large / était présent dans "articles connexes" de le page page planète mineure) ?
Listes :
- Liste des plus grands astéroïdes de la ceinture principale ? Liste des principaux astéroïdes de la ceinture principale classés par masse ? Liste d'objets transneptuniens ? => préférence (discutable) pour la seule liste Liste d'objets du Système solaire => ?
- Liste des objets transneptuniens connus les plus lointains ?
- Liste d'astéroïdes ayant frôlé la Terre ? Liste de cratères d'impact sur Terre ?
- Liste de planètes mineures nommées d'après une rivière ?
- Liste des planètes mineures et comètes explorées par une sonde spatiale (page nouvellement créée 28/11/23) ?
Divers :
- Colonisation des objets transneptuniens ?
- Système solaire (était présent dans "articles connexes" de le page planète mineure) ?
- Objet transneptunien ? Comète ?
- Grand Tack ? Grand bombardement tardif ? Milieu interplanétaire ?
- Planète X, Planète 9, Super-Pluton, Planète V ?

Hypothèse réorganisation partie groupes avec objectif de mettre avant la ceinture principale[modifier | modifier le code]

A noter que cette hypothèse fait disparaitre le lien "Astéroïde" (en dehors du titre) => ?

Modèle thermique des astéroïdes[modifier | modifier le code]

Dans le cadre de l'étude des astéroïdes (ou plus largement des planètes mineures), un modèle de comportement thermique (ou simplement modèle thermique) est un modèle physique permettant de relier le flux de rayonnement thermique émis par l'astéroïde (mesurable par radiométrie infrarouge) avec un ou plusieurs paramètres physiques propres à l'astéroïde. Les modèles les plus simples ne font intervenir que le diamètre moyen et l'albédo comme paramètres libres. Les modèles les plus sophistiqués (on parle généralement de modèle thermophysique) peuvent font intervenir d'autres paramètres libres tels que période de rotation, inertie thermique, paramètre de rugosité macroscopique, etc.

Ces modèles sont couramment utilisés pour déterminer le diamètre moyen et l'albédo géométrique des astéroïdes à travers les relevés astronomiques infrarouge (satellite IRAS, satellite WISE. Ils sont également nécessaires pour étudier finement l'effet Yarkovsky.

Considérations physiques[modifier | modifier le code]

De nombreux paramètres peuvent influencer la manière dont un astéroïde va réfléchir une partie de l'énergie lumineuse reçue du Soleil, en emmagasiner une autre partie par échauffement, restituer cette dernière par rayonnement thermique : forme, taille, rotation (axe et période), propriétés de surface (albédo, présence et taille de régolithe, rugosité macroscopique), angle de phase, caractéristiques thermiques (inertie, émissivité, variation de l'émissivité suivant la longueur d'onde), , etc. L'inertie thermique par exemple est très différente entre un corps poreux (régolithe) et un corps dense (roches possiblement à nues des petits astéroïdes) ce qui influence la manière dont l'astéroïde s'échauffe. La rugosité macroscopique (due aux cratères, rochers, fissures...) génère des effets d'ombre qui induisent un lien entre niveau d'échauffement et angle de phase et un effet particulier aux petits angles (beaming effect, équivalent thermique de l'effet d'opposition).

((4.5 polarization))

Modèles thermiques simples[modifier | modifier le code]

Considérations générales communes[modifier | modifier le code]

Le point de départ est la considération d'un modèle très simplifié : la planète mineure est supposée sphérique, immobile (sans rotation sur elle-même), éclairée par le Soleil à angle de phase nul, chaque élément de surface étant supposé thermiquement isolé de ses voisins et à l'équilibre thermique entre flux réfléchi, flux absorbé et flux thermiquement rayonné.

Dans ce cadre, considérant un élément de surface $\mathrm {d} S$ situé à une colatitude $\theta$ du point subsolaire, on a la relation :

{\frac {S_{0}\left(1-A\right)}{r^{2}}}\ \mathrm {d} S\cos(\theta )=\epsilon \ \sigma \ T(\theta )^{4}\ \mathrm {d} S

Cette relation décrit l'équilibre entre : d'un côté la densité de flux énergétique reçue du Soleil par l'élément de surface ( $S_{0}$ étant la constante solaire, $r$ la distance de la planète mineure au Soleil, $\mathrm {d} S\cos(\theta )$ la section soumise à l'éclairement du Soleil) diminuée de celle réfléchie par sa surface ( $A$ étant l'albédo de Bond de la planète mineure) ; de l'autre la densité de flux énergétique thermiquement rayonné par l'élément de surface ( $T(\theta )$ étant la température de l'élément de surface, $\epsilon$ l'émissivité totale de la planète mineure, $\sigma$ la constante de Stefan-Boltzmann).

L'albédo de Bond $A$ est relié à l'albédo géométrique $\rho _{v}$ par la relation $A=q\ \rho _{v}$ avec $q$ intégrale de phase, paramètre déterminé par la connaissance de la courbe de phase^[41]. On note par ailleurs $T_{SS}=T(0)$ la température au point subsolaire. On obtient alors directement :

T_{SS}=\left[{\frac {S_{0}\left(1-A\right)}{\epsilon \ \sigma \ r^{2}}}\right]^{\frac {1}{4}}

et

T(\theta )=T_{SS}\left[\cos(\theta )\right]^{\frac {1}{4}}

pour

\theta

compris entre

0

et

{\frac {\pi }{2}}

(et

0

pour toute la face non éclairée)

Dans ce même cadre très simplifié, la théorie du rayonnement de corps noir permet d'exprimer le flux énergétique ${F(\lambda )}$ thermiquement rayonné à la longueur d'onde $\lambda$ par l'intégrale :

{F(\lambda )}={\frac {\epsilon (\lambda )}{\Delta ^{2}}}\iint \limits _{\Pi }{B(\lambda ,T)}\mathrm {d} \Omega

Cette intégrale correspond à la somme, sur l'ensemble de la surface projetée $\Pi$ , des énergies rayonnées par chacun des éléments de surface projetée $\mathrm {d} \Omega$ . $\Delta$ est la distance de la planète mineure à la Terre, $\epsilon (\lambda )$ est l'émissivité, $T$ est la température de l'élément de surface $\mathrm {d} \Omega$ et ${B(\lambda ,T)}$ est la formule de radiation de Planck.

Les modèles thermiques simples sont des variations de cette approche.

Détermination du diamètre moyen et de l'albédo[modifier | modifier le code]

La luminosité (magnitude H_v) dépend simultanément de la surface apparente (carré du diamètre D) et du pouvoir réfléchissant (albédo p_v). On utilise fréquemment la formule semi-empirique

D=C_{v}\ {\frac {10^{-H_{v}/5}}{\sqrt {p_{v}}}}

avec

Cv

= 1 329 km.

Modèle thermique standard (STM)[modifier | modifier le code]

Fast Rotating Model (FRM)[modifier | modifier le code]

Near-Earth Asteroid Thermal Model (NEATM)[modifier | modifier le code]

Modèles thermophysiques (TPM)[modifier | modifier le code]

Les modèles thermiques simples (notamment STM et NEATM) restent utilisés dans le cadre de relevés astronomiques pour la détermination de diamètres moyens et albédos. Ils sont toutefois limités pour interpréter le comportement des astéroïdes les mieux connus, pour des procédures de calibration ou pour l'étude fine de l'effet Yarkovsky.

Tableau astéroïdes explorés par sondes spatiales[modifier | modifier le code]

Ok transféré 02/10/2023 (ajout dans page Astéroïde) (sauf dernière ligne / sonde Lucy => évènement prévu 01/11/2023)

Astéroïdes explorés par des sondes spatiales
Année	Astéroïde	Type d'astéroïde	Opérations réussies	Sonde	Organisme	Lancement
2018-2019	(162173) Ryugu	Géocroiseur / Apollon	Orbiteur + 2 Rovers + Atterrisseur + Impacteur + Retour 2 échantillons (2020)	Hayabusa 2	JAXA	2014
2019-2021	(101955) Bénou	Géocroiseur / Apollon	Orbiteur + Retour échantillon (2023)	OSIRIS-REx	NASA	2016
2019	(486958) Arrokoth	Ceinture de Kuiper / Cubewano	Survol	New Horizons	NASA	2006
2022	Dimorphos	Géocroiseur / Apollon	Impact en vue de déviation	DART	NASA	2021
2023	(152830) Dinkinesh	Ceinture principale	Survol	Lucy	NASA	2021

Bibliographie[modifier | modifier le code]

Ok transféré 02/10/2023 (ajouts dans pages Astéroïde et Planète mineure)

Version page Astéroïde[modifier | modifier le code]

Sont mentionnés ici des ouvrages de vulgarisation. Se reporter à la bibliographie de la page Planète mineure pour une bibliographie plus scientifique.

Jean-Claude Merlin, Les astéroïdes, Chantilly, Tessier & Ashpool, 2003, 292 p. (ISBN 978-2909467061)
Jean-Pierre Luminet, Astéroïde, Paris, Le Seuil, coll. « Points Sciences », 2005, 288 p. (ISBN 978-2020808217)
Jean-Pierre Luminet, Astéroïdes : la Terre en danger, Paris, Le Cherche midi, 2012, 272 p. (ISBN 978-2749117799)
Hors-série Pour la science (Dossier Pour la science), vol. 90 : Planètes naines, météorites, astéroïdes, comètes : ces objets célestes qui nous racontent les débuts du Système solaire, janvier 2016, 124 p.
Hors-série Ciel et Espace, vol. 36 : Les astéroïdes : créateurs et destructeurs de mondes, avril 2020, 100 p.

Version page Planète mineure[modifier | modifier le code]

Sont mentionnés ici des ouvrages scientifiques ou universitaires. Se reporter à la bibliographie de la page Astéroïde pour une liste d'ouvrages de vulgarisation.

Peu d'ouvrages d'enseignement universitaire spécifiques ont été publiés, le sujet étant le plus souvent abordé dans des cours ou des ouvrages traitant plus généralement de planétologie.

(en) Thomas H. Burbine, Asteroids : Astronomical and Geological Bodies, Cambridge University Press, 2016, 394 p. (ISBN 978-1107096844)

La série Asteroids initiée en 1979 produit environ tous les 10 ans (1979, 1989, 2002, 2015) un ouvrage collectif de référence sur l'état de l'art des connaissances scientifiques relatives aux planètes mineures. La dernière édition est celle de 2015.

(en) Patrick Michel (dir.), Francesca E. DeMeo (dir.) et William F. Bottke (dir.), Asteroids IV, Tucson, University of Arizona Press, 2015, 895 p. (ISBN 978-0816532131) (voir sommaire détaillé sur Project MUSE)

Un livre de la même collection, sorti en 2008, traite plus spécifiquement des objets transneptuniens.

(en) M. Antonietta Barucci (dir.), Hermann Boehnhardt (dir.), Dave P. Cruikshank (dir.) et Alessandro Morbidelli (dir.), The Solar System Beyond Neptune, Tucson, University of Arizona Press, 2008, 592 p. (ISBN 978-0816527557)

Le Dictionary of Minor Planet Names est un autre ouvrage de référence publié par l'Union astronomique internationale, sous la supervision de Lutz D. Schmadel, traitant des noms officiellement attribués aux planètes mineures. La première édition date de 1992. Il est depuis régulièrement réédité et mis à jour.

Asteroids (livre)[modifier | modifier le code]

Ok transféré 02/10/2023 (création page Asteroids (livre))

Asteroids est une série d'ouvrages collectifs de référence sur l'étude des astéroïdes et des planètes mineures, publiée par l'Université de l'Arizona. La première version a été publiée en 1979 puis de nouvelles versions ont régulièrement été établies en 1989, 2002 et 2015. Chaque version dresse un panorama complet des connaissances au moment de leur publication, à travers des articles de synthèse produits par les plus grands spécialistes.

Physical Studies of Minor Planets, 1971[modifier | modifier le code]

Cet ouvrage, publié par la NASA, précède la sortie de la première version de Asteroids en 1979 mais peut à bien des égard être regardé comme en étant une préconfiguration. Il s'agit dans les deux cas d'ouvrages collectifs à visée de synthèse, supervisés par Tom Gehrels, faisant suite à une rencontre scientifique tenue à Tucson (en l’occurrence en mars 1971, avec 140 participants pour la plupart américains). Le contenu est structuré en trois parties : "Observations" (23 articles), "Origin of asteroids / Interrelations with comets, meteorites, and meteors" (26 articles), "Possible space missions and future work" (20 articles).

Asteroids, 1979[modifier | modifier le code]

Cette première version, dirigée par Tom Gehrels, fait suite à une rencontre scientifique qui s'est tenue à Tucson en mars 1979^[42]. Sa sortie est significative de la lente émergence, à partir des années 1950, d'une véritable science dédiée à l'étude des astéroïdes^[42]. Dans une revue de l'ouvrage, Stephen P. Maran souligne qu'il n'existe alors « aucun antécédent significatif d'une comparable envergure »^[43]. L'ouvrage propose 41 articles de synthèse^[42] ainsi qu'une table listant les propriétés des astéroïdes connus en 1979^[43].

Les 3 articles introductifs^[42] sont révélateurs des sujets abordés :

« The asteroids: history, survey, techniques, and future work. » par Tom Gehrels
« The asteroids: nature, interrelations, origin, and evolution. » par Clark R. Chapman
« The asteroids: accretion, differentiation, fragmentation, and irradiation. » par Laurel L. Wilkening

Asteroids II, 1989[modifier | modifier le code]

Cette deuxième version est dirigée par Richard P. Binzel, Tom Gehrels et Mildred Shapley Matthews. Elle fait cette fois encore suite à une rencontre scientifique tenue à Tucson en mars 1988^[44]. L'ouvrage regroupe 52 articles de synthèse écrits par 100 auteurs issus de 12 pays^[45], ainsi qu'un glossaire d'environ 350 termes et abréviations^[45]. Il est divisé en quatre parties : « exploration » (sur techniques d'observation et expérimentations en laboratoire, 200 pages) ; « propriétés physiques et structurelles » (400 pages) ; « origine et évolution » ; « études spatiales »^[44]. Il contient également 200 pages de tableaux sur les astéroïdes connus et leurs propriétés (éléments orbitaux, familles, magnitudes, couleurs, albédos, diamètres, classes spectrales, courbes de lumière, paramètres de rotation)^[45].

Atsreoids III, 2002[modifier | modifier le code]

Cette troisième version est dirigée par William F. Bottke, Alberto Cellino, Paolo Paolicchi et Richard P. Binzel. Il mobilise 150 auteurs.

L'ouvrage est divisé en six parties (voir sommaire détaillé sur Project MUSE) :

Part I: Introduction (2 articles dont 1 sur le bicentenaire de la découverte de (1) Cérès par Giuseppe Piazzi)
Part II: Remote Observations
- 2.1. Surveys: Numbers, Orbits, Biases, and Size Distributions (5 articles)
- 2.2. Physical Properties: Sizes, Shapes, Spins, and Composition (13 articles)
Part III: In Situ Exploration (4 articles)
Part IV: Evolutionary Processes
- 4.1. Dynamical (3 articles)
- 4.2. Collisional (8 articles)
- 4.3. Cosmochemical (2 articles)
- 4.4. Space Weathering (1 article)
Part V: History and Interrelations with Other Solar System Bodies
- 5.1. Asteroid Families (4 articles)
- 5.2. Relationships (3 articles)
- 5.3. Origins (4 articles)
- 5.4. The Impact Hazard (1 article)
Part VI: Databases (1 article décrivant les bases de données disponibles)

Asteroids IV, 2015[modifier | modifier le code]

Cette quatrième version est dirigée par Patrick Michel, Francesca E. DeMeo et William F. Bottke.

L'ouvrage est divisé en cinq parties (voir sommaire détaillé sur Project MUSE) :

Part 1: Introduction (1 article)
Part 2: Physical and Compositional Properties (19 articles)
Part 3: Space Missions (4 articles)
Part 4: Evolutionary Process (16 articles)
Part 5: Groundbased Surveys, Hazards, and Future Exploration (4 articles)

The Solar System Beyond Neptune[modifier | modifier le code]

Parallèlement à la poursuite de la série Asteroids, l'Université de l'Arizona a également édité en 2008, dans la même collection et dans le même esprit, un ouvrage dédié aux objets transneptuniens, The Solar System Beyond Neptune, supervisé par M. Antonietta Barucci, Hermann Boehnhardt, Dave P. Cruikshank et Alessandro Morbidelli.

Bibliographie[modifier | modifier le code]

(en) Tom Gehrels (dir.), Physical Studies of Minor Planets, Washington, National Aeronautics and Space Administration, 1971, 687 p.
(en) Tom Gehrels (dir.), Asteroids, Tucson, University of Arizona Press, 1979, 1181 p. (ISBN 978-0816506958)
(en) Richard P. Binzel (dir.), Tom Gehrels (dir.) et Mildred Shapley Matthews (dir.), Asteroids II, Tucson, University of Arizona Press, 1989, 1258 p. (ISBN 978-0816511235)
(en) William F. Bottke Jr. (dir.), Alberto Cellino (dir.), Paolo Paolicchi (dir.) et Richard P. Binzel (dir.), Asteroids III, Tucson, University of Arizona Press, 2002, 785 p. (ISBN 978-0816522811) (voir sommaire détaillé sur Project MUSE)
(en) Patrick Michel (dir.), Francesca E. DeMeo (dir.) et William F. Bottke (dir.), Asteroids IV, Tucson, University of Arizona Press, 2015, 895 p. (ISBN 978-0816532131) (voir sommaire détaillé sur Project MUSE)
(en) M. Antonietta Barucci (dir.), Hermann Boehnhardt (dir.), Dave P. Cruikshank (dir.) et Alessandro Morbidelli (dir.), The Solar System Beyond Neptune, Tucson, University of Arizona Press, 2008, 592 p. (ISBN 978-0816527557)

Propriétés physiques[modifier | modifier le code]

Ok transféré 03/10/2023 (ajout dans page Planète mineure)

Les propriétés physiques de la majorité des planètes mineures sont mal connues. Seule la magnitude absolue est estimée systématiquement lors de la découverte d'un nouvel objet. Les autres propriétés (diamètre moyen, albédo, type spectral, période de rotation, forme, masse...) nécessitent des campagnes d'étude spécifiques ou même des études au cas par cas. Elles sont par ailleurs difficiles à déterminer pour les objets lointains ou de petite taille, souvent connus qu'à travers des images de quelques pixels. Les grands relevés astronomiques modernes (SDSS, WISE, Gaia, LSST...) accélèrent toutefois depuis 2010 l'accès à de nombreuses données.

Ne sont détaillées ici que des propriétés accessibles depuis la Terre ou des télescopes spatiaux. L'exploration par des sondes spatiales donne bien entendu accès à des informations plus précises et plus diversifiées (voir section Exploration par des sondes spatiales).

Propriétés lumineuses[modifier | modifier le code]

V^[46] = magnitude apparente (sans unité mais parfois indiquée en mag) : caractérise, sur une échelle logarithmique, la luminosité de la planète mineure vue depuis la Terre ; elle dépend des positions relatives de la Terre, de la planète mineure et du Soleil, et donc du moment de l'observation ; l'échelle est « inversée » dans le sens où une magnitude élevée correspond à une faible luminosité ;
H ou H_v^[46] = magnitude absolue (sans unité mais parfois indiquée en mag) : magnitude apparente qu'aurait la planète mineure si elle était ramenée à 1 unité astronomique de la Terre et si le Soleil qui l'éclaire était lui même situé à 1 unité astronomique ; c'est la magnitude indiquée dans les bases de données ; c'est la seule donnée physique intrinsèque disponible pour l'ensemble des planètes mineures ;
Courbe de lumière : évolution cyclique de la magnitude (à l'échelle de quelques heures ou quelques jours) due à la rotation de la planète mineure ; c'est une une donnée importante pour l'étude des planètes mineures car à la fois facile à mesurer et riche en informations (rotation, forme) ;
Courbe de phase : évolution de la magnitude en fonction de l'angle de phase (angle d'éclairement) ; cette courbe caractérise notamment le niveau de l'effet d'opposition ; un lien existe également avec l'albédo ;
G ou G_v^[46] = paramètre de pente (slope parameter) : paramètre permettant de décrire la forme de la courbe de phase et donc le niveau de l'effet d'opposition ; sa connaissance permet de calculer H_v à partir de V et inversement ; sa valeur précise n'a été déterminée que pour une faible part des planètes mineures et, à défaut, une valeur de 0,15 est le plus souvent utilisée, ce qui induit une incertitude sur les valeurs de H_v ;
p ou p_v^[46] = albédo géométrique (coefficient de 0 à environ 1^[47]) : caractérise le pouvoir réfléchissant de la surface de la planète mineure ; les valeurs varient typiquement entre 0,02 (corps sombre) et 0,5 (corps moyennement réfléchissant) mais peuvent atteindre 0 (comportement de corps noir) ou dépasser 0,9 (corps très réfléchissant) ; l'albédo est le plus souvent estimé conjointement avec le diamètre moyen à partir de mesures de rayonnement thermique dans l'infrarouge ;
A = albédo de Bond (ou bolométrique) (coefficient de 0 à 1) : cette autre manière de définir l'albédo est surtout utilisée dans les calculs de rayonnements thermiques ;
Courbe de phase polarimétrique : évolution du degré de polarisation en fonction de l'angle de phase (angle d'éclairement) ; un lien existe avec l'albédo géométrique.

Propriétés spectrales[modifier | modifier le code]

La lumière renvoyée par la planète mineure possède un spectre dont la caractérisation permet notamment de formuler des hypothèses sur sa composition minérale.

spectre de réflexion : courbe spectrale détaillée, sur une plage de longueurs d'onde donnée, mettant notamment en visibilité des pics d'absorption ; nécessite des mesures pointues par spectrométrie ;
gradient spectral (spectral slope) : caractérisation très simple du spectre à travers sa pente moyenne sur la plage de longueurs d'onde considérée ; dans le visible, un slope positif est dit « rouge » (cas de la plupart des astéroïdes) et un slope négatif est dit « bleu » (caractéristique des astéroïdes de type B) ;
indices de couleur (sans dimension) : caractérisent le spectre de manière simple et facilement mesurable via des comparaisons de magnitudes entre différentes bandes spectrales ; on utilise notamment les indices U-B (ultraviolet / bleu), B-V (bleu / visible^[48]), V-R (visible / rouge) ou R-I (rouge / proche infrarouge) ;
type spectral : plusieurs systèmes de classification (ou taxonomies) des courbes spectrales ont été proposés depuis les années 1970 ; les classifications de référence sont notamment celles dites de Tholen, de Bus (ou SMASSII) et de Bus-DeMeo ; le type spectral n'est clairement établi (par mesure de spectre) que pour quelques milliers d'astéroïdes.

Propriétés thermiques[modifier | modifier le code]

T = température (en K) : on parle notamment de la température subsolaire (T_SS), c'est-à-dire de la température de surface au point subsolaire ;
Γ = inertie thermique : caractérise la résistance au changement de température ; c'est le paramètre thermique intervenant le plus souvent dans les modèles thermophysiques modernes.

Propriétés de taille, forme, masse, densité[modifier | modifier le code]

D = diamètre moyen (en km ou m) : diamètre de la sphère équivalente ; il est le plus souvent déterminé grâce à des mesures de rayonnement thermique dans l'infrarouge ;
dimensions (en km ou m) : dimensions caractérisant la forme générale de la planète mineure, par exemple les trois dimension de l'ellipsoïde équivalent ; ces dimensions peuvent être estimées par la méthode des occultations ou par des « observations radar » ; l'étude des courbes de lumière donne également accès à des informations sur la forme mais pas sur la taille ;
M = masse (en kg)^[49] : sa détermination nécessite de visualiser des interactions gravitationnelles et reste de ce fait rare ; elle peut être calculée dans le cas des planètes mineures possédant un satellite via la troisième loi de Kepler ; des perturbations de trajectoires lors de rapprochements entre planètes mineures peuvent également être exploitées ;
ρ = densité ou masse volumique (en kg/m³) : la masse permet de calculer la densité ; celle-ci permet d'enrichir les hypothèses sur la composition ou sur la structure (porosité) de la planète mineure.

Rotation propre[modifier | modifier le code]

Le mouvement de rotation de la planète mineure sur elle-même est également appelé spin. Il est notamment décrit par deux paramètres :

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 (période supérieure à 50 jours pour les plus lentes^[50]), d'autres au contraire très rapidement (périodes inférieures à 1 minute pour les plus rapides^[51]) ;
inclinaison de l'axe de rotation (angle en degrés) (ou position du pôle).

Composition, structure, système, propriétés diverses[modifier | modifier le code]

Une planète mineure est par ailleurs caractérisable par :

sa composition : des hypothèses plus ou moins fiables peuvent être posées à partir des informations spectrales, de l'albédo, de la densité... ;
sa structure de surface : des hypothèses sur la taille des grains de régolithe ou sur la rugosité macroscopique (due aux cratères, rochers, fissures...) peuvent être posées à partir de la courbe de phase (effet d'opposition) ou des propriétés polarimétriques ou thermophysiques notamment ;
sa structure interne : on distingue par exemple les corps binaires à contact, les agglomérats lâches, les corps possédant une différenciation planétaire, etc. ;
son éventuelle activité cométaire : on parle alors d'astéroïde actif ;
son éventuelle appartenance à un système composé de plusieurs corps tournant les uns autour des autres : on parle alors de planète mineure binaire, triple ou multiple, ou encore de système astéroïdal ; les petits corps gravitant autour d'un plus gros peuvent être désignés comme satellites de planètes mineures ;
on a par ailleurs découvert des anneaux autour de plusieurs planètes mineures dont (10199) Chariclo et (136108) Hauméa.

Méthodes d'analyse[modifier | modifier le code]

Ok transféré 04/10/2023 (ajout dans page Planète mineure)

Observation directe au télescope[modifier | modifier le code]

Du fait de leur petitesse ou de leur éloignement, l'observation directe des planètes mineures est longtemps restée impossible et reste encore aujourd'hui limitée aux plus gros objets. Ce sont le développement des systèmes d'optique adaptative équipant les grands télescopes et, parallèlement, le lancement du télescope spatial Hubble qui ont permis d'accéder aux premières images détaillées. La première image significative de (1) Cérès, plus gros astéroïde la ceinture principale, n'est obtenue qu'en 1993. Ces observations (dites à haute résolution angulaire) permettent un accès direct à de nombreuses informations : forme, taille, période et axe de rotation, systèmes multiples, taches de couleur ou d'albédo^[52]... Une étude publiée en 2006 estimait qu'environ 200 astéroïdes de la ceinture principales seraient susceptibles d'être étudiés de cette manière^[52].

Images de (1) Cérès (D ~ 950 km) / VLT, 2015.
Image de (704) Interamnia, l'un des 10 plus grands astéroïdes de la ceinture principale (D ~ 330 km) / VLT, 2021.
Image de (762) Pulcova, l'un des 100 plus grands astéroïdes de la ceinture principale (D ~ 137 km) / Hubble, 2005.
Image de (28978) Ixion, l'un des 15 plus grands objets de la ceinture de Kuiper (D ~ 710 km) / Hubble, 2006.

Astrométrie, photométrie, spectrométrie, polarimétrie[modifier | modifier le code]

A défaut de pouvoir observer directement leur contour et leur surface, c'est, comme souvent en astronomie, l'étude de leur lumière qui donne accès à l'essentiel des connaissances, via différentes techniques d'analyse.

Astrométrie[modifier | modifier le code]

L'astrométrie est la discipline qui vise à optimiser la connaissance des positions et des vitesses des corps célestes. Dans le cas des planètes mineures, il s'agit d'améliorer la précision des éléments orbitaux (demi-grand axe, excentricité, inclinaison...) et des éphémérides (prévision de leur trajectoire future). Ces données sont importantes pour étudier la stabilité de leurs trajectoires, les risques d'impact avec la Terre, les familles collisionnelles, l'effet Yarkovsky... ou encore pour prévoir les périodes favorables d'observation (opposition, passage au périhélie), les possibilités d'étude par occultation stellaire, la planification des explorations par des sondes... Des progrès réguliers ont été réalisés mais les plus récents (notamment ceux permis par le satellite Gaia) permettent même, depuis les années 2010, de déterminer la masse de plusieurs dizaines de planètes mineures par l'étude des petites perturbations des trajectoires (passage à proximité d'un autre astéroïde, influence des planètes).

Photométrie[modifier | modifier le code]

La photométrie (mesure de luminosité) est l'outil de base de l'étude des planètes mineures, le seul, avec l'astrométrie, à disposition jusque dans les années 1970, et toujours au cœur des données acquises par les grands relevés astronomiques modernes.

Elle donne de base accès à une bonne estimation de la magnitude absolue, seule donnée physique connue pour l'ensemble des planètes mineures. L'étude des courbes de phase (évolution de la luminosité selon l'angle d'éclairement par le Soleil) permet d'affiner la détermination de la magnitude absolue et d'étudier l'effet d'opposition, lui-même relié à l'albédo ou à la présence de régolithe.

A partir des années 1970, l'étude des courbes de lumière (évolution cyclique de la magnitude sur des périodes de quelques heures ou quelques jours) devient l'une des principales sources d'information sur les planètes mineures. Elle donne directement accès à la période de rotation de l'objet sur lui-même. Des traitements plus subtils permettent également de déterminer l'axe de rotation ou de repérer des systèmes binaires^[52]. Depuis les années 2000, la méthode dite d'inversion des courbes de lumière permet même d'accéder à des informations sur la forme (seulement l'enveloppe convexe et sans information de taille)^[52]. Cette méthode est couteuse en temps d'observation mais peu exigeante en puissance de télescope, ce qui en a fait un champ actif de science participative (collaboration astronomes professionnels et amateurs)^[52]. La comparaison de courbes de lumières obtenues depuis plusieurs décennies est également le principal moyen d'étudier l'influence de l'effet YORP^[52]. Les relevés astronomiques modernes (par exemple Gaia ou LSST) permettent l'acquisition de courbes de lumière dites éparses (reconstituées à partir d'observations distantes dans le temps), moins précises mais progressivement disponibles pour un très grand nombre d'objets.

On appelle spectrophotométrie l'étude des spectres de lumière à travers des méthodes photométriques, plus faciles à déployer que la spectrométrie proprement dite. La photométrie multibande (photométrie à travers différents filtres) est née dans les années 1950 avec la photométrie UBV. Les récents relevés astronomiques (par exemples SDSS, Pan-STARRS ou LSST dans le domaine visible, 2MASS, Spitzer, ou WISE dans l'infrarouge) multiplient sans cesse l'acquisition de nouvelles données, y compris pour les objets transneptuniens.

Spectrométrie[modifier | modifier le code]

La spectrométrie est l'étude des spectres via leur acquisition détaillée sur une plage spectrale donnée. Elle nécessite des campagnes spécifiques (par exemple SMASSII dans les années 1990 pour le domaine visible ou IRTF dans les années 2000 pour le domaine infrarouge) qui ne concernent généralement que quelques centaines d'objets. C'est l'outil le plus performant pour obtenir des informations sur la composition des planètes mineures. C'est également à partir d'études statistiques sur les spectres ainsi obtenus qu'ont été élaborés les systèmes de classification spectrale.

Polarimétrie[modifier | modifier le code]

La polarimétrie est l'étude de la polarisation de la lumière réfléchie par les corps du Système solaire (alors que celle qu'ils reçoivent du Soleil ne l'est pas). Son usage pour l'étude des planètes mineures émerge au début des années 1970^[53]. On étudie notamment la courbe de phase polarimétrique qui décrit l'évolution du degré de polarisation en fonction de l'angle de phase (angle d'éclairement du Soleil). Comme pour la courbe de phase photométrique, des liens existent avec l'albédo et avec d'autres propriétés de surface (taille des grains de régolithe, type spectral)^[53]. Une loi empirique permet de déterminer l'albédo géométrique par polarimétrie^[53] mais cette méthode n'est utilisée que pour des études spécifiques ou complémentaires, la grande majorité des albédos étant aujourd'hui déterminés par radiométrie thermique infrarouge.

Radiométrie thermique infrarouge[modifier | modifier le code]

Outre la lumière réfléchie, on peut également étudier le rayonnement thermique émis par les planètes mineures suite à leur échauffement par le Soleil. Cette approche est surtout possible depuis l'avènement des télescopes spatiaux dédiés aux observations dans l'infrarouge moyen. On peut notamment citer le satellite IRAS (le premier, en 1983) et le satellite WISE (en 2010). Via le recours à un modèle de comportement thermique^[54], les mesures de flux énergétique infrarouge permettent de déterminer les diamètres moyens (à environ 10% près^[55]) et albédos géométriques (à environ 20 à 30% près^[55]^,^[56]). La grande majorité des diamètres et albédos ont été déterminés de cette manière^[54] (environ 2 000 en 1992 via les résultats de IRAS, environ 150 000 en 2012 via ceux de WISE).

Depuis les années 2000, les données à disposition permettent d'utiliser des modèles thermiques plus sophistiqués (dits modèles thermophysiques ou TPM^[57]), donnant accès à des informations sur l'inertie thermique ou la rugosité macroscopique (due aux cratères, rochers, fissures...) des planètes mineures, à une meilleure connaissance de leurs environnements thermiques, à des études plus précises des processus en jeu dans les effets Yarkovsky et YORP^[57]...

Méthode des occultations[modifier | modifier le code]

Le passage d'une planète mineure devant une étoile (phénomène fréquent^[58] et aujourd'hui bien prédit du fait d'une précision croissante sur les positions des étoiles et les trajectoires des planètes mineures) génère une occultation de l'étoile, comme une courte « extinction » de quelques secondes. Différentes mesures de l'instant et de la durée de l'occultation, réalisées depuis différents points d'observation, permettent de reconstituer le contour et la taille projetée de l'objet. En outre, l'observation d'au moins trois occultations d'un même objet permet d'en déterminer l’ellipsoïde équivalent et l'axe de rotation^[52]. Cette méthode nécessite de nombreuses observations simultanées via des petits télescopes mobiles, ce qui en fait un champ actif de science participative (collaboration astronomes professionnels et amateurs)^[52]^,^[58]. Cette méthode est notamment utilisée pour préparer l'envoi de sondes spatiales afin de préciser les informations obtenues via la courbe de lumière (forme convexe) ou par radiométrie infrarouge (diamètre moyen).

Astronomie radar[modifier | modifier le code]

Image du géocroiseur (4179) Toutatis obtenue en 1996 via radiotélescopes de l'observatoire Goldstone.

Les techniques d'astronomie radar appliquées aux astéroïdes émergent progressivement durant les années 1970 et 1980. L'étude en 1989 de l'astéroïde (4769) Castalie est parfois citée comme jalon marquant de leur développement. Elles sont aujourd'hui suffisamment performantes pour s'appliquer aux petits astéroïdes géocroiseurs s'approchant de la Terre et aux plus gros astéroïdes de la ceinture principale. Elles permettent de sensiblement améliorer la connaissance des éléments orbitaux des astéroïdes géocroiseurs^[52] (position mesurée par délai d'écho et vitesse par effet Doppler) et donnent accès à des informations précises sur la forme, la taille et la rotation^[52]. Elles permettent également d'étudier l'effet Yarkovsky, ou l'effet YORP pour les astéroïdes tournant rapidement sur eux-même^[52].

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

Article détaillé : Liste des astéroïdes explorés par des sondes spatiales.

Le survol en 1991 par la sonde Galileo, lors de son transit vers Jupiter, de l'astéroïde (951) Gaspra est un évènement : on visualisait pour la première fois la forme et la surface d'un astéroïde. Quelques autres survols ont suivi avant un autre jalon important en 2000, l'entrée en orbitation autour de (433) Éros de la sonde NEAR Shoemaker. A ce jour (2023), une quinzaine de planètes mineures ont pu ainsi être observées, dont six astéroïdes étudiés par des orbiteurs et deux objets transneptuniens (Pluton et (486958) Arrokoth).

L'exploration par des sondes spatiales, y compris de simples survols, permet en premier lieu d'obtenir des mesures plus précises pour toutes les informations recueillies depuis la Terre ou les satellites : forme, taille, masse (par influence gravitationnelle de la planète mineure sur la sonde elle-même), densité, albédo, spectre, présence d'un éventuel satellite... Notamment dans le cas de sondes de type orbiteur, on peut accéder à diverses cartographies détaillées : relief (par télémétrie laser ou radar), champ gravitationnel, champ magnétique, températures... Des mesures par spectrométrie X ou gamma permettent également de caractériser finement la composition chimique et minéralogique.

Les images obtenues ainsi que diverses expériences (par exemple la création en 2019 d'un cratère sur (162173) Ryugu par le petit impacteur SCI de la sonde Hayabusa 2) ouvrent par ailleurs un nouveau champ d'étude portant sur la « géomorphologie » et la « géodynamique » des planètes mineures : disposition et propriétés de la régolithe, des cratères, des éventuels rochers, collines ou fissures, des éventuelles différences locales d'albédo ou de composition...

Un nouveau jalon majeur est aussi marqué par les premiers retours d'échantillons. Après les grains de poussière ramenés par la sonde Hayabusa en 2010, ce sont surtout les échantillons ramenés par les sondes Hayabusa 2 en 2020 et OSIRIS-REx en 2023 qui lancent véritablement ce nouveau champ d'études en laboratoires.

Courbe de phase[modifier | modifier le code]

Ok transféré 03/10/2023 (création page Courbe de phase)

Pour les objets du Système solaire, la courbe de phase (ou fonction de phase) est la courbe décrivant la variation de leur luminosité (plus précisément de leur magnitude réduite) en fonction de l'angle d'éclairement (dit angle de phase).

La courbe de phase est un outil important pour l'étude des astéroïdes car elle permet de déterminer correctement leur magnitude absolue H, définie à angle de phase nul et de ce fait rarement mesurable de manière directe. Les courbes de phase sont pour cela modélisées à travers un système normé dit « système H, G » où G est un paramètre technique appelé paramètre de pente (slope parameter en anglais).

La courbe de phase des astéroïdes est par ailleurs directement liée au phénomène dit effet d'opposition (surcroit important de luminosité lorsque l'objet passe près de son point d'opposition au Soleil), ainsi qu'aux propriétés d'albédo et propriétés de surface à différentes échelles (présence et finesse de régolithe, micro-reliefs dus aux cratères ou rochers et à l'origine de phénomènes d'ombre...).

D'autres paramètres descriptifs de la courbe de phase sont parfois utilisés, par exemple la pente de phase ou l'intégrale de phase (voir section Liens avec l'albédo).

Courbe de phase et effet d'opposition[modifier | modifier le code]

La magnitude apparente V d'un objet du Système solaire à un moment donné dépend simultanément des distances (entre le Soleil et cet objet et entre la Terre et cet objet) et de l'angle Soleil-objet-Terre dit angle de phase α. La courbe de phase est obtenue en « neutralisant » l'influence des distances, c'est-à-dire en les ramenant à 1 unité astronomique pour obtenir la magnitude dite réduite H(α)^[59]. H(0), à angle de phase nul, correspond à la magnitude absolue H.

Dans le cas des objets ne possédant pas d'atmosphère (et donc sans phénomène de diffusion associé), comme pour les astéroïde, la lune ou d'autres satellites de planètes, les courbes de phase sont approximativement linéaires pour des angles compris entre 10° et 30° (angles usuels d'observation des astéroïdes) mais ont tendance à présenter un pic non linéaire en dessous d'un seuil généralement situé entre 2 et 7°. Ce pic de luminosité correspond au phénomène nommé effet d'opposition. Il est plus ou moins marqué suivant les objets, dépendant notamment de leur état de surface, en particulier de la présence de régolithe plus ou moins fine.

On considère que deux phénomènes se combinent pour expliquer la forme de la courbe de phase. Les ombres des micro-reliefs auraient une influence linéaire et constitueraient le phénomène dominant pour α > 5°^[60]. Un phénomène de rétrodiffusion cohérente, dominant aux très petits angles, serait la principale origine du pic non linéaire.

Le système H, G[modifier | modifier le code]

En pratique, les astéroïdes sont rarement observés à angle de phase nul, ce qui rend la détermination directe de leur magnitude absolue H difficile, voire impossible pour certains astéroïdes. Un modèle permettant de décrire les courbes de phase est donc nécessaire pour déterminer H = H(0) à partir des mesures de H(α) disponibles. Pour répondre à cet enjeu, l'Union astronomique internationale a adopté en 1985 une convention connue comme « système H, G »^[61]^,^[62] visant à caractériser la courbe de phase de manière très simple à partir de seulement deux paramètres.

Bien que visant à décrire une courbe non linéaire, le système repose lui-même sur un principe linéaire permettant une détermination facile de H et G dès lors qu'on dispose de quelques mesures à des angles de phase variés. Il est défini sur la plage 0-120° mais est optimisé pour les angles inférieurs à 20°^[62]. Le paramètre G est désigné comme slope parameter (paramètre de pente). Sa valeur n'est pas bornée entre 0 et 1^[61] mais le système est ajusté pour que la valeur 0 corresponde à un fort effet d'opposition (courbe de phase avec pic marqué) et la valeur 1 à un faible effet d'opposition (courbe de phase quasi-linéaire jusqu'à 0°).

Une fois H et G déterminés, on peut, en sens inverse, calculer la magnitude apparente V pour n'importe quel instant futur, ce qui est utile pour renseigner des éphémérides et prévoir les futures périodes favorables d'observation.

Une détermination précise des paramètres H et G demande de multiples mesures de V, à des angles de phase variés, y compris en dessous de 5°. Ces conditions sont rarement réunies et, en pratique, en 2010, la valeur de G n'était déterminée que pour moins de 0,1 % des astéroïdes^[61]. L'usage le plus fréquent est d'adopter une valeur standardisée de 0,15^[61]^,^[62], ce qui permet de calculer directement une valeur pour H à partir d'une seule mesure de V^[63]. Cela explique une partie des marges d'erreur importantes pour les valeurs de H indiquées dans les bases de données^[55], ces erreurs se reportant de manière amplifiée sur les estimations d'albédo géométrique p_v^[61]^,^[55] lorsqu'elles sont déterminées (cas le plus fréquent) à partir de mesures thermiques dans l'infrarouge et de la formule semi-empirique reliant H, D et p_v^[64]^,^[55]. Cela souligne l'importance d'une meilleure détermination des courbes de phase.

Le système H, G₁, G₂[modifier | modifier le code]

Le système H, G est un compromis entre simplicité d'usage et précision. D'autres modèles plus précis ont été proposés durant les années 1980-1990^[60] mais sans répondre aux mêmes besoins de simplicité. Bien qu'assez grossier, il apporte une réponse satisfaisante dans la plupart des cas mais montre aussi des limites significatives pour les astéroïdes présentant un effet d'opposition peu marqué, cas fréquent des astéroïdes d'albédo faible ou élevé^[61]^,^[60]. En 2010, une étude (Karri Muinonen et al.) montre qu'il est impossible d'apporter une amélioration significative en restant sur un système à deux paramètres et basé sur un principe linéaire^[61]. Il est proposé en conséquence un système à trois paramètres, dit « système H, G₁, G₂ », construit sur le même principe linéaire sous-jacent que le système H, G^[61]. L'usage de ce système à trois paramètres en remplacement du système H, G usuel n'est pertinent que dans le cas de mesures photométriques de qualité et couvrant des angles de phase variés. Les grands programmes de cartographie du ciel (SDSS, Pan-STARRS, Gaia, LSST...) devraient progressivement permettre d'atteindre cet objectif, ce qui justifie son intérêt.

Liens avec l'albédo[modifier | modifier le code]

Un pont entre albédo géométrique et albédo de Bond[modifier | modifier le code]

L'albédo géométrique p_v (couramment utilisé dans l'étude des propriétés de surface des astéroïdes ou pour relier magnitude H et diamètre D) et l'albédo de Bond A (utilisé dans les calculs de rayonnements thermiques) sont reliés par la relation A = q.p_v avec q intégrale de phase, quantité calculable à partir de la courbe de phase. Ce lien découle directement des définitions respectives de A et p_v.

On montre que^[61] :

pour une courbe de phase modélisée par le système H, G : q = 0,290 + 0,684 G
pour une courbe de phase modélisée par le système H, G₁, G₂ : q = 0,009082 + 0,4061 G₁ + 0,8092 G₂

Un lien physique[modifier | modifier le code]

L'étude d'astéroïdes pour lesquels la courbe de phase est bien établie met en évidence des liens importants avec l'albédo géométrique, significatifs de liens physiques sous-jacents. L'albédo géométrique apparait comme le principal facteur influençant le profil de la courbe et le niveau de l'effet d'opposition^[60]. Celui-ci est maximum pour des astéroïdes d'albédo modéré (environ 0,2) et décroit quand l'albédo augmente ou, de l'autre côté, pour les astéroïdes les plus sombres^[60]. Quelques astéroïdes très sombres (p_v < 0,08) présentent des courbes sans pic non linéaire.

L'albédo semble influencer les deux phénomènes expliquant la courbe de phase. On constate d'une part une corrélation entre l'albédo et la pente de la partie linéaire de la courbe, supposée lié aux phénomènes d'ombres^[60]. Ce paramètre est parfois noté β et est désigné en anglais comme linear slope ou phase slope ou phase coefficient, ce qu'on peut traduit par pente de phase (à ne pas confondre avec le paramètre de pente G). Cette corrélation est suffisamment forte pour être proposée comme moyen d'estimer l'albédo des astéroïdes^[60]. Le rôle joué par la rétrodiffusion cohérente aux petits angles semble d'autre part plus fort pour les astéroïdes d'albédo supérieur à 0,1^[60].

Classifications spectrales[modifier | modifier le code]

Ok transféré 05/10/2023 (refonte page Classification spectrale des astéroïdes)

Dans le cadre de l'étude des astéroïdes, une classification spectrale ou taxonomie spectrale est un ensemble de critères associés à l'étude des spectres de réflexion (éventuellement combinés avec d'autres propriétés optiques tels que l'albédo) et permettant de classer les astéroïdes en différentes classes spectrales ou types spectraux. Ces types dépendent notamment de la composition chimique et minéralogique de la matière en surface. Les classifications spectrales sont de ce fait parfois décrites comme des classifications de composition mais il s'agit d'un raccourci abusif.

Trois classifications sont plus couramment utilisées, dites de Tholen, de Bus (ou SMASSII) et de Bus-DeMeo. Elles ont en commun de distinguer trois grands « complexes » S, C et X regroupant la majorité des types. Parmi les types n'appartenant à aucun de ces complexes, on peut notamment citer les types T, D, A, Q, R et V, également communs aux trois classifications.

Description générale des principales classifications[modifier | modifier le code]

Plusieurs classifications ont été étudiées depuis les années 1970. Trois se sont plus particulièrement imposées comme des classifications de référence, dites de Tholen (1984), de Bus (1999) et de Bus-DeMeo (2009). Leurs auteurs ont à chaque fois cherché à s'inscrire dans le prolongement des classifications précédentes, ce qui explique leurs visibles filiations.

Principes méthodologiques[modifier | modifier le code]

File:PCA plot of Canary Islanders.png

Type de graphique obtenu en Analyse en composantes principales (étude démographique).

Dans les grandes lignes, les démarches ayant permis de définir ces trois classifications sont très proches. On peut schématiquement les résumer ainsi :

constitution d'une base de donnée de spectres couvrant une certaine bande spectrale ;
traitement (ex lissage), normalisation (ex recalage permettant de neutraliser les différences de luminosité) et discrétisation de la courbe spectrale ; in fine, chaque spectre est transformé en un vecteur de n valeurs, coordonnées d'un point dans un espace à n dimensions ;
analyse de cet ensemble de points par la méthode statistique d'Analyse en composantes principales (ACP) et identification de groupes se détachant les uns des autres ;
proposition d'un processus (ex logigramme) et de critères associés permettant de classer les astéroïdes dans chacune des classes retenues, de la manière la plus automatisable possible.

Outre les classes in fine retenues, les principales différences entre les trois classifications courantes concernent les bandes spectrales considérées (un peu élargie pour Tholen, réduite à la zone visible pour Bus, nettement élargie côté infrarouge pour Bus-DeMeo), et le recours dans le cas de Tholen à des critères complémentaires basés sur l'albédo.

Notions de complexes S, C, X et de end members[modifier | modifier le code]

L'usage actuel le plus courant est de distinguer trois complexes S, C et X et de regrouper sous le terme de end members (~ membres extrémaux) toutes les petites classes situées en bordure de ces complexes (dans l'espace des données spectrales). Cette terminologie a été introduites en 1999 par Schelte J. Bus mais lui-même distinguait end members et outliers (~ en marge)^[65] ce qui conduit à une présentation un peu différente. La notion de complexe n'est pas présente dans la classification de Tholen mais les rapprochements clairs entre types E, M, P, X d'une part et B, C, F, G d'autre part sont pleinement cohérents avec elle.

La distinction la plus nette sépare le complexe S (spectres présentant des pics d'absorption plus ou moins marqués vers 1 et 2 μm, généralement interprétés comme étant dus à la présence d'olivine et de pyroxène) et les complexes C et X (spectres sans grand relief, distingués entre autres par le niveau et la position du gradient spectral)^[66].

Tableau de synthèse[modifier | modifier le code]

Le tableau ci-dessous met en parallèle les trois classifications couramment utilisées. D'autres manières de présenter ce type de synthèse peuvent être rencontrées mais celle-ci est courante depuis l'émergence de la classification de Bus-DeMeo dans les années 2010.

A noter : des lettres identiques dans les différentes classifications décrivent en substance les mêmes classes mais, les définitions différant dans leurs détails techniques (bande spectrale considérée, usage ou non de l'albédo, logigramme et critères d'attribution...), les classements de certains astéroïdes peuvent différer d'un système à l'autre.

	Tholen	Bus	Bus-DeMeo
Publication	1984	1999	2009
Paramètres	spectre + albédo	spectre seul	spectre seul
Bande spectrale	0,34-1,04 μm	0,44-0,92 μm	0,45-2,45 μm
Nb de classes	14 (+1^[67])	26	24 / 25
Complexe S	S	S Sa Sq Sr Sk Sl	S Sa Sq Sr Sv
Complexe C	B F C G	B C Cg Cgh Ch Cb	B C Cg Cgh Ch Cb
Complexe X	E M P (+ X^[67])	X Xc Xk Xe	X Xc Xk Xe Xn ajouté 2019
End members	T D A Q R V	K L Ld T D A Q O R V	K L T D A Q O R V
Notations complémentaires	XY^[68] U^[68] :^[68] I^[68]		w^[69]

Répartition des astéroïdes par types spectraux[modifier | modifier le code]

Au regard de la très faible proportion des astéroïdes dont le type spectral est connu (moins de 1%), il est abusif de prétendre connaitre la part de chaque type au sein de la Ceinture principale ou pour d'autres groupes (géocroiseurs, troyens). Les études (basées sur des échantillons de quelques centaines ou quelques milliers d'astéroïdes) permettent toutefois de repérer des tendances au moins applicables aux plus gros astéroïdes. Le complexe S y est prépondérant (environ 50 %), suivi des complexes C (environ 15 à 30% en incluant le type B) et X (environ 10 à 20%). A l'opposé, certains types sont très peu représentés. Les types Q, O, et R, notamment, ont historiquement été définis à partir d'un seul astéroïde (respectivement (1862) Apollon, (3628) Božněmcová et (349) Dembowska), et ne concernent toujours qu'une poignée d'astéroïdes.

Source	Taxonomie		S^[70]	B	C^[71]	X^[72]	K	L^[73]	T	D	A	Q	O	R	V	Total
Bus 1999^[65]	Bus	Nb	476	51	309	220	28	43	14	9	15	1	1	2	21	1190
Bus 1999^[65]	Bus	%	40	4	26	19	2	4	1	1	1	-	-	-	2	100
DeMeo 2009^[66]	Bus-DeMeo	Nb	199	4	44	33	16	22	4	16	6	8	1	1	17	371
DeMeo 2009^[66]	Bus-DeMeo	%	54	1	12	9	4	6	1	4	2	2	-	-	5	100
JPL SMBD^[74] (sept. 2023)	Bus	Nb	728	66	355	289	38	56	19	13	17	20	7	5	49	1666
JPL SMBD^[74] (sept. 2023)	Bus	%	44	4	21	17	2	3	1	1	1	1	-	-	3	100

Liens entre type spectral et composition[modifier | modifier le code]

Le principe de base est celui de la spectrométrie d'absorption : la matière en surface absorbe une partie de la lumière et ce de manière différente suivant les minéraux et composés chimiques qu'elle contient. Seules des informations sur la matière en surface sont donc accessibles. Dans le cas de corps différenciés, la composition principale peut être très différente.

Régolithe sur (433) Éros (sonde NEAR Shoemaker).

La composition est bien le facteur dominant pour expliquer la forme des spectres^[75] mais d'autres phénomènes ont une influence notable^[75] :

l'angle de phase durant l'observation : son augmentation tend à décaler le spectre vers le rouge ;
le phénomène dit d'érosion spatiale (space weathering) qui tend lui aussi à décaler le spectre vers le rouge et à l'assombrir ;
la taille des éventuelles particules de régolithe en surface ;
la température du corps qui influence le spectre d'absorption de certains minéraux (par exemple olivines ou pyroxènes^[75]) ; cette température dépend elle-même de l'albédo et de la vitesse de rotation du corps sur lui-même.

Ces phénomènes expliquent pourquoi il est difficile d'associer de manière claire une composition à chacun des types spectraux, ou de faire des rapprochements trop directs avec les classes de météorites récoltées sur Terre. Seuls deux résultats semblent bien établis^[76] : le type S peut pour partie être associé aux chondrites ordinaires et le type V à la famille de Vesta (née d'un impact sur (4) Vesta) et aux météorites HED. Dans la plupart des cas, le type spectral doit simplement être vu comme un « indice de composition », à combiner avec d'autres indices également liés aux propriétés de réflexion (albédo, polarisation, courbe de phase...) ou avec l'éventuelle connaissance de la densité.

Le cas des objets transneptuniens[modifier | modifier le code]

Compte tenu de leur éloignement, il reste aujourd'hui difficile de mesurer les spectres détaillés des objets transneptuniens. Les mesures concernent le plus souvent uniquement des indices de couleur et ce seulement pour quelques centaines d'objets. La situation est comparable à celle des années 1960 et 1970 pour la ceinture principale.

L'une des premières première classification spectrale est proposée par Maria A. Barucci en 2005^[77]. L'analyse de référence initiale repose sur un échantillon de 51 centaures et objets transneptuniens dont les spectres sont décrits par les indices de couleur B-V, V-R, V-I et V-J (dans le cadre du système système photométrique UBVRI couramment utilisé pour l'étude des astéroïdes et élargi à la bande J). La classification obtenue comprend 4 « groupes » dénotés BB (objets dits bleus ou neutres), RR (objets dits rouges), BR et IR (intermédiaires)^[77].

Usage des classifications spectrales[modifier | modifier le code]

L'analyse des types spectraux au sein de l'ensemble des astéroïdes est notamment utilisée dans trois grands champs de recherche^[76] : l'étude des familles d'astéroïdes (supposées nées d'une collision, leurs membres doivent présenter des propriétés physiques comparables), l'étude de l'origine des différents types de météorites, l'élaboration de scénarios concernant l'histoire du Système solaire.

Historique[modifier | modifier le code]

Période pionnière[modifier | modifier le code]

Des différences de couleurs parmi les astéroïdes sont observées dès les années 1920, par exemple par l'astronome américain d'origine russe Nicholas Bobrovnikoff^[65]. Il faut toutefois attendre le développement de la photométrie UBV, à partir de la fin des années 1950, pour voir émerger des études plus systématiques, notamment celle de John Wood et Gerard Kuiper (1963)^[65].

Exemples de météorites carbonées (Météorite de Murchison) et de météorites ferro-pierreuses (Météorite de Krasnoïarsk).

Au début des années 1970, les travaux pionniers de Clark R. Chapman (en), Thomas B. McCord ou Ben H. Zellner aboutissent en 1975 à une première classification de référence dite de Chapman (ou CMZ^[78] ou CSU). Celle-ci distingue deux classes C (carbonaceous, rapprochée des météorites carbonées) et S (stony, rapprochée des météorites ferro-pierreuses), ainsi qu'une classe additionnelle U (unclassified) pour les objets sortant du cadre proposé^[65]^,^[79].

Par la suite, d'autres travaux de Ben H. Zellner ou Edward L. G. Bowell introduisent les classes M (metal-rich), E (pour enstatite, minéral commun dans certaines météorites) et R (reddest)^[79]. Les articles de synthèse publiés en 1979 dans l'ouvrage de référence Asteroids se réfèrent aux six classes C, S, M, E, R, U^[79]. Au début des années 1980, de nouvelles données et une plus grande attention portée sur l'albédo conduisent à proposer les nouvelles classes F (flat spectrum, distinguée parmi C), P (pseudo-M, distinguée parmi M), A (distinguée parmi S), D (dark)^[79], ou d'autres encore mais par la suite abandonnées.

Les classifications de cette période pionnière reposent sur des échantillons allant de quelques dizaines à quelques centaines d'astéroïdes (110 pour l'article de Chapman et al. en 1975^[79]). Elles croisent souvent plusieurs types de données : différentes caractérisations spectrales telles que gradient spectral (slope) ou niveaux d'absorption (depth) à certaines longueurs d'onde (par exemple 0,95 μm caractéristique du fer), mais aussi indices de couleur UBV, albédo ou encore polarisation^[79]. C'est à cette époque que se diffuse une distinction simplifiée entre trois classes principales C, S et M. Le cas des grands astéroïdes (1) Cérès (classé C mais atypique), (2) Pallas et (4) Vesta (non classés) reste problématique.

Classification de Tholen et variantes[modifier | modifier le code]

La classification dite de Tholen, proposée en 1984 par David J. Tholen dans le cadre de son travail de thèse, marque un jalon important. Elle exploite des données spectrophotométriques de qualité issues de la récente enquête Eight Color Asteroid Survey (ECAS), et se fonde plus systématiquement sur des méthodes statistiques de clustering (notamment l'Analyse en composantes principales^[79], ACP ou PCA), ce qui deviendra un nouveau standard méthodologique. L'analyse de référence repose sur un échantillon de 405 astéroïdes^[79] dont les spectres sont décrits par 8 points sur la zone visible, proche ultraviolet et proche infrarouge 0,34-1,04 μm^[66], ainsi que sur le recours à des valeurs d'albédo pour séparer certaines classes^[79]. La taxonomie obtenue comprend 14 classes (A à G, M, P à T et V) dont 5 nouvelles : B (blue), G (toutes deux à nouveau distinguées parmi C), Q, T et V (pour Vesta)^[79]. Les classes Q et V sont introduites pour gérer les cas spécifiques de (1862) Apollon et (4) Vesta et ne comptent alors qu'un représentant, de même que la classe R associée à (349) Dembowska^[79]. David Tholen introduit également le « groupe » X regroupant les classes E, M, P : celles-ci étant seulement distinguées par l'albédo, ce groupe X lui permet de classer les astéroïdes pour lesquels cette info est manquante ou mal connue^[65].

Les progrès ultérieurs (développement de la spectrographie CCD^[65], progrès de la spectroscopie infrarouge et des mesures d'albédo, diversification des méthodes d'analyse statistique et de clustering...) permettent d'enrichir les travaux de David Tholen mais aussi d'explorer d'autres directions. De nouvelles classes sont régulièrement proposées. Les classes K (introduite en 1988 pour gérer les spécificités des astéroïdes appartenant à la famille d'Éos^[65]) et O (introduite en 1993 pour gérer le cas spécifique de (3628) Božněmcová^[65]) ont été conservées dans les classifications ultérieures de Bus ou Bus-DeMeo, ce qui n'est pas le cas des classes J (distinguée parmi V^[79]), W (distinguée parmi M^[79]) ou Z (proposée pour gérer la spécificité des centaures très rouges^[65]). Des systèmes de classification alternatifs sont par ailleurs étudiés, notamment par Maria A. Barucci (1987, 18 classes), Edward F. Tedesco (1989, 11 classes) ou Ellen S. Howell (1994)^[65]^,^[79]^,^[75]. Parallèlement, Michael J. Gaffey (en) (1993) étudie plus spécifiquement les subdivisions possible de l'imposante classe S^[79]. Bien que suggérant des évolutions possibles, tous ces travaux conduisent indirectement à confirmer la robustesse de la démarche proposée par David Tholen^[65].

Classifications de Bus et de Bus-DeMeo[modifier | modifier le code]

C'est une nouvelle campagne de mesures, la phase II du projet Small Main-Belt Asteroid Spectroscopic Survey (SMASSII) conduite entre 1993 et 1997 par spectrographie CCD^[65], qui permet à Schelte J. Bus, dans le cadre de son travail de thèse sur les familles d'astéroïdes, de proposer en 1999 une nouvelle classification dite de Bus ou SMASSII. L'analyse de référence repose sur un échantillon de 1 189 astéroïdes^[65] (puis 1 447 astéroïdes en 2002) dont les spectres sont décrits par 49 points^[80] sur la zone visible 0,44-0,92 μm^[65]. Contrairement à Tholen qui utilisait aussi l'albédo, Bus propose délibérément de créer une taxonomie purement spectrale. La taxonomie obtenue via une analyse en composantes principales^[65] comprend 26 classes dont la plupart sont des subdivisions de trois « complexes » C, S et X, notées via l'introduction d'une notation à deux lettres (par exemple Sq pour indiquer une classe du complexe S ayant des traits de la classe Q). Les petites classes situées en bordure de ces trois complexes (dans l'espace des données spectrales) sont qualifiées de end members (~ membres extrémaux). Le complexe X et ses subdivisions remplacent les anciennes classes M, E et P qui étaient chez Tholen distinguées par l'albédo. Il apparait également une nouvelle classe L (ainsi qu'une variante L_d).

Exemples de cristaux d'olivine (péridot) et de pyroxène (diopside).

Dans les années 2000, les progrès en astronomie infrarouge conduisent naturellement à s'intéresser à des spectres étendus dans l'infrarouge. L'enjeu est notamment d'inclure dans l'analyse des pics d'absorption associés à l'olivine et au pyroxène situés vers 1 et 2 μm^[66]. Francesca E. DeMeo adapte la méthodologie de Schelte J. Bus à des spectres du projet SMASSII prolongés côté infrarouge grâce à des mesures du spectrographe SpeX de l'Infrared Telescope Facility (IRTF)^[66]. Cela la conduit à proposer en 2009 une classification légèrement modifiée, dite de Bus-DeMeo (ou BDM). L'analyse de référence repose sur un échantillon de 371 astéroïdes dont les spectres sont décrits par 41 points^[81] sur la zone 0,45-2,45 μm^[66]. La taxonomie obtenue est ramenée à 24 classes : les classe Sk, Sl et Ld sont abandonnées et une nouvelle classe Sv est ajoutée. En 2019, des travaux coordonnés par Richard P. Binzel dédiés aux astéroïdes géocroiseurs conduisent à proposer une 25^e classe Xn (n pour (44) Nysa).

Développements récents[modifier | modifier le code]

La classification de Bus-DeMeo est le plus souvent considérée comme la référence actuelle. La taxonomie de Tholen n'est cependant pas complètement abandonnée. Sa prise en compte de l'albédo (volontairement écartée par Bus^[65]) procure un pouvoir discriminant que certains astronomes jugent pertinent de conserver dans l'analyse^[76]. Son ouverture à la zone proche ultraviolet (jusqu'à 0,33 μm au lieu de 0,45) est également jugée intéressante. Ce type de réflexions a par exemple conduit l'astronome Max Mahlke, dans son travail de thèse, à proposer en 2022 une nouvelle taxonomie en 17 classes^[76] utilisant l'albédo. Il y abandonne le complexe X et introduit un complexe M réunissant les classes K, L et M.

Les mesures spectroscopiques nécessaires pour classer les astéroïdes sont couteuses en temps d'observation. Elles ne sont de fait disponibles que pour quelques milliers d'astéroïdes^[82] (soit moins de 1% des astéroïdes connus). A contrario, les mesures photométriques multibandes sont beaucoup plus faciles, peuvent concerner des objets moins lumineux (plus petits, plus éloignés), et se multiplient à travers les grands relevés astronomiques tels que SDSS, Gaia ou LSST. Des astronomes explorent donc des méthodes (critères statistiquement discriminants, reconnaissance par apprentissage profond...) permettant d'estimer le type d'un astéroïde à partir de simples données multibandes^[82]. L'enjeu est d'obtenir une réelle cartographie du Système solaire, même approximative et provisoire. Les méthodes utilisées reposent généralement sur une version simplifiée de la taxonomie de Bus-DeMeo, réduite à une dizaine de classes, et visent une classification conforme dans environ 90% des cas^[82].

Liens externes[modifier | modifier le code]

(en) Margaret Murphy, « A History of Asteroid Classification », sur Vissiniti.com, 10 juillet 2019 (consulté le 6 septembre 2023) : de nombreuses informations sur l'historique des classifications mais aussi sur les propriétés spectrales utilisées comme critères de classification, une liste d'articles historiques...

Schéma classification de Bus[modifier | modifier le code]

Ok transféré 05/11/2023 (ajout dans Wiki Commons / texte modifié 30/11)

Ce schéma est directement inspiré des graphiques présents aux pages 72, 73, 74, 75, 76 et 83 de la thèse de Schelte J. Bus publiée en 1999, dans laquelle il présente une nouvelle classification sepectrale dite de Bus ou SMASS-II. Les graphiques originaux sont des nuages de points issus de l'Analyse en composantes principales, que les ellipses ne représentent ici que de manière très schématique.

Dans l'étude de Schelte J. Bus, la composante principale 1 est forcée pour être égale au gradient spectral sur la plage 0,44-0,92 μm. Ce gradient est négatif sur l'extrême gauche du schéma (zone du type B au sein de l'ensemble C), proche de 0 au niveau de l'ensemble V, très positif pour les ensembles A, D et Ld. Il s'agit d'une donnée physique objective mais à interpréter avec précaution, un gradient donné pouvant tout autant correspondre à un spectre rectiligne entre ses points extrêmes ou présentant un creux ou un relief marqué entre ces mêmes points. La composante principale 2 apparait de son côté comme étant liée à la profondeur d'une éventuelle zone d'absorption après 0,75 μm : absente pour les ensembles C, X, T ou D, faible pour les ensembles K ou L, moyenne à forte pour les ensembles S ou V. Les ensembles présentant des zones de recouvrement sont différenciés grâce aux composantes principales suivantes, 3 et 4 notamment.

Les trois complexes S, C et X présentent des concentrations moyennes à très fortes (en particulier la zone centrale du complexe S et la zone de contact entre les complexes C et X). Les dix ensembles périphériques (parfois qualifiés de end members) présentent des concentrations faibles à très faibles.

Réécriture des intros des articles "Astéroïdes de type x"[modifier | modifier le code]

Ok transféré 29-31/10/2023 (ajout dans les pages correspondantes)

Astéroïde de type S[modifier | modifier le code]

Dans le cadre de l'étude spectrale des astéroïdes, le complexe S (éventuellement groupe S ou, de manière courante mais ambigüe, classe S ou type S) et le type S sont deux notions distinctes utilisées par plusieurs classifications spectrales.

La notion de classe S (et son opposition à celle de classe C) est l'une des plus anciennes encore utilisées aujourd'hui. Elle a été introduite en 1975 dans l'article fondateur de Clark R. Chapman, David Morrison et Ben H. Zellner qui proposait une classification en trois classes C (carbonaceous, rapprochée des météorites carbonées), S (stony-metallic, rapprochée des météorites ferro-pierreuses) et U (unclassified, pour les objets sortant du cadre proposé).

Cette notion large de classe ou type S est aujourd'hui généralement remplacée par celle de complexe S. Celle-ci est explicitement apparue dans la classifications de Bus (ou SMASS-II) en 1999, conjointement à celles de complexe C et de complexe X, et correspond à un ensemble de plusieurs types apparentés distingués au sein de la classe S originelle. Dans les classifications de Bus (1999) et de Bus-DeMeo (2009), on y retrouve un type S situé au cœur du complexe (dans l'espace des propriétés spectrales), et d'autres types (ou sous-types) notés par un système à deux lettres (Sq par exemple). Il n'existe pas de notion comparable dans la classification de Tholen (1984) mais le type S peut rétrospectivement y être vu comme équivalent au complexe S non subdivisé.

Astéroïde de type C[modifier | modifier le code]

Dans le cadre de l'étude spectrale des astéroïdes, le complexe C (antérieurement groupe C ou, de manière courante mais ambigüe, classe C ou type C) et le type C sont deux notions distinctes utilisées par plusieurs classifications spectrales.

La notion de classe C (et son opposition à celle de classe S) est l'une des plus anciennes encore utilisées aujourd'hui. Elle a été introduite en 1975 dans l'article fondateur de Clark R. Chapman, David Morrison et Ben H. Zellner qui proposait une classification en trois classes C (carbonaceous, rapprochée des météorites carbonées), S (stony-metallic, rapprochée des météorites ferro-pierreuses) et U (unclassified, pour les objets sortant du cadre proposé).

Cette notion large de classe ou type C est aujourd'hui généralement remplacée par celle de complexe C. Celle-ci est explicitement apparue dans la classifications de Bus (ou SMASS-II) en 1999, conjointement à celles de complexe S et de complexe X, et correspond à un ensemble de plusieurs types apparentés distingués au sein de la classe C originelle. Dans les classifications de Bus (1999) et de Bus-DeMeo (2009), on y retrouve un type C situé au cœur du complexe (dans l'espace des propriétés spectrales), le type B, et d'autres types (ou sous-types) notés par un système à deux lettres (Cg par exemple). La classification de Tholen (1984) avait de son côté généré une notion de groupe C rétrospectivement équivalente au complexe C, mais avec une subdivision très différente comprenant également des types C et B (qui ne se recouvrent que partiellement avec ceux de Bus ou Bus-DeMeo) ainsi que des types F et G.

Astéroïde de type X[modifier | modifier le code]

Dans le cadre de l'étude spectrale des astéroïdes, le complexe X (antérieurement groupe X ou, de manière courante mais ambigüe, classe X ou type X) et le type X sont deux notions distinctes utilisées par plusieurs classifications spectrales.

La notion de complexe X est explicitement apparue dans la classifications de Bus (ou SMASS-II) en 1999, conjointement à celles de complexe S et de complexe C, et correspond à un ensemble de plusieurs types apparentés. Dans les classifications de Bus (1999) et de Bus-DeMeo (2009), on y retrouve un type X situé au cœur du complexe (dans l'espace des propriétés spectrales), et d'autres types (ou sous-types) notés par un système à deux lettres (Xe par exemple). Elle est l'héritière directe de la notion de groupe X introduite en 1984 par David J. Tholen, mais qui repose sur une subdivision très différente en types E, M, et P. Il n'existe pas à proprement parler de type X dans la classification de Tholen.

Astéroïde de type M, E, P[modifier | modifier le code]

Le type M (ou classe M) est un type d'astéroïdes qui apparait dans la classification spectrale de Tholen (1984) dans laquelle il appartient au « groupe X », en proximité avec les types E et P desquels il n'est distingué que par l'albédo. Il n'apparait plus dans les classifications ultérieures de Bus (ou SMASS-II) (1999) et de Bus-DeMeo (2009) dans lesquelles la subdivision du groupe X (ou complexe X) est très différente.

Astéroïde de type F, G[modifier | modifier le code]

Le type F (ou classe F) est un type d'astéroïdes qui apparait dans la classification spectrale de Tholen (1984) dans laquelle il appartient au « groupe C », en proximité avec les types B, C et G. Il n'apparait plus dans les classifications ultérieures de Bus (ou SMASS-II) (1999) et de Bus-DeMeo (2009) dans lesquelles il se trouve xx.

Astéroïde de type B[modifier | modifier le code]

Le type B (ou classe B) est un type d'astéroïdes qui apparait dans les trois classifications spectrales usuelles de Tholen (1984), Bus (ou SMASS-II) (1999) et Bus-DeMeo (2009). Il fait partie du « complexe C ».

Astéroïde de type T, D, V[modifier | modifier le code]

Le type T (ou classe T) est un type d'astéroïdes qui apparait dans les trois classifications spectrales usuelles de Tholen (1984), Bus (ou SMASS-II) (1999) et Bus-DeMeo (2009). C'est l'une des petites classes situées en périphérie des trois grands « complexes » S, C, et X.

Astéroïde de type A, Q, R[modifier | modifier le code]

Le type A (ou classe A) est un type d'astéroïdes qui apparait dans les trois classifications spectrales usuelles de Tholen (1984), Bus (ou SMASS-II) (1999) et Bus-DeMeo (2009). C'est l'une des petites classes situées en périphérie directe du « complexe S », en proximité avec le type Sa des classifications de Bus et Bus-DeMeo.

Astéroïde de type O, K, L[modifier | modifier le code]

Le type K (ou classe K) est un type d'astéroïdes qui apparait dans les deux classifications spectrales de Bus (ou SMASS-II) (1999) et Bus-DeMeo (2009). C'est l'une des petites classes situées en périphérie des trois grands « complexes » S, C, et X. Ce type n'existe pas dans la classification de Tholen (1984).

Histoire[modifier | modifier le code]

((cf. aussi thèse Schelte Bus 1999 pp 13-15 pour Kepler-Titus-Bode-Zach, puis env 1801-1900 : rien de très nouveau mais quelques petites différences))

1596-1802 : de la vision de Kepler à la découverte de Cérès[modifier | modifier le code]

Déjà Kepler, dans son Mysterium Cosmographicum, paru en 1596, envisage l’existence d’une planète entre Mars et Jupiter. Un siècle et demi plus tard, Johann Titius en 1772 puis Johann Bode en 1778 proposent à nouveau cette hypothèse, s’appuyant sur la mise en évidence d’une suite régulière semblant régir la disposition des planètes (loi de Titius-Bode). Cette hypothèse est renforcée en 1781 avec la découverte d’Uranus dont la position confirme la pertinence de cette suite.

Franz von Zach puis Jérôme Lalande tentent alors d’organiser des recherches spécifiques en coordonnant les différents observatoires européens. Mais c’est finalement par hasard que Giuseppe Piazzi découvre un objet mobile inconnu, le 1er janvier 1801, alors qu’il travaillait sur un catalogue d’étoiles à l’observatoire de Palerme. Bien que perdu de vue le 11 février, l’objet est immédiatement identifié à cette planète manquante et nommé Cérès, du nom de la déesse romaine et sicilienne. C’est le jeune mathématicien Carl Gauss (alors âgé de 24 ans) qui aide les astronomes à retrouver l’objet. Franz von Zach, en décembre 1801, puis Heinrich Olbers, en janvier 1802, confirment définitivement la découverte.

1802-1890 ; émergence progressive du concept d’astéroïde[modifier | modifier le code]

La découverte de Pallas en mars 1802 par Heinrich Olbers crée un fort trouble, bientôt renforcé par la découverte, en septembre 1804, de Junon par Karl Ludwig Harding. A noter que Gauss joue à nouveau un rôle important en calculant les orbites de ces nouvelles petites planètes par une méthode qu’il n’expliquera qu’en 1809. En 1802, William Herschel propose le terme d’astéroïde pour décrire ces nouveaux objets, en référence à leur aspect étoilé différent de celui des planètes.

Heinrich Olbers publie en 1805 son interprétation : les trois objets pourraient être les fragments d’une ancienne planète. Dans ce cadre, le lieu d’intersection des trois orbites indiquerait le lieu supposé de la catastrophe originelle et par suite un lieu probable de passage des autres fragments, dans la direction de l’étoile Delta Virginis.

C’est bien dans cette direction qu’Olbers lui-même trouve Vesta en 1807. Les recherches se poursuivent donc mais, pendant près de quarante ans, plus aucune petite planète n’est découverte ! La raison majeure est la limite de détection des télescopes alors disponibles (et la précision limitée des cartes du ciel en découlant), mais la concentration des recherches dans la zone proposée par Olbers constitue aussi un frein. Sa théorie est un temps remise en question.

Dans ce contexte, la découverte de (5) Astrée par Karl Hencke en décembre 1845 est un nouveau choc. Sa luminosité beaucoup plus faible que celle des quatre premiers astéroïdes détectés conduit naturellement à l’hypothèse qu’il doit en exister d’autres. Les recherches reprennent donc de manière plus intense. Hencke est le premier à récidiver en 1847 avec la découverte de (6) Hébé. John Hind découvre à lui seul 10 nouveaux astéroïdes entre 1847 et 1854. Fin 1860, on en connait plus de 60 et, fin 1890 plus de 300. La notion de ceinture d’astéroïde s’impose. Parmi les principaux découvreurs de cette époque, on peut citer Christian Peters (48 découvertes), Robert Luther (24), James Watson (22), Alphonse Borrelly (18), Herman Goldschmidt (14), etc. Quelques astronomes amateurs sont également, à cette époque, crédités de plusieurs découvertes.

((ceinture de Kirkwood dès 1867 ?))

1891-1940 : méthode de détection photographique et découverte de nouveaux types d’orbites[modifier | modifier le code]

La découverte le 20 décembre 1891 de (323) Brucia par Max Wolf, à l’observatoire d’Heidelberg, marque une nouvelle étape importante. La méthode photographique, qui lui a permis de découvrir cet objet sans même le chercher, révolutionne rapidement le travail des astronomes. Le rythme des découvertes s’accélère à nouveau. Max Wolf en compte 248 à son crédit. Auguste Charlois est une autre figure de cette période (99 découvertes). C’est également à cette époque, en 1892, qu’est introduit un premier système de désignation provisoire permettant d’éviter le référencement en double d’un même objet.

Plus encore que le nombre, c’est le type de découvertes qui va marquer cette période. En 1898 est découvert le premier objet qui ne gravite pas dans la ceinture d’astéroïde : (433) Eros, aujourd’hui classé comme astéroïde Amor. Le calcul de son orbite montre que son demi-grand axe est inférieur à celui de Mars et que sa distance à l’orbite terrestre n’est que de 0,15 unités astronomiques !

En février 1906, c’est au tour du premier troyen de Jupiter d’être découvert, (588) Achille. Sa position est rapidement comprise comme assimilable au point de Lagrange L4 du système Soleil-Jupiter, tel que défini par le mathématicien dans son Essai sur le problème des trois corps publié plus de 130 ans plus tôt, en 1872. Les astronomes portent dont leur regards vers le point L5 où l’on découvre (617) Patrocle en octobre 1906.

D’autres astéroïdes Amor sont découverts – (719) Albert en 1911, (887) Alinda en 1918 – puis un objet aux propriétés orbitales une nouvelle fois déroutantes, (944) Hidalgo, en 1920. Son demi-grand axe dépasse celui de Jupiter et sa forte excentricité le fait voyager de la zone de Cérès jusqu’à celle de Saturne. L’hypothèse d’une comète éteinte circule dès cette époque.

((famille d'Hirayama en 1918... mais sujet repris par Brouwer seulement en 1951...))

Plusieurs systèmes de désignation provisoire avaient entre temps vu jour. Le système moderne, encore utilisé aujourd’hui, est introduit en 1925 sous l’impulsion de l’astronome américain Ernest Bower. Quelques années plus tard, en 1931, c’est au tour du système de désignation définitive (numéro de catalogue suivi du nom ou de la désignation provisoire) d’être définitivement stabilisé.

En 1932, (1221) Amor est détecté alors qu’il passe à environ 0,11 unités astronomiques de la Terre (environ 40 distances lunaires). Quelques mois plus tard, le premier astéroïde croisant l’orbite terrestre (et au passage celle de Vénus) est découvert, (1862) Apollon. En 1936, c’est au tour de (2101) Adonis de faire sensation en passant à environ 5 distances lunaires de la Terre. En 1937, (69230) Hermès bat à nouveau tous les records en passant le 30 octobre à moins de 2 distances lunaires de la Terre. Ces trois astéroïdes seront par la suite perdus de vue (pour n’être retrouvés qu’en 1973, 1977 et 2003), ce qui ne fit que renforcer leur caractère mystérieux auprès du grand public. Le concept d’astéroïde géocroiseur s’impose à cette époque. L’hypothèse d’un lien entre astéroïdes et cratères terrestres ou lunaires, déjà envisagée avant ces découvertes, se trouve renforcée.

En 1940, le nombre d’astéroïdes numérotés dépasse 1500. Le nombre d’astéroïdes détectés et référencés de manière provisoire est en fait bien plus important mais il est alors difficile de répéter les observations et beaucoup d’objets restent « perdus » pendant de nombreuses années. L’observatoire d’Heidelberg est la star incontestée de cette période, d’abord sous l’impulsion de Max Wolf (248 découvertes), puis sous celle de Karl Reinmuth (395). Mais les des observatoires du monde entier (Turin, Uccle, Nice, Budapest, Turku, Alger, Johannesburg, Tokyo, Crimée…) contribuent, surtout à partir de 1920, à enrichir le catalogue d’astéroïdes.

1940-1990 : la lente naissance d'une science dédiée à l'étude des astéroïdes[modifier | modifier le code]

Le Rechen-Institut de Berlin jouait avant guerre un rôle important dans la mise à jour de listes d’astéroïdes et d’éphémérides à destination des observatoires. La défaite de l’Allemagne entraine l’arrêt de ces publications en 1944, ce qui aboutit, en 1947, à la création par l’Union astronomique internationale du Centre des planètes mineures, d’abord basé à Cincinnati (avant son déménagement à Cambridge en 1978). Celui-ci publie dès sa création les Minor Planet Circulars, recueil mensuel d’informations sur les observations récentes et les calculs d’éphémérides.

La seconde guerre mondiale a bien sûr entrainé un fort ralentissement des recherches. L’observatoire d’Heidelberg ne retrouve pas son dynamisme d’avant guerre et les autres peinent à prendre le relais. Par ailleurs, beaucoup d’astronomes privilégient d’autres sujets liés à l’étude des étoiles et des galaxies. Malgré les découvertes de nouveaux astéroïdes géocroiseurs remarquables, l’intérêt pour les planètes mineures reste en berne jusque dans les années 1960.

En 1979 sort l'ouvrage collectif Asteroids, sous la supervision de Tom Gehrels. Sa sortie est significative de la lente émergence, à partir des années 1950, d'une véritable science dédiée à l'étude des astéroïde. L'ouvrage propose 41 articles de synthèse ainsi qu'une table listant les propriétés des astéroïdes connus en 1979. Dans une revue de l'ouvrage, Stephen P. Maran souligne qu'il n'existe alors « aucun antécédent significatif d'une comparable envergure »^[43].

Depuis 1990 : détections automatisées, exploration spatiale, objets transneptuniens...[modifier | modifier le code]

Le début des années 1990 est marquée par plusieurs dates symboliques : découverte en 1990 de (11885) Summanus dont le nom vient souligner le développement des méthodes d'observations par caméras CCD et de détections automatisées ; survol en 1991 de l'astéroïde (951) Gaspra par la sonde spatiale Galileo ; découverte en 1992 de (15760) Albion, premier objet transneptunien détecté si l'on excepte Pluton ; publication en 1992 aux États-Unis du Spaceguard Survey (et d'un rapport similaire en Europe) marquant l'émergence de l'enjeu de détection et de surveillance des objets potentiellement dangereux pour la Terre.

((Comme au début du XIXe où la découverte de plusieurs corps proches de Cérès avait délogé cette dernière du statut de planète et conduit à créer le concept d'astéroïde, la découverte de plusieurs corps de taille similaire à Pluton ont conduit l’Union Astronomique Internationale (UAI) à reconsidérer en 2006 le concept de planète, et à déloger Pluton de ce statut.))

Notes[modifier | modifier le code]

((de 1 en 1801 à 10 en 1949 (découverte de Hygiea), 100 en 1968 (astéroide Hekate), 1000 en 1923 (Piazzia) ; pour atteindre 10 000 dans les années 1950 et finalement passer le cap de 100 000 en 1982 (astéroide Astronautica, commémorant les 50 ans de la conquête spatiale).))

((thèse Carry 2010)) Les premiers 150 ans d'étude des astéroides ont été dédiés à l'étude de leur orbites. Néanmoins, environ 5000 astéroides seulement étaient numérotés dans les années 1990. Au début 2009 ce chiffre atteint 170 000. Ainsi, notre connaissance de leurs orbites (et les études dynamiques qui s’ensuivent) a connu une explosion lors des deux dernières décennies. Cette explosion a également eu lieu dans notre connaissance de leurs propriétés physiques (masse, taille, forme, spin) et de leur composition. Ainsi, les premiers spectres dans le visible des astéroides ont été obtenus au début des annéees 1970, suivis par les spectres dans le proche infrarouge au début 1980. Ces spectres ont pour la première fois permis une caractérisation de leur surface. Les grandes études comme le Small Main-Belt Asteroid Spectroscopic Survey (SMASS) démarrées dans les années 1990 nous permettent maintenant d’avoir une vue d’ensemble de la composition des astéroides. Notre connaissance des propriétés physiques a été révolutionnée tout d’abord par l’envoi de sondes auprès d’astéroides, mais aussi de la disponibilité de grands télescopes sur Terre équipés d’optique adaptative (OA), tels que le W. M. Keck ou le Very Large Telescope (VLT), mais aussi du télescope spatial Hubble Space Telescope (HST). Les nouvelles méthodes d’analyse des courbes de lumière fournissent également de précieuses informations à partir de données qui existaient pourtant depuis plusieurs décades.

((thèse carry 2010)) Les premières images du disque apparent d’un astéroïde ont été obtenues dès 1991, lors du survol de (951) Gaspra par la sonde Galileo de la NASA. Depuis, avec l’avènement du HST et des grands télescopes au sol équipés d’OA, de nombreux astéroides ont été imagés.((info par ailleurs)) Les premières images depuis le sol sont celles de Cérès en 1993 (?).

Tentative tableau magnitudes apparentes[modifier | modifier le code]

Magnitude	Objets	Détection
3 à 6	Uranus (5,3)	Œil nu ~ 6
6 à 12	Plus gros astéroïdes Vesta (5,2-8,5), Cérès (7,6-9,3)	Jumelles ~ 10
11-15	Plus gros astéroïdes géocroiseurs Pluton (13,7-16,3)	Télescope amateur ~ 15
16-20	Plus gros objets transneptuniens hors Pluton (Makémaké, Hauméa, Eris)
21-25
26-30		Relevé LSST ~ 27 Hubble ~ 31?

Tentative tableau étude propriétés[modifier | modifier le code]

Méthode	Orbite	Magnitude	Forme	Taille	Période	Axe	Masse	Albédo	Type
Astrométrie	++						+
Photométrie simple		+		(+)
Courbe de phase		++						(+)
Courbe lumière			+		++	+
Photométrie multibande		+							+
Polarimétrie								+
Spectrométrie									++
Radiométrie infrarouge				++				++
Haute résolution			++	++	++	++
Occultations			++	++	++	++
Astronomie radar	+		++	++	++	++
Présence satellite							++

Archive images[modifier | modifier le code]

Images non reprises sur page Planète mineure
Cratère Occator sur (1) Cérès avec tâches blanches de sels interprétées comme d'origine hydrothermale (sonde Dawn, 2016).
(216) Cléopâtre, ceinture principale, a = 2,79 ua, L ~ 220 km (modélisation basée sur images radar).
(486958) Arrokoth, ceinture de Kuiper (cubewano), a ~ 44,5 ua, L ~ 32 km (sonde New Horizons, 2019).
Pluton, ceinture de Kuiper, a ~ 39,5 ua, D ~ 2375 km, et 3 de ses 5 satellites, Charon, Hydre et Nix (télescope spatial Hubble, 2005).

Compilation de « belles photos » de planètes mineures
Pluton, planète naine, ceinture de Kuiper (plutino), a ~ 39,5 ua, D ~ 2375 km (sonde New Horizons, 2015).
(1) Cérès, planète naine, ceinture principale, a = 2,77 ua, D ~ 946 km (sonde Dawn, 2015).
(4) Vesta, ceinture principale, a = 2,36 ua, D ~ 530 km (sonde Dawn, 2011).
(4) Vesta, grand astéroïde de la ceinture principale (sonde Dawn, 2011-2012).
(21) Lutèce, ceinture principale, a = 2,43 ua, L ~ 120 km (sonde Rosetta, 2010).
(101955) Bénou, géocroiseur (apollon), a = 1,12 ua, D ~ 500 m (sonde OSIRIS-REx, 2018).
(433) Éros, astéroïde géocroiseur (sonde NEAR Shoemaker, 2000).
L'astéroïde (25143) Itokawa est un exemple d'agglomérat lâche et de corps binaire à contact.
(486958) Arrokoth, objet de la ceinture de Kuiper (sonde New Horizons, 2019).

Archive répartition détaillée taxonomie Tholen[modifier | modifier le code]

Répartition / Taxonomie de Tholen
Source	Taxonomie		S	B	F	C	G	E	M	P	X	T	D	A	Q	R	V	Total
JPL SMBD (sept. 2023)	Tholen	Nb	366	21	51	232	16	13	42	46	101	13	59	7	4	1	4	980
JPL SMBD (sept. 2023)	Tholen	%	37	2	5	24	2	1	4	5	10	1	6	1	-	-	-	100

Archive autre version possible pour tableau classifications spectrales[modifier | modifier le code]

Le tableau ci-dessous met en parallèle les trois classifications de référence couramment utilisées (Tholen, Bus et Bus-DeMeo). La récente classification de Mahlke n'a pas le même statut mais est donnée pour information : elle illustre à la fois les types les plus stables et le caractère toujours provisoire et débattu des classifications actuelles. Des lettres identiques dans les différentes classifications décrivent en substance les mêmes classes, mais les définitions peuvent varier dans leur détail technique, et les attributions de certains astéroïdes peuvent donc différer.

	Tholen	Bus	Bus-DeMeo	Mahlke
Publication	1984	1999	2009	2022
Paramètres	spectre + albédo	spectre seul	spectre seul	spectre + albédo
Bande spectrale	0,33-1,10 μm	0,45-0,90 μm	0,45-2,45 μm	divers^[83]
Nb de classes	14	26	24	17
Complexe S	S	S Sa Sq Sr Sk Sl	S Sa Sq Sr Sv	S Q
Complexe C	B F C G	B C Cg Cgh Ch Cb	B C Cg Cgh Ch Cb	B C Ch P
Complexe X	M E P	X Xc Xe Xk	X Xc Xe Xk	(cf. M, E, P et X repris par ailleurs)
Complexe M				K L M
Autres	T D Q R V A	T D Q O R V A K L Ld	T D Q O R V A K L	D Z (cf. complexe S) O R V A (cf. complexe M) (cf. complexe M) E X

Archive lignes non retenues pour le tableau des systèmes photométriques[modifier | modifier le code]

Lignes non retenues (voir page wiki anglaise pour des liens vers des références / voir site Asiago pour Eggen et StrömVil)
Système RI de Eggen		1965					R 635	I 790
Système de StrömVil		1996	u / P 350 / 374	v 411	b 467	Z / y 516 / 547	S 656
Observatoire Canada-France-Hawaï			u^* = 374		g' = 487		r' = 625	i' = 770	z' = 890
Hubble Deep Field					450	606			814
GOODS (Hubble ACS)					B = 435	V = 606		i = 775	z = 850
INTEGRAL (OMC)						Johnson V-filter = 500-580
Infrared Telescope Facility (NSFCam) (à rajouter ?)	Ob.	1993 NSFCam 2004 NSFCam2	lien	J 1,26	H 1,62	K' = 2,12 K_s = 2,15 K = 2,21	L = 3,50 L' = 3,78	M' = 4,78 M = 4,85
Midcourse Space Experiment (SPIRIT III)	Sat.	1996						B1 = 4,29 B2 = 4,35	A = 8,28 C = 12,13 D = 14,65 E = 21,34
2.2 m telescope at La Silla, ESO				J = 1,24	H = 1,63	K = 2,19	L' = 3,78	M = 4,66	N₁ = 8,36 N₂ = 9,67 N₃ = 12,89
Observatoire du Cerro Tololo				J = 1,2	H = 1,6	K = 2,2	L = 3,5
DENIS			I = 0,79	J = 1,24		K = 2,16
PRONAOS (SPM)	1994					180-240	240-340	340-540	540-1200
XEST Survey includes the point source of 2MASS with XMM-Newton OM			UVW2 = 212	UVM2 = 231	UVW1 = 291	U = 344	B = 450	V = 543	J = 1250 H = 1650 K_s = 2150
Chandra			LETG = 0.08-0.2 keV	HETG = 0.4-10 keV

Références[modifier | modifier le code]

↑ La magnitude apparente usuelle, notée $V$ , n'est qu'un cas particulier correspondant à la bande spectrale V couvrant la zone visible du spectre.
↑ ^{a b c d e f g h i j k l m n o p q r et s} (en) Neil Phillips, « Photometric Systems » [PDF], sur Observatoire royal d'Édimbourg, 8 avril 2008 (consulté le 9 décembre 2023).
↑ Anglicisme, le terme anglais effective correspondant plutôt au terme français efficace.
↑ ^{a b et c} (en) D. Moro et U. Munari, « The Asiago Database on Photometric Systems (ADPS) », Astronomy & Astrophysics Supplement Series, vol. 147,‎ décembre 2000, p. 361-628 (DOI 10.1051/aas:2000370, Bibcode 2000A&AS..147..361M).
↑ ^{a b c d e f g h i j k l m n o p q r et s} (en) Michael S. Bessel, « Standard Photometric Systems », Annual Review of Astronomy and Astrophysics, vol. 43,‎ septembre 2005, p. 293-336 (DOI 10.1146/annurev.astro.41.082801.100251, Bibcode 2005ARA&A..43..293B, lire en ligne [PDF]).
↑ (en) « Sloan DSS - Fukugita et al. - 1996 », sur The Asiago Database on Photometric Systems (consulté le 10 décembre 2023).
↑ (en) A. Penttilä, G. Fedorets et K. Muinonen, « Taxonomy of Asteroids From the Legacy Survey of Space and Time Using Neural Networks », Frontiers in Astronomy and Space Sciences, vol. 9,‎ mars 2022 (DOI 10.3389/fspas.2022.816268, Bibcode 2022FrASS...919168P).
↑ ^{a et b} (en) Joel Stebbins et Alfred E. Whitford, « Six-color photometry of stars. I. The law of space reddening from the colors of O and B stars », Astrophysical Journal, vol. 98,‎ juillet 1943, p. 20 (DOI 10.1086/144540, Bibcode 1943ApJ....98...20S).
↑ (en) « SkyCalc - ESO Sky Model Calculator », sur Observatoire européen austral (ESO) (www.eso.org) (consulté le 11 décembre 2023).
↑ Diverses variantes de cette énumération sont rencontrées, commençant à U, V, R, I, Y, Z ou J, contenant ou non Z et Y, contenant ou non Q...
↑ (en) « Systems list », sur The Asiago Database on Photometric Systems (ADPS) (consulté le 17 octobre 2023).
↑ (en) « RI - Kron and Smith - 1951 », Partie "Bands desscription" de l'onglet "A&A card", sur The Asiago Database on Photometric Systems (consulté le 31 août 2023).
↑ (en) « UBV - Johnson and Morgan - 1953 », Partie "Bands desscription" de l'onglet "A&A card", sur The Asiago Database on Photometric Systems (consulté le 31 août 2023).
↑ (en) « uvbyHbeta - Strömgren and Crawford - 1956 », sur The Asiago Database on Photometric Systems (consulté le 31 août 2023).
↑ Le système définit deux autres bandes centrées autour de 486 nm, β narrow (étroite) et β wide (plus large). Celles-ci visent à définir la magnitude et ne sont pas utilisées comme bandes de couleur.
↑ (en) « Geneva - Golay - 1962 », sur The Asiago Database on Photometric Systems (consulté le 31 août 2023).
↑ Recouvre les bandes B1 et B2.
↑ Recouvre les bandes V1 et G.
↑ (en) « Vilnius - Straizys et al. - 1965 », sur The Asiago Database on Photometric Systems (consulté le 31 août 2023).
↑ ^{a et b} (en) « UBVRI(JHKLMN) - Johnson - 1965 », sur The Asiago Database on Photometric Systems (consulté le 31 août 2023).
↑ (en) « RI - Cousins - 1976 », Partie "Bands desscription" de l'onglet "A&A card", sur The Asiago Database on Photometric Systems (consulté le 31 août 2023).
↑ Le système de Cousins se réfère également à la bande V de Johnson.
↑ A partir des années 1980, plusieurs publications visent à normaliser une synthèse des systèmes de Johnson et de Cousins. Les spécifications de Michael S. Bessel (1990) sont souvent citées.
↑ (en) Michael S. Bessell, « UBVRI passbands », Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 102,‎ octobre 1990, p. 1181-1199 (Bibcode 1990PASP..102.1181B, lire en ligne).
↑ (en) E. Hog, « TYCHO Astrometry and Photometry », dans Astrometric Techniques, Proceedings of IAU Symposium No. 109, Dordrecht, D. Reidel, 1986 (Bibcode 1986IAUS..109..625H, lire en ligne), p. 625-635.
↑ Large bande recouvrant les bandes B_T et V_T et servant principalement les objectifs astrométriques du programme Hipparcos.
↑ (en) Donald G. York et al., « The Sloan Digital Sky Survey: Technical Summary », The Astronomical Journal, vol. 120, n^o 3,‎ septembre 2000, p. 1579-1587 (DOI 10.1086/301513, arXiv astro-ph/0006396).
↑ (en) J. L. Tonry et al., « The Pan-STARRS1 Photometric System », The Astrophysical Journal, vol. 750, n^o 2,‎ février 2012 (DOI 10.1088/0004-637X/750/2/99, arXiv 1203.0297).
↑ Large bande recouvrant les bandes g, r et i.
↑ (en) B. Flaugher et al., « The Dark Energy Camera », The Astronomical Journal, vol. 150, n^o 5,‎ novembre 2015 (DOI 10.1088/0004-6256/150/5/150, Bibcode 2015AJ....150..150F, arXiv arXiv:1504.02900).
↑ (en) C. Jordi et al., « Gaia broad band photometry », Astronomy and Astrophysics, vol. 523,‎ novembre 2010, p. 1-14, article n^o A48 (DOI 10.1051/0004-6361/201015441, Bibcode 2010A&A..523A..48J, arXiv 1008.0815).
↑ Large bande couvrant tout le spectre visible et recouvrant l'essentiel des bandes G_BP et G_RP.
↑ Bande très étroite autour de 860 nm associée au spectromètre haute résolution servant à mesurer la vitesse radiale des étoiles.
↑ (en) Eva A. Chase et al., « Kilonova Detectability with Wide-Field Instruments », The Astrophysical Journal, vol. 927, n^o 2,‎ mars 2022 (DOI 10.2172/1843166, arXiv 2105.12268).
↑ « ISAAC Overview », Paranal Instrumentation, ESO (consulté le 13 octobre 2011)
↑ (en) J. P. Phillips et R. A. Marquez-Lugo, « Mid- and Far-Infrared Photometry of Galactic Planetary Nebulae with the AKARI All-Sky Survey », Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica, vol. 47,‎ avril 2011, p. 83-112 (Bibcode 2011RMxAA..47...83P, arXiv 1102.0526).
↑ « HAWC » [archive du 13 mars 2008] (consulté le 25 mai 2008)
↑ Programme d'observation mené à partir d'un télescope embarqué dans un avion Boeing 747.
↑ XMM-Newton User's Handbook Sect. 3.5.3.1
↑ « GALEX Instrument Summary », Goddard Space Flight Center (consulté le 5 juin 2019)
↑ Si la courbe de phase est décrite à partir du système H, G, on a $q=0,290+0,684G$ . Dans le cas où la valeur standardisée de 0,15 est retenue pour G (cas fréquent du fait de la mauvaise connaissance de la plupart des courbes de phase), on obtient q = 0,393.
↑ ^{a b c et d} (en) J. E. Guest, « Asteroids » (Book Reviews), Science, vol. 209, n^o 4453,‎ juillet 1980, p. 267 (DOI 10.1126/science.209.4453.267.a, lire en ligne).
↑ ^{a b et c} (en) Stephen P. Maran, « Asteroids » (Book Reviews), Astrophysical Letters, vol. 22,‎ 1981, p. 79 (Bibcode 1982ApL....22...79G, lire en ligne).
↑ ^{a et b} (en) Laurel L. Wilkening, « Asteroids II » (Book Reviews), Science, vol. 249, n^o 4972,‎ août 1990, p. 1053 (DOI 10.1126/science.249.4972.1053.a, lire en ligne).
↑ ^{a b et c} (en) Ľubor Kresák, « Asteroids II » (Book Reviews), Space science reviews, vol. 57,‎ 1991, p. 191-192 (Bibcode 1991SSRv...57..192M, lire en ligne).
↑ ^{a b c et d} Le symbole V pour la magnitude apparente ou l'indice v pour d'autres grandeurs précisent que la mesure concerne la bande spectrale V (visible, centrée sur la zone vert-jaune). Il s'agit d'une option historique mais d'autres choix sont possibles et tendent à se développer. Des mesures en bande R (rouge) sont également fréquentes et on parle alors de magnitude absolue H_r et d'albédo p_r. Le satellite Gaia utilise une magnitude notée G découlant d'une bande spectrale particulière, dite bande G, couvrant tout le spectre visible.
↑ Contrairement à l'albédo de Bond qui est par définition compris entre 0 et 1, l'albédo géométrique peut éventuellement dépasser 1, mais ce cas est exceptionnel.
↑ C'est-à-dire centré sur vert-jaune, zone de plus forte sensibilité de la vision humaine.
↑ Parfois donnée, de manière équivalente, à travers le paramètre gravitationnel standard, produit GM de la masse M et de la constante gravitationnelle G.
↑ Consultée le 18 août 2023 avec critères "asteroids" et "rot_per >= 1200" : 53 objets dont record pour (52534) 1996 TB₁₅ avec une période de rotation estimée à 200 jours.
↑ Consultée le 18 août 2023 avec critères "asteroids" et "rot_per <= 0.0166" : 48 objets dont record pour 2020 HS₇ avec une période de rotation estimée à 3 secondes.
↑ ^{a b c d e f g h i j et k} Benoît Carry, Étude des propriétés physiques des astéroïdes par imagerie à haute résolution angulaire (Thèse), Université Paris Diderot (Paris 7), 2009, 170 p..
↑ ^{a b et c} (en) Alberto Cellino, Ricardo Gil-Hutton et Irina Belskaya, « Asteroids », dans Ludmilla Kolokolova, James Hough, Anny-Chantal Levasseur-Regourd, Polarimetry of Stars and Planetary Systems, Cambridge University Press, 2015 (ISBN 9781107358249, DOI 10.1017/CBO9781107358249.021, lire en ligne [PDF]), p. 360-378
↑ ^{a et b} (en) Alan W. Harris et Johan S. V. Lagerros, « Asteroids in the Thermal Infrared », dans Asteroids III, Tucson, University of Arizona Press, 2002 (ISBN 978-0816522811, Bibcode 2002aste.book..169B), p. 205-218.
↑ ^{a b c d et e} (en) Joseph R. Masiero, E. L. Wright et A. K. Mainzer, « Uncertainties on Asteroid Albedos Determined by Thermal Modeling », The Planetary Science Journal, vol. 2, n^o 1,‎ février 2021 (DOI 10.3847/PSJ/abda4d, arXiv 2101.02728).
↑ Une partie de cette incertitude découle de celle sur les magnitudes absolues et non d'une limitation intrinsèque des modèles thermiques utilisés.
↑ ^{a et b} (en) Marco Delbo, Michael Mueller, Joshua P. Emery, Ben Rozitis et Maria Teresa Capria, « Asteroid thermophysical modeling », dans Asteroids IV, Tucson, University of Arizona Press, 2002 (ISBN 978-0816522811, Bibcode 2002aste.book..169B, arXiv 1508.05575v1), p. 107-128
↑ ^{a et b} Guillaume Langin, « A observer : L'astéroïde Eurybate "éteint" une étoile » (rubrique « Aux astres citoyens ! »), Ciel et Espace, n^o 585,‎ octobre 2022, p. 100-103.
↑ Le calcul est très simple : $H(\alpha )=V-5\log({r\Delta })$ avec $r$ distance soleil-objet et $\Delta$ distance terre-objet.
↑ ^{a b c d e f g et h} (en) I. N. Belskaya et V. G. Shevchenko, « Opposition Effect of Asteroids », Icarus, vol. 147, n^o 1,‎ septembre 2000, p. 94-105 (DOI 10.1006/icar.2000.6410, Bibcode 2000Icar..147...94B).
↑ ^{a b c d e f g h et i} (en) Karri Muinonen et al., « A Three-Parameter Magnitude Phase Function for Asteroids », Icarus, vol. 209, n^o 2,‎ octobre 2010, p. 542-555 (DOI 10.1016/j.icarus.2010.04.003).
↑ ^{a b et c} (en) Roger Dymock, « The H and G magnitude system for asteroids », Journal of British Astronomical Association, vol. 117, n^o 6,‎ juin 2007, p. 342-343 (Bibcode 2007JBAA..117..342D, lire en ligne).
↑ En pratique, du fait des incertitudes de mesure mais aussi d'une variation de magnitude de l'ordre de 0,5 liée à la rotation de l'astéroïde sur lui-même, chaque mesure de V conduit à des valeurs différentes de H. La valeur de H finalement retenue est la moyenne de ces différentes valeurs.
↑ On utilise fréquemment la formule semi-empirique $D=C_{v}\ {\frac {10^{-H_{v}/5}}{\sqrt {p_{v}}}}$ avec $Cv$ = 1 329 km.
↑ ^{a b c d e f g h i j k l m n o p et q} (en) Schelte J. Bus, Compositional Structure in the Asteroid Belt: Results of a Spectroscopic Survey (Thèse), Massachusetts Institute of Technology, 1999, 367 p. (lire en ligne).
↑ ^{a b c d e et f} (en) Francesca E. DeMeo, Richard P. Binzel, Stephen M. Slivan et Schelte J. Bus, « An extension of the Bus asteroid taxonomy into the near-infrared », Icarus, vol. 202, n^o 1,‎ juillet 2009, p. 160-180 (DOI 10.1016/j.icarus.2009.02.005, Bibcode 2009Icar..202..160D).
↑ ^{a et b} Le type X est attribué aux astéroïdes de type M, E ou P pour lesquels un manque d'information sur l'albédo ne permet pas de trancher l'attribution précise à l'un de ces trois types.
↑ ^{a b c et d} La notation de Tholen prévoit différentes manières de noter les incertitudes : double ou même triple affectation dans les cas intermédiaires (ex CD, DCX) ; indication U (unusual) dans les cas atypiques (ex BU, FXU) ; indication : ou :: dans les cas de données de mauvaise ou très mauvaise qualité (ex C:, FX:, SDU::). I (inconsistent) permet d'indiquer qu'un astéroïde est inclassable mais a priori du fait de données de mauvaise qualité et non d'un possible nouveau type.
↑ Notation complémentaire indiquant que l'objet possède un gradient spectral (slope) élevé, propriété généralement attribuée à un possible phénomène d'érosion spatiale (weathering) (ex Sw, Sqw, Srw, Vw).
↑ Type S et différents types Sx.
↑ Type C et différents types Cx.
↑ Type X et différents types Xx.
↑ Type L et éventuellement Ld.
↑ Base de données en ligne du Jet Propulsion Laboratory (JPL) consultée en septembre 2023.
↑ ^{a b c et d} (en) Schelte J. Bus, Faith Vilas et M. Antonietta Barucci, « Visible-Wavelength Spectroscopy of Asteroids », dans Asteroids III, Tucson, University of Arizona Press, 2002 (ISBN 978-0816522811, Bibcode 2002aste.book..169B), p. 169-182.
↑ ^{a b c et d} (en) Max Mahlke, Benoit Carry et Pierre-Alexandre Mattei, « Asteroid taxonomy from cluster analysis of spectrometry and albedo », Astronomy & Astrophysics, vol. 665,‎ septembre 2022, p. 1-32, article n^o A26 (DOI 10.1051/0004-6361/202243587, arXiv 2203.11229v2).
↑ ^{a et b} (en) M. A. Barucci, I. N. Belaskaya, M. Fulchignoni et M. Birlan, « Taxonomy of Centaurs and Trans-Neptunian Objects », The Astronomical JournalL, vol. 130, n^o 3,‎ septembre 2005, p. 1291-1298 (DOI 10.1086/431957).
↑ Pour Chapman, McCord, Zellner.
↑ ^{a b c d e f g h i j k l m n et o} (en) Margaret Murphy, « A History of Asteroid Classification », sur Vissiniti.com, 10 juillet 2019 (consulté le 6 septembre 2023).
↑ On rencontre les valeurs 49 ou 48 points suivant que l'on compte ou non le point servant à la normalisation des différents spectres.
↑ On rencontre les valeurs 41 ou 40 points suivant que l'on compte ou non le point servant à la normalisation des différents spectres.
↑ ^{a b et c} (en) A. Penttilä, G. Fedorets et K. Muinonen, « Taxonomy of Asteroids From the Legacy Survey of Space and Time Using Neural Networks », Frontiers in Astronomy and Space Sciences, vol. 9,‎ mars 2022 (DOI 10.3389/fspas.2022.816268, Bibcode 2022FrASS...919168P).
↑ L'un des objectifs de la thèse de Max Mahlke est de pouvoir traiter dans son modèle statistique des données issues de différentes sources et en particulier des spectres couvrant des bandes spectrales variées.

[1] La magnitude apparente usuelle, notée $V$ , n'est qu'un cas particulier correspondant à la bande spectrale V couvrant la zone visible du spectre.

[Phillips08-2] {a b c d e f g h i j k l m n o p q r et s} (en) Neil Phillips, « Photometric Systems » [PDF], sur Observatoire royal d'Édimbourg, 8 avril 2008 (consulté le 9 décembre 2023).

[effective-3] Anglicisme, le terme anglais effective correspondant plutôt au terme français efficace.

[Asiago00-4] {a b et c} (en) D. Moro et U. Munari, « The Asiago Database on Photometric Systems (ADPS) », Astronomy & Astrophysics Supplement Series, vol. 147,‎ décembre 2000, p. 361-628 (DOI 10.1051/aas:2000370, Bibcode 2000A&AS..147..361M).

[Bessel05-5] {a b c d e f g h i j k l m n o p q r et s} (en) Michael S. Bessel, « Standard Photometric Systems », Annual Review of Astronomy and Astrophysics, vol. 43,‎ septembre 2005, p. 293-336 (DOI 10.1146/annurev.astro.41.082801.100251, Bibcode 2005ARA&A..43..293B, lire en ligne [PDF]).

[6] (en) « Sloan DSS - Fukugita et al. - 1996 », sur The Asiago Database on Photometric Systems (consulté le 10 décembre 2023).

[7] (en) A. Penttilä, G. Fedorets et K. Muinonen, « Taxonomy of Asteroids From the Legacy Survey of Space and Time Using Neural Networks », Frontiers in Astronomy and Space Sciences, vol. 9,‎ mars 2022 (DOI 10.3389/fspas.2022.816268, Bibcode 2022FrASS...919168P).

[Stebbins43-8] {a et b} (en) Joel Stebbins et Alfred E. Whitford, « Six-color photometry of stars. I. The law of space reddening from the colors of O and B stars », Astrophysical Journal, vol. 98,‎ juillet 1943, p. 20 (DOI 10.1086/144540, Bibcode 1943ApJ....98...20S).

[9] (en) « SkyCalc - ESO Sky Model Calculator », sur Observatoire européen austral (ESO) (www.eso.org) (consulté le 11 décembre 2023).

[10] Diverses variantes de cette énumération sont rencontrées, commençant à U, V, R, I, Y, Z ou J, contenant ou non Z et Y, contenant ou non Q...

[11] (en) « Systems list », sur The Asiago Database on Photometric Systems (ADPS) (consulté le 17 octobre 2023).

[12] (en) « RI - Kron and Smith - 1951 », Partie "Bands desscription" de l'onglet "A&A card", sur The Asiago Database on Photometric Systems (consulté le 31 août 2023).

[13] (en) « UBV - Johnson and Morgan - 1953 », Partie "Bands desscription" de l'onglet "A&A card", sur The Asiago Database on Photometric Systems (consulté le 31 août 2023).

[14] (en) « uvbyHbeta - Strömgren and Crawford - 1956 », sur The Asiago Database on Photometric Systems (consulté le 31 août 2023).

[15] Le système définit deux autres bandes centrées autour de 486 nm, β narrow (étroite) et β wide (plus large). Celles-ci visent à définir la magnitude et ne sont pas utilisées comme bandes de couleur.

[16] (en) « Geneva - Golay - 1962 », sur The Asiago Database on Photometric Systems (consulté le 31 août 2023).

[17] Recouvre les bandes B1 et B2.

[18] Recouvre les bandes V1 et G.

[19] (en) « Vilnius - Straizys et al. - 1965 », sur The Asiago Database on Photometric Systems (consulté le 31 août 2023).

[Johnson65-20] {a et b} (en) « UBVRI(JHKLMN) - Johnson - 1965 », sur The Asiago Database on Photometric Systems (consulté le 31 août 2023).

[21] (en) « RI - Cousins - 1976 », Partie "Bands desscription" de l'onglet "A&A card", sur The Asiago Database on Photometric Systems (consulté le 31 août 2023).

[22] Le système de Cousins se réfère également à la bande V de Johnson.

[23] A partir des années 1980, plusieurs publications visent à normaliser une synthèse des systèmes de Johnson et de Cousins. Les spécifications de Michael S. Bessel (1990) sont souvent citées.

[24] (en) Michael S. Bessell, « UBVRI passbands », Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 102,‎ octobre 1990, p. 1181-1199 (Bibcode 1990PASP..102.1181B, lire en ligne).

[25] (en) E. Hog, « TYCHO Astrometry and Photometry », dans Astrometric Techniques, Proceedings of IAU Symposium No. 109, Dordrecht, D. Reidel, 1986 (Bibcode 1986IAUS..109..625H, lire en ligne), p. 625-635.

[26] Large bande recouvrant les bandes B_T et V_T et servant principalement les objectifs astrométriques du programme Hipparcos.

[27] (en) Donald G. York et al., « The Sloan Digital Sky Survey: Technical Summary », The Astronomical Journal, vol. 120, n^o 3,‎ septembre 2000, p. 1579-1587 (DOI 10.1086/301513, arXiv astro-ph/0006396).

[28] (en) J. L. Tonry et al., « The Pan-STARRS1 Photometric System », The Astrophysical Journal, vol. 750, n^o 2,‎ février 2012 (DOI 10.1088/0004-637X/750/2/99, arXiv 1203.0297).

[29] Large bande recouvrant les bandes g, r et i.

[30] (en) B. Flaugher et al., « The Dark Energy Camera », The Astronomical Journal, vol. 150, n^o 5,‎ novembre 2015 (DOI 10.1088/0004-6256/150/5/150, Bibcode 2015AJ....150..150F, arXiv arXiv:1504.02900).

[31] (en) C. Jordi et al., « Gaia broad band photometry », Astronomy and Astrophysics, vol. 523,‎ novembre 2010, p. 1-14, article n^o A48 (DOI 10.1051/0004-6361/201015441, Bibcode 2010A&A..523A..48J, arXiv 1008.0815).

[32] Large bande couvrant tout le spectre visible et recouvrant l'essentiel des bandes G_BP et G_RP.

[33] Bande très étroite autour de 860 nm associée au spectromètre haute résolution servant à mesurer la vitesse radiale des étoiles.

[34] (en) Eva A. Chase et al., « Kilonova Detectability with Wide-Field Instruments », The Astrophysical Journal, vol. 927, n^o 2,‎ mars 2022 (DOI 10.2172/1843166, arXiv 2105.12268).

[35] « ISAAC Overview », Paranal Instrumentation, ESO (consulté le 13 octobre 2011)

[36] (en) J. P. Phillips et R. A. Marquez-Lugo, « Mid- and Far-Infrared Photometry of Galactic Planetary Nebulae with the AKARI All-Sky Survey », Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica, vol. 47,‎ avril 2011, p. 83-112 (Bibcode 2011RMxAA..47...83P, arXiv 1102.0526).

[37] « HAWC » [archive du 13 mars 2008] (consulté le 25 mai 2008)

[38] Programme d'observation mené à partir d'un télescope embarqué dans un avion Boeing 747.

[39] XMM-Newton User's Handbook Sect. 3.5.3.1

[40] « GALEX Instrument Summary », Goddard Space Flight Center (consulté le 5 juin 2019)

[41] Si la courbe de phase est décrite à partir du système H, G, on a $q=0,290+0,684G$ . Dans le cas où la valeur standardisée de 0,15 est retenue pour G (cas fréquent du fait de la mauvaise connaissance de la plupart des courbes de phase), on obtient q = 0,393.

[revue79-1-42] {a b c et d} (en) J. E. Guest, « Asteroids » (Book Reviews), Science, vol. 209, n^o 4453,‎ juillet 1980, p. 267 (DOI 10.1126/science.209.4453.267.a, lire en ligne).

[revue79-2-43] {a b et c} (en) Stephen P. Maran, « Asteroids » (Book Reviews), Astrophysical Letters, vol. 22,‎ 1981, p. 79 (Bibcode 1982ApL....22...79G, lire en ligne).

[revue89-1-44] {a et b} (en) Laurel L. Wilkening, « Asteroids II » (Book Reviews), Science, vol. 249, n^o 4972,‎ août 1990, p. 1053 (DOI 10.1126/science.249.4972.1053.a, lire en ligne).

[revue89-2-45] {a b et c} (en) Ľubor Kresák, « Asteroids II » (Book Reviews), Space science reviews, vol. 57,‎ 1991, p. 191-192 (Bibcode 1991SSRv...57..192M, lire en ligne).

[indice_v-46] {a b c et d} Le symbole V pour la magnitude apparente ou l'indice v pour d'autres grandeurs précisent que la mesure concerne la bande spectrale V (visible, centrée sur la zone vert-jaune). Il s'agit d'une option historique mais d'autres choix sont possibles et tendent à se développer. Des mesures en bande R (rouge) sont également fréquentes et on parle alors de magnitude absolue H_r et d'albédo p_r. Le satellite Gaia utilise une magnitude notée G découlant d'une bande spectrale particulière, dite bande G, couvrant tout le spectre visible.

[47] Contrairement à l'albédo de Bond qui est par définition compris entre 0 et 1, l'albédo géométrique peut éventuellement dépasser 1, mais ce cas est exceptionnel.

[48] C'est-à-dire centré sur vert-jaune, zone de plus forte sensibilité de la vision humaine.

[49] Parfois donnée, de manière équivalente, à travers le paramètre gravitationnel standard, produit GM de la masse M et de la constante gravitationnelle G.

[50] Consultée le 18 août 2023 avec critères "asteroids" et "rot_per >= 1200" : 53 objets dont record pour (52534) 1996 TB₁₅ avec une période de rotation estimée à 200 jours.

[51] Consultée le 18 août 2023 avec critères "asteroids" et "rot_per <= 0.0166" : 48 objets dont record pour 2020 HS₇ avec une période de rotation estimée à 3 secondes.

[Carry-52] {a b c d e f g h i j et k} Benoît Carry, Étude des propriétés physiques des astéroïdes par imagerie à haute résolution angulaire (Thèse), Université Paris Diderot (Paris 7), 2009, 170 p..

[polari-53] {a b et c} (en) Alberto Cellino, Ricardo Gil-Hutton et Irina Belskaya, « Asteroids », dans Ludmilla Kolokolova, James Hough, Anny-Chantal Levasseur-Regourd, Polarimetry of Stars and Planetary Systems, Cambridge University Press, 2015 (ISBN 9781107358249, DOI 10.1017/CBO9781107358249.021, lire en ligne [PDF]), p. 360-378

[Harris-54] {a et b} (en) Alan W. Harris et Johan S. V. Lagerros, « Asteroids in the Thermal Infrared », dans Asteroids III, Tucson, University of Arizona Press, 2002 (ISBN 978-0816522811, Bibcode 2002aste.book..169B), p. 205-218.

[Masiero-55] {a b c d et e} (en) Joseph R. Masiero, E. L. Wright et A. K. Mainzer, « Uncertainties on Asteroid Albedos Determined by Thermal Modeling », The Planetary Science Journal, vol. 2, n^o 1,‎ février 2021 (DOI 10.3847/PSJ/abda4d, arXiv 2101.02728).

[56] Une partie de cette incertitude découle de celle sur les magnitudes absolues et non d'une limitation intrinsèque des modèles thermiques utilisés.

[Delbo-57] {a et b} (en) Marco Delbo, Michael Mueller, Joshua P. Emery, Ben Rozitis et Maria Teresa Capria, « Asteroid thermophysical modeling », dans Asteroids IV, Tucson, University of Arizona Press, 2002 (ISBN 978-0816522811, Bibcode 2002aste.book..169B, arXiv 1508.05575v1), p. 107-128

[C&E-58] {a et b} Guillaume Langin, « A observer : L'astéroïde Eurybate "éteint" une étoile » (rubrique « Aux astres citoyens ! »), Ciel et Espace, n^o 585,‎ octobre 2022, p. 100-103.

[59] Le calcul est très simple : $H(\alpha )=V-5\log({r\Delta })$ avec $r$ distance soleil-objet et $\Delta$ distance terre-objet.

[Belskaya-60] {a b c d e f g et h} (en) I. N. Belskaya et V. G. Shevchenko, « Opposition Effect of Asteroids », Icarus, vol. 147, n^o 1,‎ septembre 2000, p. 94-105 (DOI 10.1006/icar.2000.6410, Bibcode 2000Icar..147...94B).

[Muinonen-61] {a b c d e f g h et i} (en) Karri Muinonen et al., « A Three-Parameter Magnitude Phase Function for Asteroids », Icarus, vol. 209, n^o 2,‎ octobre 2010, p. 542-555 (DOI 10.1016/j.icarus.2010.04.003).

[Dymock-62] {a b et c} (en) Roger Dymock, « The H and G magnitude system for asteroids », Journal of British Astronomical Association, vol. 117, n^o 6,‎ juin 2007, p. 342-343 (Bibcode 2007JBAA..117..342D, lire en ligne).

[63] En pratique, du fait des incertitudes de mesure mais aussi d'une variation de magnitude de l'ordre de 0,5 liée à la rotation de l'astéroïde sur lui-même, chaque mesure de V conduit à des valeurs différentes de H. La valeur de H finalement retenue est la moyenne de ces différentes valeurs.

[64] On utilise fréquemment la formule semi-empirique $D=C_{v}\ {\frac {10^{-H_{v}/5}}{\sqrt {p_{v}}}}$ avec $Cv$ = 1 329 km.

[Bus99-65] {a b c d e f g h i j k l m n o p et q} (en) Schelte J. Bus, Compositional Structure in the Asteroid Belt: Results of a Spectroscopic Survey (Thèse), Massachusetts Institute of Technology, 1999, 367 p. (lire en ligne).

[DeMeo09-66] {a b c d e et f} (en) Francesca E. DeMeo, Richard P. Binzel, Stephen M. Slivan et Schelte J. Bus, « An extension of the Bus asteroid taxonomy into the near-infrared », Icarus, vol. 202, n^o 1,‎ juillet 2009, p. 160-180 (DOI 10.1016/j.icarus.2009.02.005, Bibcode 2009Icar..202..160D).

[TholenX-67] {a et b} Le type X est attribué aux astéroïdes de type M, E ou P pour lesquels un manque d'information sur l'albédo ne permet pas de trancher l'attribution précise à l'un de ces trois types.

[Tho-68] {a b c et d} La notation de Tholen prévoit différentes manières de noter les incertitudes : double ou même triple affectation dans les cas intermédiaires (ex CD, DCX) ; indication U (unusual) dans les cas atypiques (ex BU, FXU) ; indication : ou :: dans les cas de données de mauvaise ou très mauvaise qualité (ex C:, FX:, SDU::). I (inconsistent) permet d'indiquer qu'un astéroïde est inclassable mais a priori du fait de données de mauvaise qualité et non d'un possible nouveau type.

[69] Notation complémentaire indiquant que l'objet possède un gradient spectral (slope) élevé, propriété généralement attribuée à un possible phénomène d'érosion spatiale (weathering) (ex Sw, Sqw, Srw, Vw).

[70] Type S et différents types Sx.

[71] Type C et différents types Cx.

[72] Type X et différents types Xx.

[73] Type L et éventuellement Ld.

[74] Base de données en ligne du Jet Propulsion Laboratory (JPL) consultée en septembre 2023.

[Bus02-75] {a b c et d} (en) Schelte J. Bus, Faith Vilas et M. Antonietta Barucci, « Visible-Wavelength Spectroscopy of Asteroids », dans Asteroids III, Tucson, University of Arizona Press, 2002 (ISBN 978-0816522811, Bibcode 2002aste.book..169B), p. 169-182.

[Mahlke22-76] {a b c et d} (en) Max Mahlke, Benoit Carry et Pierre-Alexandre Mattei, « Asteroid taxonomy from cluster analysis of spectrometry and albedo », Astronomy & Astrophysics, vol. 665,‎ septembre 2022, p. 1-32, article n^o A26 (DOI 10.1051/0004-6361/202243587, arXiv 2203.11229v2).

[Barucci-77] {a et b} (en) M. A. Barucci, I. N. Belaskaya, M. Fulchignoni et M. Birlan, « Taxonomy of Centaurs and Trans-Neptunian Objects », The Astronomical JournalL, vol. 130, n^o 3,‎ septembre 2005, p. 1291-1298 (DOI 10.1086/431957).

[78] Pour Chapman, McCord, Zellner.

[Vissiniti-79] {a b c d e f g h i j k l m n et o} (en) Margaret Murphy, « A History of Asteroid Classification », sur Vissiniti.com, 10 juillet 2019 (consulté le 6 septembre 2023).

[80] On rencontre les valeurs 49 ou 48 points suivant que l'on compte ou non le point servant à la normalisation des différents spectres.

[81] On rencontre les valeurs 41 ou 40 points suivant que l'on compte ou non le point servant à la normalisation des différents spectres.

[Penttilä-82] {a b et c} (en) A. Penttilä, G. Fedorets et K. Muinonen, « Taxonomy of Asteroids From the Legacy Survey of Space and Time Using Neural Networks », Frontiers in Astronomy and Space Sciences, vol. 9,‎ mars 2022 (DOI 10.3389/fspas.2022.816268, Bibcode 2022FrASS...919168P).

[83] L'un des objectifs de la thèse de Max Mahlke est de pouvoir traiter dans son modèle statistique des données issues de différentes sources et en particulier des spectres couvrant des bandes spectrales variées.

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