Planète mineure
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Ne pas confondre avec planète naine.
Une planète mineure, ou petite planète[1], est un objet gravitant autour du Soleil mais ne répondant pas aux critères de définition d’une planète au sens de l’Union astronomique internationale (ce qui les distingue des 8 planètes) et ne présentant pas d’activité cométaire (ce qui les distingue des comètes). Concernant ce dernier point, on peut noter que quelques objets sont référencés à la fois comme planète mineure et comme comète, du fait de propriétés intermédiaires.
Suivant le contexte, le concept est parfois élargi à d’autres systèmes planétaires, voire aux objets interstellaires interprétés comme d’anciennes planètes mineures ayant été éjectées d’un système planétaire.
La notion de planète mineure est la notion générique pour parler des planètes naines, astéroïdes, centaures, objets transneptuniens, objets du nuage d'Oort, etc. Elle entretient également des liens étroits avec celles de petit corps, de planétoïde ou encore de météoroïde. Les frontières entre ces différentes notions varient suivant les usages. Voir section Terminologie.
La répartition des planètes mineures au sein du Système solaire n’est pas homogène et s’étudie à travers la notion de groupe de planètes mineures. L'existence de ces groupes découle de phénomènes dynamiques (actuels ou passés) dont notamment des phénomènes de résonance avec les planètes du Système solaire à l'origine de zones de stabilité ou au contraire d'instabilité. La notion de famille décrit elle aussi des ensembles d’objets partageant des propriétés orbitales voisines mais interprétés comme résultant de la fragmentation d'un objet antérieur à la suite d'une collision.
Le Centre des planètes mineures (MPC) est l’organisme officiel chargé par l’Union astronomique internationale (UAI) de centraliser les informations relatives aux observations, référencer les nouveaux objets et administrer leurs désignations provisoires ou définitives.
Au , le MPC recense 1 305 669 planètes mineures dont 629 008 numérotées[2]. A cette même date, le groupe de travail de l'UAI en charge de leur dénomination recense 24 447 planètes mineures nommées[3].
Planète mineure / planétoïde / astéroïde
Les termes astéroïde, planétoïde et planète mineure sont très proches. Ils ont longtemps cohabité comme différentes alternatives pour désigner les mêmes objets. Les usages ont toutefois évolué au fur et à mesure des découvertes montrant la diversité de ces « petites planètes ».
Le terme « astéroïde » est apparu au début du XIXe siècle et renvoie à l'aspect étoilé des astéroïdes observés au télescope. Il est longtemps resté le terme d'usage le plus courant pour désigner l'ensemble des « petites planètes ». Un usage de plus en plus courant vise à donner ce rôle chapeau au terme « planète mineure » et à distinguer astéroïdes et objets transneptuniens (voir section Astéroïdes et objets transneptuniens).
Le terme « planétoïde » est apparu à la fin du XIXe siècle comme alternative au terme astéroïde mais est toujours resté d'usage moins fréquent. On le rencontre aujourd'hui soit comme synonyme de planète mineure, soit pour désigner de manière informelle les planètes mineures de grande taille (usage toutefois concurrencé depuis 2006 par l'introduction du concept plus précis de planète naine).
Le terme « planète mineure » est d'usage ancien mais a surtout pris de l'importance à la suite de la création en 1947 du Centre des planètes mineures, organisme officiel dépendant de l'Union astronomique internationale. C'est le mieux « normé » des trois dans le sens où son usage suit celui de cette institution. Il tend à devenir le terme générique pour permettre une distinction entre astéroïdes et objets transneptuniens.
Astéroïdes et objets transneptuniens
Jusque dans les années 1980, tous les astéroïdes découverts gravitaient dans la ceinture principale ou dans des zones voisines (géocroiseurs, troyens de Jupiter, quelques centaures). La notion d'astéroïde était donc relativement univoque. Les découvertes de nouveaux centaures puis surtout, à partir des années 1990, d'objets transneptuniens toujours plus nombreux et plus lointains, sont venues bousculer la notion d'astéroïde. Deux usages sont progressivement entrés en concurrence et continuent de coexister :
- soit astéroïde reste un terme générique désignant tous les corps gravitant autour du Soleil et qui ne sont ni des planètes ni des comètes : astéroïde et planète mineure sont alors synonymes et les objets transneptuniens constituent une sous-classe d'astéroïdes ;
- soit astéroïde et objet transneptunien deviennent deux classes bien distinctes, l'une pour parler des objets internes au Système solaire (notamment ceinture principale, troyens de Jupiter, géocroiseurs), l'autre pour parler des objets externes (notamment ceinture de Kuiper, objets épars et détachés, hypothétiques nuages de Hills et d'Oort).
À ce jour, aucune définition officielle ne vient trancher entre ces deux options. On constate toutefois que la deuxième tend progressivement à s'imposer, de même que le recours de plus en plus fréquent au terme « objet ». La cohabitation des deux usages peut être illustrée à travers les deux principales bases de données publiques sur le sujet : celle gérée par le Jet Propulsion Laboratory utilise la première option, alors que celle gérée par le Centre des planètes mineures utilise la deuxième.
Planète mineure / planète naine / petit corps du Système solaire
Hormis Cérès (diamètre d’environ 1 000 km), tous les astéroïdes découverts aux XIXe et XXe siècles ont un diamètre inférieur à 600 km et donc clairement inférieur à ceux de Mercure (4 880 km) ou de Pluton, alors considérée comme neuvième planète (2 375 km). Les choses changent subitement entre 2002 et 2005 avec les découvertes successives de plusieurs objets transneptuniens de diamètres approchant ou dépassant 1 000 km. Le plus gros d’entre eux, (136199) Éris, possède une taille comparable à celle de Pluton. Cela conduit l’Union astronomique internationale à clarifier en 2006 la distinction entre planètes, planètes naines et petits corps[4]. Le critère retenu n’est pas un critère de taille. Une planète vérifie deux critères : elle est en équilibre hydrostatique de forme presque sphérique (éventuellement ellipsoïdale du fait de sa rotation) et elle a nettoyé le voisinage de son orbite. Une planète naine vérifie le premier critère mais pas le second. Un petit corps ne respecte pas le premier critère (et a priori pas le second non plus).
Deux situations peuvent être distinguées suivant la zone du Système solaire étudiée.
Système solaire interne (jusqu'à Jupiter)
À quelques rares exceptions près, les objets de cette zone présentent les caractéristiques typiques des astéroïdes : diamètre inférieur à 200 km, forme irrégulière caractérisant les petits corps, composition interne non différenciée, absence d'atmosphère… La principale exception est (1) Cérès (diamètre d'environ 1 000 km), reconnue planète naine en 2006. Outre sa forme en équilibre hydrostatique, elle possède une composition interne différenciée et une fine atmosphère de vapeur d'eau. (2) Pallas, (4) Vesta et (10) Hygie sont les plus gros astéroïdes de cette zone après Cérès (diamètres compris entre 400 et 550 km). Ils n'ont pas acquis le statut de planète naine mais peuvent présenter des propriétés intermédiaires (forme partiellement hydrostatique, début de différenciation…).
Système solaire externe (au-delà de Jupiter)
Quatre objets transneptuniens sont officiellement reconnus comme planètes naines : Pluton, Éris, Makémaké et Hauméa. D'autres objets respectent probablement les critères pour être considérés comme tels. Des études ont montré que leur nombre pourrait atteindre plusieurs centaines parmi les objets transneptuniens[5], l'équilibre hydrostatique étant susceptible d'être atteint, dans le cas de corps glacés, pour des diamètres inférieurs à 500 km.
Planètes mineures et météoroïdes
Les définitions usuelles (que ce soit pour astéroïde, planète mineure ou petit corps) ne donnent pas de limite inférieure de taille. En particulier, la définition donnée en 2006 par l'Union astronomique internationale pour la notion de petit corps ne dit rien sur ce point. Cette limite résulte donc, en pratique, de la limite de détection des planètes mineures progressivement référencées par le Centre des planètes mineures. Cette limite est aujourd'hui de l'ordre du mètre pour les astéroïdes géocroiseurs. 2011 CQ1 est un exemple d'objet d'environ 1 mètre de diamètre détecté lors de son passage à proximité de la Terre et référencé comme planète mineure.
Parallèlement, la commission de l'Union astronomique internationale chargée de l'étude des météores et météorites a précisé en 1961 la notion de météoroïde. Ce terme (introduit au XIXe siècle) désigne les objets ayant une taille comparable à ceux générant des étoiles filantes ou des bolides lorsqu'ils rentrent dans l'atmosphère. La définition a été revue en 2017, entre autres du fait de l'évolution des limites de détection des astéroïdes. Selon cette définition[6], un météoroïde est un corps de taille comprise approximativement entre 30 micromètres et 1 mètre. Cela conduit indirectement à proposer 1 mètre comme taille limite pour les planètes mineures. En dessous de 30 micromètres, on parle de poussières.
Planètes mineures et comètes
Contrairement aux comètes, les planètes mineures (astéroïdes ou objets transneptuniens) ne présentent pas d’activité cométaire (formation d’une chevelure ou d’une queue) lorsqu’elles passent à leur périhélie. Cette distinction historique a toutefois progressivement été questionnée par les découvertes accumulées depuis les années 1980.
Quelques astéroïdes ont été observés avec une activité cométaire, comme (7968) Elst-Pizarro dans la ceinture principale ou le centaure (2060) Chiron. Ces objets, qualifiés d'astéroïdes actifs, sont catalogués à la fois comme planète mineure et comme comète.
Les planètes mineures appartenant à la catégorie des damocloïdes sont des objets possédant une orbite à longue période et une forte excentricité tout comme les comètes périodiques. Il s’agit peut-être de comètes éteintes (noyaux cométaires devenus inactifs).
Selon une étude publiée dans la revue Nature en 2009, 20 % des objets de la ceinture principale seraient des noyaux cométaires[7]. Ces noyaux, provenant de la ceinture de Kuiper, auraient été propulsés vers le Système solaire interne lors du grand bombardement tardif provoqué notamment par la migration de Neptune.
Le , l'Agence spatiale européenne a annoncé la première détection certaine de vapeur d'eau dans l'atmosphère de (1) Cérès, le plus grand objet de la ceinture d'astéroïdes[8]. La détection a été réalisée par des observations en infrarouge lointain du télescope spatial Herschel[9]. Cette découverte tend à confirmer la présence de glace à la surface de Cérès. Selon l'un des scientifiques, cela illustre à nouveau que « la délimitation entre les comètes et les astéroïdes devient de plus en plus floue »[9].
Astéroïdes capturés par des planètes
Il est envisagé que certains satellites gravitant autour des planètes sont en fait des astéroïdes ou objets transneptuniens « capturés » par ces planètes. C'est notamment le cas pour les petits satellites irréguliers des quatre planètes externes. Ces objets sont classés comme satellites et non comme planètes mineures.
Les premières « petites planètes » furent d'abord désignées à travers un nom de divinité et un symbole astronomique ( pour Cérès, pour Pallas, pour Junon, etc.), à l'instar des planètes du Système solaire. En 1851, devant le nombre croissant de découvertes, le spécialiste allemand Johann Franz Encke prit la décision de remplacer ces symboles par une numérotation. En 1947, l'américain Paul Herget, directeur de l'Observatoire de Cincinnati, est chargé par l'Union astronomique internationale de fonder le Centre des planètes mineures. Depuis, la désignation des planètes mineures est assurée par ce centre.
Quand l'orbite de ce qui semble être une nouvelle planète mineure est déterminée, l'objet reçoit une désignation provisoire constituée de l’année de découverte suivie d’une lettre représentant la quinzaine durant laquelle s’est produite la découverte, et d’une seconde lettre indiquant l’ordre de découverte pendant cette quinzaine (la lettre I n’est pas utilisée). Si plus de 25 objets sont découverts dans une quinzaine, on recommence l’alphabet en ajoutant un numéro qui indique combien de fois la seconde lettre est réutilisée (exemple : 1998 FJ74).
Après plusieurs observations concordantes, la découverte est confirmée et la planète mineure reçoit une désignation définitive constituée d'un numéro permanent, noté entre parenthèses, suivi de sa désignation provisoire (exemple : (26308) 1998 SM165). Certaines planètes mineures reçoivent par la suite un nom qui remplace alors la désignation provisoire (exemple : (588) Achille). Les premières planètes mineures ont reçu des noms de personnages de la mythologie grecque ou romaine, à l’instar des planètes et de leurs satellites. D'autres mythologies ont ensuite été utilisées (nordique, celtique, égyptienne…) ainsi que des noms de lieux, des prénoms ou des diminutifs, des noms de personnages fictifs, d’artistes, de scientifiques, de personnalités des milieux les plus divers, des références à des événements historiques[10]… Les sources d’inspirations pour nommer les planètes mineures sont désormais très variées. Depuis les années 1990, le rythme de découverte est tel que les planètes mineures sans noms sont majoritaires.
Les planètes mineures de certains groupes orbitaux ont des noms ayant un thème commun. Par exemple, les centaures sont nommés d’après les Centaures de la mythologie, les troyens de Jupiter d’après les héros de la guerre de Troie, les troyens de Neptune d’après les Amazones.
Bases de données
Plusieurs bases de données recensent tout ou partie des planètes mineures. Les deux plus importantes sont :
- la MPC Database : base de données officielle mise à jour par le Centre des planètes mineures (MPC), organisme dépendant de l'Union astronomique internationale (UAI) ;
- la JPL Small-Body Database : base de données mise à jour par le Jet Propulsion Laboratory (JPL), organisme dépendant de la NASA.
Ces deux bases de données sont publiques et accessibles en ligne.
Nombre de planètes mineures référencées
Au , le MPC recense 1 305 669 planètes mineures dont 629 008 numérotées[2]. A cette même date, le groupe de travail de l'UAI en charge de leur dénomination recense 24 447 planètes mineures nommées[3].
La vitesse des découvertes s'est régulièrement accélérée du fait des évolutions technologiques. L'introduction des systèmes automatisés a encore amplifié le phénomène depuis les années 2000 (voir section Méthodes de détection).
1800 | 1850 | 1900 | 1950 | 2000[List 1] | 2023[2] | |
---|---|---|---|---|---|---|
Date de l'information du MPC | ||||||
Nombre de planètes mineures numérotées | 0 | 13 | 463 | 1 568 | 19 910 | 623 827 |
Incrément | / | 13 | 450 | 1 105 | 18 342 | 603 917 |
1995 | 2000 | 2005 | 2010 | 2015 | 2020[11] | |
---|---|---|---|---|---|---|
Date de l'information du MPC | ||||||
Nombre de planètes mineures référencées | 29 039 | 108 066 | 305 224 | 540 573 | 701 660 | ~ 994 000 |
Nombre de planètes mineures numérotées | 6 752 | 19 910 | 120 437 | 257 455 | 455 144 | 546 846 |
Nombre de planètes mineures nommées | 4 974 | 7 956 | 12 779 | 16 216 | 19 712 | 22 131 |
Incrément pour planètes mineures numérotées | / | 13 158 | 100 527 | 137 018 | 197 689 | 91 702 |
Dans ce qui suit, ua est la notation de l'unité astronomique, unité de longueur correspondant à la distance Soleil-Terre (environ 150 millions de km).
Principaux paramètres orbitaux
Les orbites des planètes mineures décrivent des ellipses autour du Soleil. De telles orbites sont classiquement décrites par 5 paramètres appelés éléments orbitaux. Les deux premiers décrivent la forme et la taille de l'ellipse orbitale, les trois derniers sa position angulaire. Les classifications orbitales des planètes mineures reposent principalement sur les paramètres a, e et i.
- a = demi-grand axe (distance en ua) : le demi-grand axe est représentatif de la distance moyenne au Soleil ;
- e = excentricité (coefficient de 0 à 1) : une excentricité de 0 correspond à un cercle ; environ 75 % des planètes mineures ont une excentricité faible (≤ 0,2) et une orbite plus ou moins circulaire ; environ 550 ont une excentricité très forte (≥ 0,8) et une orbite très allongée dont environ 60 une excentricité extrême supérieure à 0,95 ([JPL 1]) ;
- i = inclinaison (angle en degrés) : il s'agit de l'inclinaison par rapport à l'écliptique (plan dans lequel gravite la Terre) ; environ 90 % des planètes mineures ont une faible inclinaison (≤ 20°) ; environ 230 ont une forte inclinaison (≥ 60°) dont environ 100 sont rétrogrades avec i > 90° ([JPL 2]) ;
- ω = argument du périhélie (angle en degrés) ;
- Ω = longitude du nœud ascendant (angle en degrés).
Deux autres paramètres orbitaux sont couramment utilisés, notamment pour étudier les phénomènes de croisement entre orbites. Les 4 paramètres a, e, q et Q sont redondants : la connaissance de deux d'entre eux permet de retrouver les deux autres.
Paramètres liés au mouvement de la planète mineure sur son orbite
- P = période (durée en années) : temps mis par la planète mineure pour faire un tour complet autour du Soleil ; les périodes des objets transneptuniens les plus éloignés peuvent dépasser 50 000 ans ([MPC 1]) ;
- n = moyen mouvement (vitesse angulaire en °/jour) = 360/P ;
- t0 = époque (date) : date de référence permettant de calculer la position actuelle de la planète mineure sur son orbite ; l'époque associée à chaque planète mineure est régulièrement mise à jour dans les bases de données officielles ;
- M0 (ou M dans les bases de données) = anomalie moyenne à l'époque (angle en degrés) : position de l'objet sur son orbite à la date de référence t0 (époque).
La position de l'objet à un instant t peut être donnée par l'anomalie moyenne (M = M0 + n(t-t0)), l'anomalie excentrique ou l'anomalie vraie.
Éléments orbitaux propres
Des perturbations tendent à modifier lentement l'orbite des planètes mineures. Ces perturbations sont notamment dues à l'attraction gravitationnelle des planètes. Elles influencent tous les éléments orbitaux, y compris a, e et i. Ces évolutions sont à l'origine de la distinction entre éléments orbitaux osculateurs (ceux généralement donnés, décrivant bien le mouvement actuel mais fluctuants sur le temps long) et éléments orbitaux propres (indépendants de ces fluctuations). Ce sont les paramètres propres qui permettent de repérer les familles d'astéroïdes (nées de collisions) au sein de la ceinture principale.
Autres paramètres
- TP = paramètre de Tisserand par rapport à une planète P (paramètre sans dimension) : paramètre complexe (calculé à partir des paramètres a/aP, e et i) caractérisant l'influence gravitationnelle de la planète P sur la planète mineure ; ce paramètre découle de la théorie du problème à 3 corps (ici Soleil, planète P, planète mineure) ; les paramètres TJ et TN par rapport à Jupiter et à Neptune sont par exemple utilisés pour caractériser certains groupes orbitaux tels que damocloïdes, centaures, objets épars ou objets détachés ;
- DMIO-T (ou plus souvent E-MOID an anglais) (distance en ua) : la distance minimale d'intersection de l'orbite terrestre (DMIO-T) caractérise le risque de collision avec la Terre ; des paramètres comparables existent pour les autres planètes du Système solaire.
Groupes orbitaux
L'élaboration d'une classification systématique des planètes mineures par types d'orbites est un exercice difficile. Les nombreux cas particuliers et un relatif continuum dans leur dispersion expliquent cette difficulté. On peut par exemple noter que les bases de données du MPC et du JPL utilisent des classifications légèrement différentes. Les définitions précises de chaque classe (et par suite les valeurs de demi-grand axe ou de dénombrement) varient également suivant les sources.
Le tableau ci-dessous ne reprend que les groupes les plus fréquemment utilisés. Les valeurs indiquées sont à voir comme des ordres de grandeur et non comme des valeurs absolues. La section Description des principaux groupes décrit plus en détail ces différents groupes.
Principaux groupes orbitaux | Demi-grand axe typique (en ua) |
Nombre de planètes mineures référencées (mise à jour | |||
---|---|---|---|---|---|
Astéroïdes plus proches du Soleil que Vénus | Vulcanoïdes | < 0,3 | 0[JPL 3] | 1 | |
Astéroïdes Vatira | 0,4 à 0,7 | 1[JPL 4] | |||
Astéroïdes proches de la Terre | Astéroïdes Atira | 0,5 à 0,9 | 30[JPL 5] | ~ 33 000[JPL 6] | |
Astéroïdes géocroiseurs | Astéroïdes Aton | 0,6 à 1 | ~ 2 600[JPL 7] | ||
Astéroïdes Apollon | 1 à 5 et +[note 1] | ~ 18 500[JPL 8] | |||
Astéroïdes Amor | 1 à 5 et +[note 2] | ~ 11 900[JPL 9] | |||
Astéroïdes aréocroiseurs (au sens des classifications MPC et JPL[note 3]) | 1,3 à 5 | ~ 25 000[JPL 10] | ~ 25 000[JPL 10] | ||
Ceinture principale et périphérie | Périphérie interne (dont groupe de Hungaria) | 1,7 à 2,0 | ~ 28 000[JPL 11] | ~ 1 240 000[JPL 12] | |
Ceinture principale (zones I, II et III) | 2,0 à 3,3 | ~ 1 200 000[JPL 13] | |||
Périphérie externe (dont groupe de Cybèle et groupe de Hilda) | 3,3 à 4,1 | ~ 13 000[JPL 14] | |||
Troyens de Jupiter | env 5,2 / 4,8 à 5,4 | ~ 13 000[JPL 15] | ~ 13 000[JPL 15] | ||
Centaures et damocloïdes avec 5,5 < a < 30,1 ua | 5,5 à 30 | ~ 720[JPL 16] | ~ 720[JPL 16] | ||
Objets transneptuniens | Ceinture de Kuiper | Plutinos | env 39,4 / 39 à 40 | ~ 500[List 2] ? | ~ 4 500[JPL 17] ,[note 4] |
Cubewanos | 40 à 48 | ~ 1 500[List 2] ? | |||
Autres objets ceinture de Kuiper | 30 à 50 | ~ 600[List 2] ? | |||
Autres résonances avec Neptune avec a > 50 ua, damocloïdes avec a > 30,1 ua, objets épars et objets détachés | 30 à 1 000 et +[note 5] | ~ 740[List 3] | |||
Nuage de Hills et nuage de Oort | 1 000 ? à 100 000 ? | 0 ou ?[note 6] | 0 ou ?[note 6] | ||
Ensemble des planètes mineures référencées | 0,5 à 3 500 | 1 310 000[JPL 18] |
Notes tableau :
- La base de données du MPC consultée le 12 mai 2019 recense 3 amors avec a > 5 ua : 2014 PP69 (a ~ 21 ua), 2019 EJ3 (a ~ 86 ua) et 2017 UR52 (a ~ 325 ua). Les deux derniers sont des transneptuniens qu'elle classe comme objets distants.
- Le nom de cette classe utilisée par les bases de données du MPC et du JPL est trompeuse : il ne s'agit ici que des astéroïdes aréocroiseurs qui ne sont ni géocroiseurs (au sens large), ni rattachés à d'autres groupes "prioritaires" tels que Hungaria, Hilda, centaures ou transneptuniens.
- Il s'agit ici des objets connus. La ceinture de Kuiper est environ 30 fois plus éloignée de la Terre que la ceinture principale, ce qui limite la capacité à détecter les petits objets. La population totale de la ceinture de Kuiper est supposée supérieure à celle de la ceinture principale.
- Ces nuages restent à ce jour hypothétiques. Il est parfois envisagé que les objets détachés les plus lointains (ou sednoïdes) pourraient être les premiers éléments du nuage de Hills. La base de données du MPC consultée le 15 juin 2019 recense 4 sednoïdes (au sens a > 150 ua et q > 50 ua). Le nuage de Oort est supposé contenir plusieurs milliards de petits corps glacés.
Notion de famille
L'astronome japonais Kiyotsugu Hirayama a été le premier à constater l'existence, au sein de la ceinture principale, de groupes d'astéroïdes présentant des paramètres orbitaux très proches. Ces groupes sont interprétés comme des fragments d'astéroïdes nés d'une collision et sont appelés familles d'astéroïdes (le terme famille est normalement réservé à ce cas) ou familles de Hirayama. Chaque famille porte le nom d'un membre caractéristique. Les familles d'Eos, d'Eunomie, de Flore, de Coronis, d'Hygie, de Thémis, de Vesta ou de Nysa comptent parmi les plus connues. Une vingtaine de familles sont clairement identifiées au sein de la ceinture principale et les études les plus récentes en dénombrent jusqu'à plus de cent.
Des familles du même type ont été identifiées parmi les troyens de Jupiter, en particulier les familles d'Eurybate et d'Ennomos. En 2006 a également été identifiée pour la première fois une famille interprétée comme d'origine collisionnelle au sein de la ceinture de Kuiper, la famille de Hauméa.
Classes liées au risque d'impact avec la Terre
Au sens strict, seuls les astéroïdes de type Aton et Apollon sont géocroiseurs (en anglais Earth-crosser asteroid ou ECA) et directement susceptibles de rentrer en collision avec la Terre. En pratique, en français, le terme géocroiseur est le plus souvent entendu au sens large et inclut les quatre groupes Atira, Aton, Apollon et Amor. Il est alors synonyme du terme anglais Near earth asteroid (NEA).
Seule une petite partie de ces astéroïdes sont classés comme astéroïdes potentiellement dangereux (APD) (souvent désignés par l'acronyme anglais PHA pour Potentially hazardous asteroid). Voir section Risques d'impact avec la Terre sur la page Astéroïde.
Types d'orbites relativement aux planètes
Les planètes mineures dont l'orbite croise celle d'une planète sont dits croiseurs de cette planète. Toutes les planètes du Système solaire possèdent de plusieurs centaines à plusieurs milliers de croiseurs.
Les zones situées à 60° en avance ou en retard sur l'orbite d'une planète (appelées points de Lagrange L4 et L5 de la planète) permettent la stabilité d'un système à trois corps Soleil / planète / planète mineure et sont donc parfois occupées par des planètes mineures appelées troyens de la planète. Outre Jupiter qui possède plusieurs milliers de troyens, 4 autres planètes en possèdent au moins un : à fin 2018[List 4], 22 sont connus pour Neptune, 1 pour Uranus, 9 pour Mars et 1 pour la Terre.
Un objet est en résonance avec une planète lorsque sa période de révolution se trouve être une fraction entière (par exemple 1:2, 3:4, 3:2…) de celle de la planète. Une telle résonance assure une stabilité relative à l'orbite de l'objet considéré. Des résonances existent avec plusieurs planètes, en particulier avec Neptune (dont plutinos en résonance 2:3) et avec Jupiter (dont groupe de Hilda en résonance 3:2). Les astéroïdes troyens et les astéroïdes coorbitaux sont des cas particuliers correspondant à une résonance 1:1.
Outre les troyens, d'autres planètes mineures possèdent des orbites très proches de celle d'une planète avec laquelle elles sont en résonance 1:1. On parle alors d'astéroïde coorbital avec la planète (le terme inclut en toute rigueur aussi les troyens). Les deux situations les plus courantes sont celle des quasi-satellites et celle des orbites en fer à cheval. Il a été montré qu'un même astéroïde peut alterner entre ces deux situations. On connait des objets coorbitaux autour de plusieurs planètes dont la Terre (par exemple (3753) Cruithne).
Autres types d'orbites particulières
La très grande majorité des planètes mineures tournent dans le même sens que les 8 planètes. Quelques-unes (une centaine connue en [JPL 19]) tournent en sens inverse. On parle alors d’astéroïdes rétrogrades. Cette situation correspond à une inclinaison comprise entre 90 et 180°. Ces objets sont souvent classés comme damocloïdes ou comme « objets divers ».
Pour la première fois en a été identifié un objet (1I/ʻOumuamua) possédant une orbite hyperbolique (et donc voué à quitter le Système solaire) mais ne présentant pas d'activité cométaire (cas des comètes hyperboliques). L'Union astronomique internationale a dès lors officialisé, en , la nouvelle classe des objets interstellaires et une nomenclature associée inspirée de celle des comètes. De tels objets sont également qualifiés d’astéroïdes hyperboliques. Un seul est connu à ce jour ([JPL 20]).
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
- V[12] = 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 Hv[12] = 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 Gv[12] = 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 Hv 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 Hv ;
- p ou pv[12] = albédo géométrique (coefficient de 0 à environ 1[13]) : 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
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[14]), 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
- T = température (en K) : on parle notamment de la température subsolaire (TSS), 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
- 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 dimensions 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)[15] : 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
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[JPL 21]), d'autres au contraire très rapidement (période inférieure à 1 minute pour les plus rapides[JPL 22]) ;
- inclinaison de l'axe de rotation (angle en degrés) (ou position du pôle).
Composition, structure, système, propriétés diverses
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.
- Hypothèse de structure interne de Pluton : croûte d'azote gelé, couche de glace d'eau, noyau rocheux.
- L'astéroïde géocroiseur (25143) Itokawa est un exemple d'agglomérat lâche et de corps binaire à contact.
- Image d'artiste du centaure (10199) Chariclo et de son anneau.