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Gérard FAURE - |
DESCRIPTIF DU MONDE DES
ASTEROIDES AU 20 MAI 2004 |
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( Mise à jour du
Descriptif du 31/12/03 ) |
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Traduction anglaise :
Richard MILES |
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| Quand
j'ai commencé à observer les astéroïdes en 1975, je ne connaissais presque
rien d'eux et les données les concernant étaient peu répandues chez les
amateurs. |
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| Les
recherches entreprises me permirent de découvrir leur grand
nombre ( quelques milliers seulement à l'époque) et
leur diversité d'orbites
dans le Système Solaire. |
|
| Il
était passionnant d'apprendre que ces petits voyageurs mystérieux
vagabondaient à travers les planètes, croisant des contrées encore inconnues
des hommes. |
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| Je
me suis donc passionné pour eux en les observant le plus possible et en
apprenant le maximum de choses sur eux. |
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| Jusqu'au
milieu des années 90, chaque découverte, notamment d'Earth-Grazer était un
événement, mais on pouvait continuer d'avoir une bonne idée
de la composition |
|
| de
ce monde des Petites Planètes du fait du petit nombre annuel de nouveaux
objets. |
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| Puis
l'ère des observatoires automatiques débuta et les découvertes augmentant à
un rythme accéléré, il ne fut plus possible d'avoir une connaissance
exhaustive |
|
| de
la structure et surtout de la composition de ce monde de lilliputiens. |
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| En
septembre 2000, pour le rassemblement de la Liste Internet d'Alphonse
Pouplier dans le Sud-Est de la France, j'avais préparé un article de
présentation des |
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|
| astéroïdes, basé
surtout sur les objets numérotés. |
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| J'avais
eu ensuite le désir de faire une analyse plus complète incluant les objets
non définitivement numérotés et les principales connaissances acquises sur
les astéroides. |
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| Ce
fut chose faite à la fin avril 2002, en français et en anglais. |
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| Deux
mises à jour suivirent : une partielle en français en août 2002 puis une
complète et plus fournie à fin 2003, traduite en anglais par Richard Miles. |
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| Enfin,
pour la présentation de ce dossier lors du Meeting MACE 2004 ( Meeting on
Asteroids and Comets in Europe ) à Frasso Sabino près de Rome, j'ai donc
procédé à la |
|
| mise
à jour actuelle des données au 20 mai 2004. |
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| Toujours
à l'aide du très utile tableur Microsoft Excel, de ma bibliothèque
personnelle très souvent mise à jour et des très utiles fichiers
"MPCORB" du site Web du Minor |
|
| Planet
Center, j'ai passé à nouveau une grande partie de mon temps libre pendant 3
semaines à préparer cette mise à jour de la "Description du Monde des
astéroïdes" |
|
| au 20 mai 2004. |
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| 214044
petites planètes ont été prises en compte et j'ai traité, trié, analysé et
réactualisé près de 3 millions de données chiffrées. |
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| J'ai
à nouveau extrait des renseignements d'une dizaine de nouveaux articles
professionnels et de sites Web dont les références sont indiquées en fin
d'analyse. |
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| les
tableaux de statistiques sont par contre en majorité restés arrêtés à fin
2003. |
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| Pour
la première version en 2002, les difficultés rencontrées avaient
principalement été : |
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| La
détermination des familles dynamiques sûres et des groupes de l'Anneau
principal (notamment les nysa-herthas, les griquas, les floras) |
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| La
détermination de l'appartenance des TNO aux familles connues ou suspectées |
|
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|
| Les
limites des zones des divers groupes et familles, déterminées d'après les
éléments actuels des astéroïdes. |
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| La
réactualisation des fichiers de base au fur et à mesure de l'émission des
nouvelles MPEC (Minor Planet Electronic Circulars). |
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| Pour
la mise à jour à fin 2003 qui comprenait de nombreuses nouvelles rubriques,
les difficultés s'étaient principalement portées sur : |
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|
| La
compréhension et la mise en forme résumée des connaissances actuelles sur la
taxonomie et la minéralogie des surfaces des petites planètes. |
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|
| La
prise en compte des avancées dans la connaissance de la structure de l'Anneau
de Kuiper. |
|
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|
| La
mise en forme de fichiers automatisant les diverses statistiques présentes
dans ce dossier. |
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|
|
| La
mise à jour de toutes les données précises orbitales des astéroïdes ayant
souvent changé en 20 mois au niveau des dixièmes et centièmes d' unités
astronomiques, |
|
| parfois
même pour les petites planètes définitivement numérotées. |
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| J'avais
bâti les premières analyses pour permettre de donner au plus grand nombre
possible de lecteurs même non passionnés par les astéroïdes un point précis
des |
|
| divers composants
du Monde des petites Planètes. |
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|
| Ce
premier plaisir s'est transformé en travail très intéressant, obligeant à de
nombreuses recherches permettant d'en apprendre soi-même encore et toujours,
malgré |
|
| les
très nombreuses années de lecture déjà faites. Il est vrai aussi que nos
connaissances sur les astéroïdes sont en perpétuelle évolution.... |
|
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|
| En
tant qu'Observateur, je tire aussi avantage à cet ouvrage qui permet de
repérer les objets intéressants à observer dans le futur. |
|
|
|
| Enfin,
certaines analyses et statistiques permettent de préciser les limites et la
portée réelle des problématiques observationnelles, portée fort utile pour
l'appréciation |
|
| de
travaux envisageables, en contradiction parfois avec des idées reçues. |
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|
| Bien
sûr, malgré toute mon attention, des erreurs ou omissions ont pu se produire
dans ce travail qui est publié sur le site Web d'AUDE ( Association des
Utilisateurs |
|
| de
Détecteurs Electroniques ), dans la partie réservée au Magnitude Alert
Project ( MAP), conjointement géré par AUDE et par "The Minor Planet Section of the ALPO" |
|
| (Association of
the Lunar and Planetary Objects). |
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|
| Je
vous saurais gré, le cas échéant, de bien vouloir me les indiquer par message
à l'adresse <gpmfaure@club-internet.fr> de même que tout rajout utile éventuel. |
|
| Je
vous en remercie par avance. |
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| Je
tiens à remercier mon ami Richard MILES (
rmiles@baa.u-net.com ) qui m'avait, lors du Meeting
MACE 2003 à Majorque, proposé son aide pour les futures traductions |
|
| anglaises de ce dossier et de ses mises à
jour. |
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|
| Sa
contribution très précieuse permet la sortie quasi-simultanée des versions
française et anglaise, au plus près de la mise à jour des données
scientifiques incluses. |
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| Enfin,
je souhaiterais attirer votre attention sur le très intéressant site Web de
l'Astronome tchèque Petr Scheirich, site situé à l'adresse : |
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| "
http://sajri.astronomy.cz/asteroidgroups/groups.htm " |
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|
| Une
visite sur sa page "Asteroid Groups" permet, à l'aide de très
belles vues et graphiques, de visualiser nombre de groupes et de
caractéristiques diverses de ce "Monde |
|
| des
petites planètes" décrit dans le dossier ci-dessous. |
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| Bonne lecture ! |
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| Gérard Faure |
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| Astéroïdes pris en compte |
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Nombre au 31/12/03 |
Nombre au 20/05/04 |
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| Les
85117 astéroïdes définitivement numérotés par le Minor Planet Center. |
|
73636 |
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85117 |
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| Tous
les astéroïdes non-numérotés des fichiers MPCORB (MPC) et/ou des listes
annexes (MPC) |
129966 |
|
128919 |
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|
| Certains
NEA probables datant d'avant 1990 et le possible apohele 1998 DK36 (sources
diverses) |
8 |
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7 |
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| Le
plus gros plutino qu'est Pluton |
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|
1 |
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1 |
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| Les
objets particuliers nouveaux découverts et indiqués sur des MPEC postérieures
au dernier fichier MPCORB utilisé |
2684 |
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0 |
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206295 |
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214044 |
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| NB:
Au 31/12/03, le MPC indiquait 232740 orbites d'astéroïdes dont 203605 disponibles dans la base MPCORB et/ou les listes du
site WEB du MPC. |
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| Les manquants du MPCORB et des Listes
MPC sont sans doute les orbites les plus incertaines. Les objets concernés
sont actuellement perdus. |
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|
| Chaque jour, de nouveaux astéroïdes
sont découverts et des orbites sont améliorées. |
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|
| Cette mise à jour concerne 7749
petites planètes de plus que le point à fin 2003 et 58039 petites planètes de
plus que le point du 28 avril 2002. |
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| NB:
Les satellites d'astéroïdes ne sont pas comptés en sus de l'astéroïde
principal |
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| Dernière
remarque enfin, avant d'entrer dans le vif du sujet : Pour des raisons
pratiques sur Excel ( manque de place dans certains tableaux, usage délicat
des |
|
|
| parenthèses
avec un clavier français de PC portable, etc...), la présentation officielle
des numéros définitifs d'astéroïdes entre parenthèses n'a pas souvent été
suivie. |
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TERMES UTILISES POUR LA DESCRIPTION DU MONDE DES ASTEROIDES |
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| a |
Demi-grand axe de
l'orbite ou distance moyenne au Soleil en UA |
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| albédo |
Pourcentage de lumière
solaire réfléchie par la surface d'un corps du Système Solaire |
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| e |
Définit l'importance de
l'ellipticité de l'orbite, de 0.0 (Cercle) à >1.0 (Hyperbole) |
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| famille |
Une famille est formée
d'astéroïdes ayant des "a", "e" et/ou "i" très
similaires |
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| G |
Définit la réflectivité
du sol de l'astéroïde en fonction de l'angle de phase |
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|
| Groupe |
Un groupe est formé
d'astéroïdes situés dans une même zone du Système solaire avec des "a", "e" et/ou
"i" assez similaires |
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| H |
La brillance en lumière V
d'un astéroïde à la distance d' 1 UA du Soleil et de la Terre |
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| i |
Inclinaison de l'orbite
de l'astéroïde sur l'Ecliptique en degrés |
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| Lacune |
Zone du Système Solaire
vide d'astéroïdes du fait des perturbations d'une grosse planète (dans
certaines zones de résonance) |
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| orbite |
Chemin suivi dans
l'espace par un corps céleste |
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| P |
Temps requis pour
effectuer une révolution complète d'une orbite, en années terrestres. |
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|
| Point de Lagrange |
Zone d'orbite stable à
60° en avant ou en arrière sur la même orbite qu'une grosse planète ( zone
"L5" à l'ouest et zone "L4" à l'Est ) |
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|
| q |
Périhélie ou point de
l'orbite le plus proche au Soleil, en UA |
|
|
|
| Q |
Aphélie ou point le plus
éloigné au Soleil, en UA |
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|
|
| résonance |
Zone du Système Solaire
ou l'astéroïde fait x révolutions autour du Soleil, tandis qu'une grande
planète fait exactement x autres révolutions |
|
| UA |
Unité Astronomique =
approximativement Distance Terre-Soleil = 149 597 870 Km. |
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| NB:
D'autres éléments existent. Ils sont peu descriptifs mais indispensables pour
élaborer des éphémérides de position et de brillance des astéroïdes dans le
ciel |
|
| Exemples
: La longitude du nœud ascendant, mesurée depuis le Point Vernal, l'Anomalie
Moyenne positionnant la planète sur son orbite, l'argument de latitude du |
|
|
| périhélie
( angle compris entre la direction du nœud ascendant et la direction du
périhélie ), etc.. |
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|
| Système
d'identification des astéroïdes |
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| Actuellement,
les astéroïdes nouvellement découverts suivent un cheminement
d'identification en 4 phases, de la découverte à la nomination définitive : |
|
|
| En
bref, ces 4 phases sont : |
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|
| Phase
1 : Lors de la découverte, le Découvreur lui attribue une identification
personnelle très provisoire ( Exemple : J002E3, P00ACE, SS-291, etc…) |
|
|
| Phase
2 : Dès que l'existence de l'astéroïde est confirmé, le MPC lui attribue une
dénomination provisoire constituée de l'année de découverte, d'une |
|
|
| lettre qui définie la
quinzaine de découverte et d'une deuxième lettre souvent accompagnée d'un
chiffre identifiant plus précisément l'objet |
|
|
| découvert ; (exemples : 1937
UB, 1980 AA, 2000 WR106, 2003
WT42, etc…). |
|
|
|
| Phase
3 : Lorsque les éléments orbitaux deviennent sûrs, le MPC lui attribue un
numéro définitif, indiqué devant la dénomination provisoire. |
|
|
|
| Exemple: (20000)
2000 WR106 |
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|
|
| Phase
4 : Une fois définitivement numéroté, le Découvreur peut le nommer.
L'astéroïde (20000) 2000 WR106 est
devenu (20000) Varuna. |
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| NB:
Tous les astéroïdes n'ont pas suivi ces phases dans le passé et plusieurs
dénominations provisoires peuvent concerner un objet perdu plusieurs fois. |
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| C'est donc, généralement, la
dénomination provisoire ayant permis l'identification définitive qui est
conservée. |
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GRANDES PLANETES: Rappel des
Distances minimales, moyennes et maximales au Soleil |
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q en UA |
a en UA |
a en millions de Km |
Q en UA |
|
P en années |
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| MERCURE |
0.307 |
0.387 |
57.8 |
0.466 |
|
0.241 |
|
|
| VENUS |
0.718 |
0.723 |
108.1 |
0.728 |
|
0.615 |
|
|
| TERRE |
0.9833 |
1.000 |
149.5 |
1.0167 |
|
1.0 |
|
|
| MARS |
1.381 |
1.5236 |
227.9 |
1.6662 |
|
1.881 |
|
|
| JUPITER |
4.947 |
5.202 |
778.2 |
5.456 |
|
11.862 |
|
|
| SATURNE |
9.030 |
9.578 |
1432.8 |
10.125 |
|
29.458 |
|
|
| URANUS |
18.171 |
19.129 |
2861.6 |
20.087 |
|
84.015 |
|
|
| NEPTUNE |
29.683 |
29.955 |
4481.2 |
30.227 |
|
164.788 |
|
|
|
|
|
|
|
| (PLUTON) |
29.620 |
39.496 |
5908.5 |
49.372 |
|
247.7 |
|
|
|
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|
HISTORIQUE concernant les Petites Planètes au 20/05/2004 |
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|
| XVIème Siècle |
|
6 planètes sont connues,
orbitant autour du Soleil: |
|
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|
Planète Dist. en UA Dist. moyenne en millions de
Km |
|
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|
MERCURE 0.39 57.9 |
|
|
|
VENUS 0.72 108.1 |
|
|
|
TERRE 1.00
149.6 |
|
|
|
MARS 1.52
227.9 |
|
|
|
JUPITER 5.20
777.9 |
|
|
|
SATURNE 9.54 1433.9 |
|
|
|
| 1596 |
Johannes KEPLER |
1ère pensée de
l'existence d'un corps planétaire entre Mars et Jupiter |
|
|
|
(Adaptation
de la théorie de Platon. Les sphères cristallines de Ptolémée sont supportées
par 5 solides |
|
|
|
réguliers
supportant chacun une sphère. L'un de ces solides, le Tétrahédron, devait
supporter une sphère |
|
|
|
comportant une planète
entre les orbites de Mars et de Jupiter.) |
|
|
|
| 1766 |
Johannes TITIUS et |
Loi de Titius-Bode :
(n+4)/10 ou n est un élément de la série 0, 3, 6, 12,... |
|
|
Johann BODE |
|
|
|
Planète Dist. en UA Titius-Bode |
|
|
|
MERCURE 0.39 0.4 |
|
|
|
VENUS 0.72 0.7 |
|
|
|
TERRE 1.00 1.0 |
|
|
|
MARS 1.52 1.6 |
|
|
|
????
2.8 |
|
|
|
JUPITER 5.20 5.2 |
|
|
|
SATURNE 9.54 10.0 |
|
|
|
|
|
Il devrait donc y avoir
une planète entre Mars et Jupiter.... |
|
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|
| 1781 |
William HERSCHEL |
Découverte de la Planète
URANUS située en moyenne à 19.2 UA du Soleil, soit 2.887 milliards de Km. |
|
|
|
La loi de Titius-Bode est
encore respectée: 19.2 UA pour 19.6
UA à la loi. |
|
|
|
| 1785 à 1800 |
Baron Von ZACK ( Hongrie ) |
Recherche de la planète
manquante et mise en route du catalogue des étoiles du Zodiaque en 1800. |
|
|
|
| 31/12/1800 |
Giuseppe PIAZZI |
Pointage d'une étoile
dans le Taureau, sur une carte, à l'Observatoire de Palerme |
|
|
|
| 01/01/1801 |
Giuseppe PIAZZI |
Découverte de CERES
suivie jusqu'à la mi-février 1801. |
|
|
|
Grâce aux calculs de Carl
GAUSS, VON ZACH retrouve Cérès le 07/12/1801 |
|
|
|
| 28/03/1802 |
Wilhem OLBERS |
OLBERS découvre fortuitement PALLAS, en
préparant des cartes stellaires pour observer Cérès. |
|
|
|
| 01/09/1804 |
Karl HARDING |
Olbers pensant que Cérès
et Pallas sont des morceaux d'une même planète, il demande de l'aide |
|
|
|
Karl HARDING trouve JUNO
le 01/09/1804. |
|
|
|
| 29/03/1807 |
Wilhem OLBERS |
Wilhem OLBERS trouve
VESTA le 29/03/1807. |
|
|
|
| 1815 |
|
Abandon de la recherche.
Le système solaire est donc considéré composé de 11 planètes. |
|
|
|
Le mot
"astéroïde" créé par William HERSCHEL en 1802 ne sera utilisé
qu'après 1845. |
|
|
|
| 08/12/1845 |
Karl HENCKE |
Découverte de ASTRAEA
après 15 ans de recherches solitaires. |
|
|
|
Relance de la recherche
des astéroïdes dans le monde astronomique, principalement par des amateurs. |
|
|
|
| 23/09/1846 |
J.G. GALLE et |
Découverte de NEPTUNE
orbitant en moyenne à 29.955 UA du Soleil soit 4.481 milliards de Km. |
|
|
U.V. LE VERRIER |
|
| Fin 1849 |
|
10 astéroïdes sont
connus. Ils sont désormais appelés "astéroïdes" ou "petites
planètes" |
|
|
|
| Juillet 1868 |
|
100 astéroïdes sont connus. |
|
|
|
Daniel KIRKWOOD explique les vides dans les
distances moyennes au Soleil des astéroïdes du fait des actions |
|
|
|
de résonance de Jupiter sur les orbites des
petites planètes de l'Anneau. |
|
|
|
| 13/06/1873 |
James WATSON |
Découverte de 132 AETHRA
qui à son périhélie atteint l'aphélie de Mars. |
|
|
|
| Fin 1891 |
|
322
petites planètes ont été trouvées, toutes visuellement. |
|
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|
Le
Recordman est Johann PALISA avec 83 découvertes résultant de comparaisons du
ciel observé avec des |
|
|
|
cartes stellaires
élaborées parfois jusqu'à la 15 ème magnitude ! |
|
|
|
| 20/12/1891 |
Max WOLF |
1ère découverte
photographique d'un astéroïde : 323 BRUCIA |
|
|
|
| 13/08/1898 |
Gustav WITT |
Découverte de 433 EROS,
premier astéroïde s'approchant de la Terre à 0.13 UA, soit 19.9 millions de
KM |
|
|
|
| Début 1900 |
|
452 astéroïdes sont
connus. Leurs orbites et leurs éphémérides sont encore faites à la main... |
|
|
|
Des centres de données
sont développés à Berlin et à Kiel. |
|
|
|
| 24/12/1905 |
|
Première découverte
photographique Amateur, avec 581 Tauntonia, par Joël H. METCALF à Taunton
(USA ). |
|
|
|
| 22/02/1906 |
Max WOLF |
Découverte de 588
ACHILLES , premier Troyen orbitant au niveau de Jupiter, à un point de
Lagrange ( L4 ) |
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| 20/10/1920 |
Walter BAADE |
Découverte de 944 HIDALGO
qui s'éloigne à l'aphélie jusque dans les parages de Saturne, à 9.54 UA. |
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| 1923 |
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1000 astéroïdes référencés. |
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| 19/02/1930 |
Clyde TOMBAUGH |
Découverte
de PLUTON, le premier objet Transneptunien, orbitant à 39.44 UA du Soleil en
moyenne |
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( soit 5.900 milliards de
Km), mais coupant l'orbite de Neptune vers le périhélie. |
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| 24/04/1932 |
Karl REINMUTH |
Découverte de 1862
APOLLO, premier astéroïde coupant l'orbite de la Terre et de Vénus. |
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| 28/10/1937 |
Karl REINMUTH |
1937 UB alias
"HERMES" passe à 733 000 Km
de la Terre. |
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| 1947 |
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Création du Minor Planet
Center par l'UAI sous la Direction de Paul HERGET. |
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Début de la publication
des "Ephemerides of Minor Planets" par l'Institut d'Astronomie de
Leningrad |
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| 26/06/1949 |
Walter BAADE |
Découverte de 1566 ICARUS
s'approchant du Soleil à 0.18 UA, plus près que Mercure. |
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| 05/12/1954 |
G.ABELL |
Passage repéré de 1954
XA, 1er astéroïde ATEN orbitant en moyenne plus près du Soleil que la Terre. |
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| 10/08/1972 |
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La
Terre est frôlée à 58 KM d'altitude par le "Bolide du Montana"
(USA) qui repart vers l'espace. |
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| 11/11/1977 |
Charles KOWAL |
Découverte
de 2060 CHIRON, le premier CENTAURE, ayant une orbite allant de 8.43 à 18.84
UA ( soit 2.8 |
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milliards de Km ) non
loin d'Uranus. |
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| 30/06/1978 |
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Le Minor Planet Center
s'installe à Cambridge (USA) sous la direction de Brian MARSDEN. |
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| 1989 |
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Entrée en activité du
télescope SPACEWATCH à Kitt Peak, recherchant les astéroïdes proches de la
Terre. |
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| 09/01/1992 |
Spacewatch - Kitt Peak |
5145
PHOLUS, nouveau Centaure découvert, s'éloigne jusqu'à 32.2 UA, plus loin que
la distance moyenne au |
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Soleil de Neptune. |
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| 30/08/1992 |
D. JEWITT et J. X. LUU |
Découverte
de 1992 QB1, premier TNO (Trans-Neptunian Object) ne coupant pas l'orbite de
Neptune et |
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circulant en moyenne
à 43.80 UA soit à 6.55 milliards de
Km du Soleil. |
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| Sept. 1992
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1ère découverte CCD d'un
astéroïde par un amateur: 1992 RA par N.KAWASATO |
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| 09/12/1994 |
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1994 XM1 passe à 112000
Km de la Terre, plus proche passage observé d'un géocroiseur |
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| 09/08/1996 |
Palomar/NEAT et |
Découverte de 1996 PW
s'éloignant jusqu'à 528 UA du Soleil, soit 79 milliards de Km ! |
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Gareth WILLIAMS du MPC |
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| 1997 |
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Entrée en activité du
premier télescope LINEAR (New Mexico) ratissant systématiquement le ciel |
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| Mars 1999 |
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10000
astéroïdes numérotés... sans Pluton ( du fait d'une polémique sur son statut
de grande planète |
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ou d'astéroïde ) |
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| 29/07/2000 |
Cerro Tololo Observatory |
Découverte
de 2000 OO67 s'éloignant jusqu'à 1016 UA du Soleil, soit près de 152
milliards de Km ! |
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Sa période de révolution
autour du Soleil est de 11808 années terrestres ! |
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| 28/11/2000 |
McMILLAN et LARSEN |
2000 WR106 est découvert
au Spacewatch. C'est alors le plus gros TNO découvert ( 900 Km de diamètre ) |
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| Janv. 2001 |
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Le 20000ème astéroïde est
numéroté : C'est 2000 WR106, qui deviendra (20000) Varuna |
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| 04/06/2002 |
TRUJILLO et BROWN |
2002 LM60, très gros TNO
de 1250 Km de diamètre, visible en CCD par les amateurs, est repéré. |
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(Palomar/NEAT) |
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| Nov. 2002 |
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50000 astéroïdes
définitivement numérotés !! 2002 LM60
devient désormais (50000) Quaoar |
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| 11/02/2003 |
LINEAR |
2003 CP20 est le premier
astéroïde découvert orbitant intègralement à l'intérieur de l'orbite
terrestre. |
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| 21/08/2003 |
Deep Ecliptic Survey team |
Confirmation de la
découverte du premier Neptune-troyen 2001 QR322 |
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| 27/09/2003 |
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2003
SQ222 ( Apollo 1 ) devient le plus petit astéroïde repéré (mag H = 30.1) et
le plus proche géocroiseur |
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observé, avec un passage
à 83774 Km de la Terre. |
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| 15/10/2003 |
Brian SKIFF |
Après 66 années de
recherches, 1937 UB alias "Hermes" est retrouvé ! |
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| 19/02/2004 |
(Palomar/NEAT) |
2004 DW est un nouveau
TNO apparemment plus gros que (50000) Quaoar, sur une orbite de type Pluton. |
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| 15/03/2004 |
BROWN et al |
Annonce de la découverte
de 2003 VB12 ( alias Sedna ), plus gros que 2004 DW et orbitant à 509 UA du
Soleil ! |
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(Palomar/NEAT) |
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| 18/03/2004 |
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L'Aten 2004 FH pulvérise
le record d'approche à la Terre, à 0.00033 UA, soit 49367 Km. |
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| 05/05/2004 |
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Le MPC possède 251002
orbites d'astéroïdes repérés dont 85117 concernant les objets définitivement
numérotés. |
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On estime à des millions
d'astéroïdes le nombre de ceux atteignant au moins 1 km de diamètre.... |
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La chasse aux astéroïdes
est donc loin d'être terminée.... |
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| SOURCES |
|
Réf. G.Faure |
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|
| Michel-Alain Combes |
|
Deux siècles de
découvertes d'astéroïdes - L' Astronomie Vol.115 janvier-février 2001 |
- |
|
| Tom Gehrels |
|
History and Future -
Asteroids -1979 T.Gehrels |
|
<GF:FO> |
|
| Richard A. Kowalski |
|
A
Brief History of Minor Planet Research: The importance of the Amateur - Minor
Planet |
- |
|
|
Amateur/Professional
Workshop 1999. |
|
|
|
| Minor Planet Center |
|
Données diverses sur les
astéroïdes ( http://cfa-www.harvard.edu/iau/mpc.html ) |
- |
|
|
| Syuichi Nakano |
|
Liste des premiers
astéroïdes découverts en CCD par des amateurs |
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|
| Frederick
Pilcher et Jean Meeus |
Tables of Minor Planets 1973 |
|
<GF:BK> |
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TABLEAU DE LA STRUCTURE DU MONDE
DES ASTEROIDES DU 20 MAI 2004 |
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Total |
Total MPC + Divers |
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| GROUPES/FAMILLES |
Caractéristiques |
des orbites |
Remarques |
Numérotés |
au 20/05/2004 |
Estimés |
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|
1 à 85117 |
Nombre |
Date |
> 1 Km |
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|
| Avant l'orbite terrestre |
|
|
|
0 |
3 |
|
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| |
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|
|
| VULCANOID |
a < 0.22 UA |
Q < q Mercure |
Famille encore hypothétique |
0 |
0 |
20/05/04 |
max. 900 |
|
| |
|
|
|
|
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|
|
| APOHELE |
a < 1.00 UA |
Q < 1.00 UA |
orbite entière dans orbite de la Terre |
0 |
2 |
20/05/04 |
20 ? |
|
| |
|
|
1 non sûr = 1998 DK36 |
|
+ 1 ? |
|
|
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| |
|
|
|
|
|
|
|
|
| Géocroiseurs |
|
|
|
339 |
2821 |
20/05/04 |
max.1200 |
|
| |
|
|
|
|
|
|
|
|
| ATEN |
a < 1.00 UA |
Q >1.00 UA |
Aphélie à l'extérieur de q Terre |
16 |
220 |
20/05/04 |
|
|
| |
|
|
|
|
|
|
|
|
| APOLLO |
|
|
|
154 |
1354 |
20/05/04 |
|
|
| APOLLO 1 |
q < 1.00 UA |
a =1.00 à 1.524 UA |
Coupe l'orbite terrestre |
74 |
594 |
20/05/04 |
|
|
| APOLLO 2 |
q < 1.00 UA |
a =1.524 à 2.12 UA |
Coupe l'orbite terrestre |
48 |
433 |
20/05/04 |
|
|
| APOLLO 3 |
q < 1.00 UA |
a = 2.12 à 3.57 UA |
Coupe l'orbite terrestre |
32 |
325 |
20/05/04 |
|
|
| APOLLO 4 |
q < 1.00 UA |
a > 3.57 UA |
Coupe l'orbite terrestre |
0 |
2 |
20/05/04 |
|
|
| |
|
|
|
|
|
|
|
|
| AMOR |
|
|
|
169 |
1241 |
20/05/04 |
|
|
| AMOR 1 |
q < 1.30 UA |
a =1.00 à 1.524 UA |
Ne coupe jamais l'orbite terrestre |
22 |
225 |
20/05/04 |
|
|
| AMOR 2 |
q < 1.30 UA |
a =1.524 à 2.12 UA |
Ne coupe jamais l'orbite terrestre |
66 |
422 |
20/05/04 |
|
|
| AMOR 3 |
q < 1.30 UA |
a = 2.12 à 3.57 UA |
Ne coupe jamais l'orbite terrestre |
80 |
588 |
20/05/04 |
|
|
| AMOR 4 |
q < 1.30 UA |
a > 3.57 UA |
Ne coupe jamais l'orbite terrestre |
1 |
6 |
20/05/04 |
|
|
| |
|
|
|
|
|
|
|
|
| Géocroiseurs non sûrs |
|
|
|
|
6 |
|
|
|
| |
|
|
|
|
|
|
|
|
| |
|
|
|
|
|
|
|
|
| Avant l'Anneau N°1 |
|
|
|
1376 |
6790 |
|
|
|
| |
|
|
|
|
|
|
|
|
| MARS-CROSSER |
q de 1.30 à 1.6662 UA |
( a, i et e très variés ) |
Coupe l'orbite martienne |
638 |
3387 |
20/05/04 |
|
|
| |
|
|
|
|
|
|
|
|
| MARS-TROYEN EST |
a ~ 1.524 UA |
i > 16° |
Points de lagrange L4 de Mars |
0 |
1 ? |
20/05/04 |
Total |
|
| MARS-TROYEN OUEST |
a ~ 1.524 UA |
|
Points de lagrange L5 de Mars |
1 |
4 ? |
|
50 ? |
|
| |
|
|
|
|
|
|
|
|
| HUNGARIA |
a = 1.76 à 2.06 UA |
i = 12° à 36° / e
< 0.17 |
Entre résonances 1:5 et 1:4 |
736 |
3375 |
20/05/04 |
|
|
| |
|
|
|
|
|
|
|
|
| Objets pré-Anneau |
a = 1.88 à 2.06 UA |
i faible |
zone Hungaria |
1 |
23 |
20/05/04 |
|
|
| |
|
|
|
|
|
|
|
|
| |
|
|
|
|
|
|
|
|
| ANNEAU N°1 |
a = 2.06 à 4.02 UA |
|
|
82417 |
201774 |
20/05/04 |
1 000 000 |
|
| |
|
|
|
|
|
|
à |
|
| |
|
|
Hors griquas,
cybeles, hildas = |
81680 |
200179 |
|
1 400 000 |
|
| |
|
|
|
|
|
|
max. |
|
| ZONE I (INTERNE) |
a = 2.065 à 2.501 UA |
|
Entre résonances 1:4 et 1:3 |
32221 |
|
|
|
|
| Flora (famille ?) |
a = 2.12 à 2.27 UA |
e = 0.04 à 0.21 / i < 8° |
Entre résonances 1:4 et 2:7 |
|
(3021) |
2002 |
|
|
| Phocaea (groupe) |
a = 2.23 à 2.50 UA |
e > 0.1 et i = 18 à 32° |
Entre résonances 2:7 et 1:3 |
|
|
(Morbidelli) |
|
|
| Vesta (famille) |
a = 2.349 à 2.374 UA |
e < 0.16 et i = 5 à 8° |
Entre résonances 2:7 et 1:3 |
|
(5575) |
2002 |
|
|
| Nysa-Hertha (famille ?) |
a = 2.41 à 2.50 UA |
e = 0.12 à 0.21 / i
< 4.3° |
Entre résonances 2:7 et 1:3 |
|
(6614) |
2002 |
|
|
| |
|
|
|
|
|
|
|
|
| ZONE II (CENTRALE) |
a = 2.501 à 2.820 UA |
|
Entre résonances 1:3 et 2:5 |
27179 |
|
|
|
|
| Eunomia (famille) |
a = 2.563 à 2.670 UA |
e =0.07 à 0.21/ i =11
à 15° |
Entre résonances 1:3 et 2:5 |
|
(6162) |
2002 |
|
|
| |
|
|
|
|
|
|
|
|
| ZONE III (EXTERNE) |
a = 2.825 à 3.279 UA |
|
Entre résonances 2:5 et 1:2 |
22280 |
|
|
|
|
| Koronis (famille) |
a = 2.828 à 2.939 UA |
e < 0.12 et i <
3.5° |
Entre résonances 2:5 et 3:7 |
|
(2663) |
2002 |
|
|
| Eos (famille) |
a = 2.988 à 3.046 UA |
e < 0.13 et i = 8
à 12° |
Entre résonances 3:7 et 4:9 |
|
(5188) |
2002 |
|
|
| Themis (famille) |
a = 3.047 à 3.219 UA |
e < 0.22 et i <
3° |
Entre résonances 4:9 et 1:2 |
|
(2739) |
2002 |
|
|
| Hygiea (famille) |
a = 3.108 à 3.217 UA |
faible "i" et "e" modérée |
Entre résonances 4:9 et 1:3 |
|
(1703) |
2002 |
|
|
| Griqua (groupe ?) |
a = 3.20 à 3.35 UA |
e > 0.35 et i > 17° |
En résonance 1:2 avec Jupiter |
5 |
20 |
20/05/04 |
|
|
| |
|
|
|
|
|
|
|
|
| CYBELE |
a = 3.28 à 3.67 UA |
e < 0.35 et i < 26° |
Entre résonances 1:2 et 3:5 |
357 |
702 |
20/05/04 |
|
|
| |
|
|
|
|
|
|
|
|
| HILDA |
a = 3.74 à 4.02 UA |
e assez forte et i < 26° |
résonance 2:3 avec Jupiter |
375 |
873 |
20/05/04 |
|
|
| |
|
|
|
|
|
|
|
|
| |
|
|
|
|
|
|
|
|
| Après l'Anneau |
|
|
|
6 |
23 |
|
|
|
| |
|
|
|
|
|
|
|
|
| THULE |
a = 4.28 UA |
i = 2.3° |
résonance 3:4 avec Jupiter |
1 |
1 |
20/05/04 |
|
|
| |
|
|
|
|
|
|
|
|
| Jupiter-crosser interne |
a entre 3.6 à 5.0 UA |
e forte ; objets isolés |
Coupent vers Q l'orbite de Jupiter |
5 |
22 |
20/05/04 |
|
|
| |
|
|
|
|
|
|
|
|
| |
|
|
|
|
|
|
|
|
| Jupiter-Troyens |
|
|
|
877 |
1667 |
|
<2 millions |
|
| |
|
|
|
|
|
|
|
|
| JUPITER-TROYEN EST |
a = 4.90 à 5.37 UA |
e < 0.30 et i < 40° |
Point de lagrange L4 de Jupiter |
525 |
1039 |
20/05/04 |
|
|
| JUPITER TROYEN OUEST |
a = 4.96 à 5.36 UA |
e < 0.28 et i < 44° |
Point de lagrange L5 de Jupiter |
352 |
628 |
20/05/04 |
|
|
| |
|
|
|
|
|
|
|
|
| Après Jupiter |
|
|
|
21 |
79 |
|
|
|
| |
|
|
|
|
|
|
|
|
| Jupiter-crosser externe |
a > 5.1 UA |
q < 5.1 UA et e forte |
Coupent vers q l'orbite de Jupiter |
5 |
25 |
20/05/04 |
|
|
| |
|
|
|
|
|
|
|
|
| CENTAURE |
a = 5.5 à 29 UA |
q > 5.2 UA / i < 35° / e forte |
"a" situé entre Jupiter et Neptune |
16 |
53 |
20/05/04 |
|
|
| |
|
|
|
|
|
|
|
|
| NEPTUNE-TROYEN EST |
a = 30.1 UA |
e = 0.02 et i = 1.3° |
Point de lagrange L4 de Neptune |
0 |
1 |
20/05/04 |
|
|
| NEPTUNE-TROYEN OUEST |
a ~ 30 UA |
|
Point de lagrange L5 de Neptune |
0 |
0 |
20/05/04 |
|
|
| |
|
|
|
|
|
|
|
|
| ANNEAU DE KUIPER |
|
|
( Découvrables si q
< 52 UA ) |
81 |
887 |
20/05/04 |
millions ? |
|
| |
|
|
|
|
|
|
|
|
| KBO interne I |
a = 30 à 35 UA |
e forte / q proche d'Uranus |
q régi par Uranus ? |
3 |
9 |
20/05/04 |
|
|
| KBO 5:4 |
a = 35.0 UA |
q < ou = Q Neptune; i ~ 20° |
résonance 5:4 avec Neptune |
1 |
3 |
20/05/04 |
|
|
| KBO interne II |
a= 36 à 38 UA |
e<0.07-0.13 / q >Q Neptune |
"Anneau interne" + résonance 4:3 |
6 |
18 |
20/05/04 |
|
|
| |
|
|
|
|
|
|
|
|
| PLUTON+CHARON |
a = 39.496 UA |
q < Q Neptune |
résonance 3:2 avec Neptune |
0 |
1 |
20/05/04 |
|
|
| PLUTINO |
a ~ 39.5 UA |
q proche Q Neptune; i ~ 20° |
résonance 3:2 avec Neptune |
20 |
152 |
20/05/04 |
|
|
| |
|
|
|
|
|
|
|
|
| CUBEWANO |
a = 40 à 47 UA |
q >38 UA ; "i" et "e" faibles |
( = Classical KBO ) |
27 |
450 |
20/05/04 |
|
|
| KBO 5:3 |
a = 42.2 UA |
"e" forte |
résonance 5:3 avec Neptune |
2 |
7 |
20/05/04 |
|
|
| ( TNO indéfinis ) |
|
TNO
avec"a"+"e" inconnus |
|
|
141 |
20/05/04 |
|
|
| KBO 7:4 |
a = 43.9 UA |
e > 0.2 |
résonance 7:4 avec Neptune |
1 |
5 |
20/05/04 |
|
|
| KBO 2:1 |
a ~48 UA |
"e" forte > 0.3 |
résonance 2:1 avec Neptune |
2 |
10 |
20/05/04 |
|
|
| |
|
|
|
|
|
|
|
|
| Scattered Disk Object |
a > 48 UA ? |
q < 40 UA et
"e" forte |
( = SKBO ) ; q régi par Neptune |
13 |
80 |
20/05/04 |
|
|
| KBO 5:2 |
a ~ 55 UA |
"e" très forte > 0.4 |
résonance 5:2 avec Neptune |
5 |
9 |
20/05/04 |
|
|
| Extended Scattered disk |
a > 48 UA ? |
q > 40 UA et "e" forte |
existence encore hypothétique |
1 |
2 |
20/05/04 |
|
|
| |
|
|
|
|
|
|
|
|
| |
|
|
|
|
|
|
|
|
| NUAGE
D'OORT |
a > 2000 UA ? |
e > 0.9 et "Q" très grand |
a ~ 2000 à >10000 UA ? |
0 |
0 |
20/05/04 |
|
|
| |
|
|
|
|
|
|
|
|
| |
|
|
|
|
|
( 5 à 10 |
|
| |
|
|
85117 |
214044 |
20/05/04 |
millions ? ) |
|
| |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
| Remarques:
|
|
|
|
| Le
classement de chaque astéroïde dans un groupe s'est fait en suivant les
classifications officielles : |
|
|
|
| *Prépondérance
de la position de leur orbite par rapport à celle de la Terre ou de Mars,
jusqu'aux Mars-crossers inclus, quelque fut leur demi-grand axe. |
|
|
| *Pour
les objets lointains, c'est la position de leur orbite par rapport à Jupiter
et/ou Neptune qui a primé. |
|
|
|
| *J'ai
classé les géocroiseurs en fonction d'un demi-grand axe terrestre égal à
1,000 UA, sans tenir compte de l'évolution annuelle de l'orbite terrestre de
0,983 à 1,017 UA. |
|
| J'ai suivi en cela la règle employée par le
Minor Planet Center. |
|
|
|
|
|
|
|
| je
n'ai dévié des appellations officielles que pour quelques types d'objets plus
ou moins non classés jusqu'à présent : |
|
|
|
| *En
l'absence d'appellation définitive pour les astéroïdes à l'orbite interne à
celle de la Terre, j'ai gardé la désignation "Apohele" qui permet
bien d'avoir une 4ème |
|
|
| appellation pour le 4ème type d'orbite des
géocroiseurs, en sus des appellations Aten, Amor et Apollo. |
|
|
|
| Apohele permet agréablement par ailleurs de
compléter la série des appellations en "A" pour les géocroiseurs. |
|
|
|
| *Quelques
petites planètes à faibles inclinaison et excentricité, situées dans la zone
des hungarias, préfigurent les caractéristiques de l'Anneau N°1. |
|
|
|
| Je
les ai nommées "Objets pré-Anneau". |
|
|
|
| *Les
astéroïdes situés dans les zones vides entre les hildas et Jupiter et coupant
l'orbite jupitérienne ont été dénommés "Jupiter-crosser
interne". |
|
|
|
| *Les
astéroïdes inclassables au delà de Jupiter, mais coupant son orbite, ont été
dénommés "Jupiter-crosser externe". |
|
|
|
| *Pour
la partie interne de la zone des transneptuniens, j'ai découpé les TNO
présents en "KBO Interne I"
et "KBO interne II",
séparés par la résonance 5:4. |
|
|
|
|
|
|
| NB:
Les limites des zones des familles et groupes de l'Anneau N°1 sont établies
d'après les extrêmes connus pour les membres clairement nommés dans des
articles |
|
| astronomiques. |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
| Evolution
des totaux depuis fin avril 2002 |
|
|
|
|
|
|
| Groupes |
fin avril 2002 |
Au 20 mai 2004 |
Dernière mise à jour au MPC |
Accroissement en 25 mois |
|
|
| Vulcanoids |
0 |
0 |
20 mai 2004 |
0 |
|
|
|
| Apoheles |
1 ? |
3? |
20 mai 2004 |
2 |
|
|
|
| Atens |
145 |
220 |
20 mai 2004 |
75 |
|
|
|
| Apollos |
874 |
1354 |
20 mai 2004 |
480 |
|
|
|
| Amors |
854 |
1251 |
20 mai 2004 |
397 |
|
|
|
| Mars-crossers |
2396 |
3387 |
20 mai 2004 |
991 |
|
|
|
| Mars-Troyens |
6 |
5 ? |
20 mai 2004 |
-1 |
|
|
|
| Hungarias |
2227 |
3375 |
20 mai 2004 |
1148 |
|
|
|
| Anneau N°1 ( sans C et H ) |
146442 |
200179 |
20 mai 2004 |
53737 |
|
|
|
| Cybèles |
509 |
702 |
20 mai 2004 |
193 |
|
|
|
| Hildas |
568 |
873 |
20 mai 2004 |
305 |
|
|
|
| Jupiter-Troyens Ouest |
520 |
628 |
20 mai 2004 |
108 |
|
|
|
| Jupiter-Troyens Est |
787 |
1039 |
20 mai 2004 |
252 |
|
|
|
| Thulé + Jupiter-Crossers |
31 |
48 |
20 mai 2004 |
17 |
|
|
|
| Centaures + Neptune-Tr. |
34 |
54 |
20 mai 2004 |
20 |
|
|
|
| KBO internes à CKBO |
531 |
796 |
20 mai 2004 |
265 |
|
|
|
| SDO |
74 |
89 |
20 mai 2004 |
15 |
|
|
|
| ESDO |
1 |
2 |
20 mai 2004 |
1 |
|
|
|
| Oort |
0 |
0 |
20 mai 2004 |
0 |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
Autres Appellations de familles et de groupes de Petites Planètes |
|
|
|
|
|
|
|
| Alinda |
astéroïde en libration
dans la lacune 1:3 ( "a" ~ 2.5 UA, dans la résonance 1:3 avec
Jupiter ) |
|
|
|
| CKBO |
2ème appellation des
astéroïdes de la ceinture de Kuiper, situés vers 42 UA et à faible
excentricité, ne coupant pas l'orbite de Neptune. |
|
| Damocloid |
Groupe qui recouvrirait
les objets d'Oort, avec des grand "e", "i" et
"a" atteignant la partie interne du Système solaire, avec
"i" souvent >90° |
|
| EGA |
Astéroïde qui frôle la
Terre à une distance minimale à l'orbite terrestre inférieure à 0,100 UA |
|
|
|
| Earth-Grazer |
Ancienne appellation
fréquemment employée avant celle des "NEA". |
|
|
|
| Géocroiseur |
Au sens strict, c'est un
astéroïde coupant l'orbite de la Terre ( Apollo ou Aten ). Au sens large,
c'est le mot français désignant les NEA |
|
|
| Griqua |
Objet sur la bordure
externe de l'anneau principal, vers 3.27 UA, avec "i" > 17° et e> 0.35 (résonance 1:2 avec
Jupiter) |
|
|
|
| IEO |
Inner Earth Object =
Objet interne à la Terre. C'est une autre appellation de "Apohele" |
|
|
|
| KBO |
Kuiper Belt Object =
objet de la ceinture d'astéroïdes de Kuiper |
|
|
|
| Cubewano |
1ère appellation des
astéroïdes de la ceinture de Kuiper, situés vers 42 UA et à faible
excentricité, ne coupant pas l'orbite de Neptune. |
|
|
| MBO |
Main Belt Object = Objet
de la ceinture principale des astéroïdes |
|
|
|
| NEA |
Near Earth Asteroid = astéroïde s'approchant de la Terre avec
q < 1.30 UA |
|
|
|
| NEO |
Near Earth Object =
astéroïde ou comète proche de la Terre, avec q < 1.30 UA |
|
|
|
| Oort cloud Object |
Damocloid Object |
|
|
|
| PHA |
Potentially Hazardous
Object ( potentiellement dangereux ), avec H < 22.0 et passant au plus à
0.05 UA du plan de l'Ecliptique, à r = 1.0 UA |
|
| SDO |
Scattered Disk Objects =
SKBO = Objets épars de la Ceinture de Kuiper, avec "a" > 48 UA
et "q" < 40 UA |
|
|
|
| SKBO |
Scattered KBO = SDO =
Objets épars de la Ceinture de Kuiper, avec "a" > 48 UA et "q" < 40 UA |
|
|
|
| TNO |
Objets Transneptuniens ;
Théoriquement ceux qui sont situés au delà de l'orbite de Neptune |
|
|
|
| Vestoid |
Petit
astéroïde faisant partie de la famille dynamique "Vesta" et
montrant les mêmes caractéristiques spectrales que 4 Vesta. |
|
|
| V-type |
Astéroïde montrant des
caractéristiques spectrales V proches de 4 Vesta , sans être membre de la
famille Vesta. |
|
|
|
| Vulcanoid |
Astéroïde d'une ceinture
hypothétique devant être située à l'intérieur de l'orbite de Mercure, de 0.09
UA à 0.21 UA du Soleil. |
|
|
|
|
Des études récentes
indiqueraient l'existence possible de 300 à 900 vulcanoides de plus de 1Km de
diamètre ( max. 25Km ). |
|
|
|
Situés de 4° à 12° du
globe solaire, ils seront difficilement détectables, s'ils existent…. |
|
|
|
|
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|
Estimations du nombre total d'astéroïdes |
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|
|
| Tous
astéroïdes confondus: |
|
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|
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|
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|
| Diamètre > 1.0 Km |
> 3 millions |
|
|
|
|
|
| Diamètre > 0.1 Km |
milliards |
|
|
|
|
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|
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|
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|
| Géocroiseurs: |
( Données Spaceguard ) |
|
|
|
|
|
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|
| Diamètre > 1.0 Km |
2100 |
|
|
|
|
| Diamètre > 0.5 Km |
9200 |
|
|
|
|
| Diamètre > 0.1 Km |
320000 |
|
|
|
| Diamètre 40 à 100 m |
2 000 000 |
|
|
|
| Diamètre > 10 m |
150 000 000 |
|
|
|
|
|
|
| D'après
des estimations plus récentes, le nombre total des géocroiseurs de diamètre
> 1 Km oscillerait entre 855+/-110 ( Morbidelli et al, 2001 ) et 1200 |
|
|
| (
MPML 23/07/02 - Donnée Marsden ). Il comporterait 2% d'atens, 23% d'amors et 75% d'apollos. |
|
|
|
| W.Bottke
et al indiquent de leur côté 32% d'amors, 62% d'apollos et 6% d'atens pour
les géocroiseurs avec H < 22. |
|
|
|
| Les
NEO de mag < 18 seraient au nombre de 960 +/-120. |
|
|
|
|
|
|
|
| Le
NEA Search Report de la NASA de septembre 2003 estime à 1100 le nombre de
géocroiseurs d'1 km et à 500000 ceux de 50 à 100 m de diamètre. |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
| Anneau
Principal: |
( Données ISO ) |
|
|
|
|
|
|
| Diamètre > 1.0 Km |
1.1 à 1.9 million |
|
|
|
|
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|
| Les
plus récentes estimations basées sur le SDSS corrigé des biais d'observations
( Asteroids III ) indiquent : |
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|
|
| H < 12.0 = Réel |
2858 |
|
|
|
| H = 12 |
4600 |
|
|
|
| H = 13 |
16000 |
|
|
|
| H = 14 |
50000 |
|
|
|
| H = 15 |
130000 |
|
|
|
| H = 16 |
278000 |
|
|
|
| H = 17 |
518000 |
|
|
|
| Total
de plus de 1 Km |
1.0 à 1.4 million |
( jusqu'à H ~ 18.25 ) |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
| Ceinture de Kuiper: |
|
|
|
|
|
|
|
| Diamètre > 100 Km |
25000 plutinos |
( Données David Jewitt ) |
|
|
|
|
45000 cubewanos |
( Données David Jewitt ) |
|
|
|
|
>10000 objets du Disque Diffus
étendu ( Données
B.Gladman et al ) |
|
|
|
|
|
|
|
|
| Il
y aurait aux dernières estimations environ 100000 TNO de
plus de 100 km de diamètre entre 30 et 50 UA. |
|
|
|
| Des
estimations récentes faites au Kitt Peak National Observatory ( MPML 29/05/02
) font état de 34 objets de la taille de Charon et de 4 de
la taille de Pluton |
|
|
| qui seraient à découvrir parmi les TNO. |
|
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|
| Astéroïdes ayant changé de famille depuis
leur numérotation définitive (1985 à 2003) - Exemples |
|
|
|
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|
| 1660 Wood |
ex-Mars-Crosser |
Anneau ( Phocaea ) |
q astéroïde à
la limite de Q de Mars |
|
|
|
| 4015 Wilson-Harrington |
ex-Apollo 3 |
nouvel amor 3 |
q astéroïde à la limite
du "a" de la Terre; Comète. |
|
|
|
| 4222 Nancita |
Ex-Anneau |
nouveau Mars-crosser |
q astéroïde oscille à la
limite de Q de Mars |
|
|
|
| 4587 Rees |
ex-Mars-Crosser |
nouvel amor 3 |
q astéroïde oscille à la
frontière des amors et des Mars-crossers |
|
|
| 5251 1985 KA |
Ex-Anneau ( Phocaea ) |
nouveau Mars-crosser |
q astéroïde oscille à la
limite de Q de Mars |
|
|
|
| 6263 1980 PX |
Ex-Anneau |
nouveau Mars-crosser |
q astéroïde oscille à la
limite de Q de Mars |
|
|
|
| 6454 1991 UG1 |
Ex-Anneau |
nouveau Mars-crosser |
q astéroïde oscille à la
limite de Q de Mars |
|
|
|
| 6489 Golevka |
ex-Amor 3 |
nouvel apollo 3 |
q astéroïde à la limite
du "a" de la Terre. |
|
|
|
| 7747 Michalowski |
ex-Mars-Crosser |
Anneau |
q astéroïde à
la limite de Q de Mars |
|
|
|
| 8722 Schirra |
Ex-Anneau |
nouveau Mars-crosser |
q astéroïde oscille à la
limite de Q de Mars |
|
|
|
| 18751 1999 GO9 |
Ex-Anneau |
nouveau Mars-crosser |
q astéroïde oscille à la
limite de Q de Mars |
|
|
|
| 30555 2001 OM59 |
Ex-Anneau ( Phocaea ) |
nouveau Mars-crosser |
q astéroïde oscille à la
limite de Q de Mars |
|
|
|
| 40310 1999 KU4 |
ex-Amor 3 |
nouveau Mars-crosser |
q astéroïde oscille à la
frontière des amors et des Mars-crossers |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
Comètes numérotées comme astéroïdes |
|
|
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|
| 2060 Chiron |
= |
P/Chiron (95P) |
Découvert
comme astéroïde en 1977, mais activité cométaire constatée en 1988 |
|
| 4015 Wilson-Harrington |
= P/Wilson-Harrington
(107P) |
Découvert comme astéroïde
et lien avec comète fait par Brian Marsden en 1992 |
|
| 7968 Elst-Pizarro |
= |
P/Elst-Pizarro (133P) |
"Comète" de
poussières à tête stellaire, orbitant dans l'Anneau N°1 des astéroïdes. |
|
|
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|
|
|
|
|
| NB:
L'astéroïde-comète "Elst-Pizarro" est un objet
exceptionnel. Cet astéroïde de la famille dynamique
"Thémis" a montré une activité cométaire uniquement en 1996, |
|
| alors
qu'il avait été repéré stellaire en 1979. L'observation répétée en 2002 d'une
étroite queue a éliminé la possibilité d'une queue temporaire de poussières
provoquée |
|
| par
une éventuelle collision en 1996. Les deux éjections semblent cependant avoir
été causées au même point de l'orbite, indiquant peut-être qu'une petite
partie de la |
|
| surface
de l'objet, saisonniérement chauffée au soleil, est responsable de l'activité
poussiéreuse. |
|
|
|
|
|
|
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|
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|
| 2201
oljato, d'orbite similaire à P/Encke a été suspecté d'émissions gazeuses
cométaires discrètes en 1979 et en 1983. |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
| De
nombreux autres astéroïdes sont suspectés d'être d'anciennes comètes,
notamment ceux possédant une orbite cométaire (grandes excentricité et
inclinaison,…) |
|
|
|
|
|
|
|
|
| Exemples: |
|
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|
| 5335 Damocles |
Mars-crosser |
a = 11.831 UA et e = 0.867 |
Orbite de type Halley |
H = 13.3 |
|
|
|
|
| 1996 PW |
Oort ? |
a = 265.479 UA et e = 0.990 |
Provenance du nuage d'Oort ? |
H = 14.0 |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
| Un
nombre assez important de géocroiseurs seraient d'anciennes comètes éteintes,
parfois liés à des courants d'étoiles filantes. |
|
|
|
| Le
pourcentage de comètes éteintes parmi les géocroiseurs varierait de 10 à 40%
selon les estimations, avec une probabilité plus grande pour la tranche de 25
à 40%. |
|
| Il
y a environ une douzaine de géocroiseurs qui semblent liés à des courants
d'étoiles filantes. |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
| 3200
Phaeton, astéroïde de type Apollo, est le noyau d'une comète éteinte, liée au
courant d'étoiles filantes des Géminides du 14 décembre. |
|
|
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|
|
|
|
|
|
| 2101
Adonis et 1995 CS ( H ~ 25 ), à
l'orbite similaire depuis 30000 ans, semblent liés à 4 courants actifs d'étoiles filantes situés dans les constellations |
|
|
| du
Capricorne et du Sagittaire. |
|
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| (5496)
1973 NA a été associé au courant météoritique des Quadrantides, mais c'est
2003 EH1 qui semble être le parent éteint de ce courant (IUAC 8252). |
|
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|
|
|
| Les
courants météoritiques semblent contenir des petits corps de plusieurs
dizaines de mètres de diamètre. |
|
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|
| En
2001, 17 objets de quelques mètres à plusieurs dizaines de mètres passant à
quelques millions de Km de la Terre ont été repérés à proximité des radiants |
|
|
| durant
les périodes d'activité des Capricornides,
Coma Berenicides, Léonides et Perseides. |
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|
Astéroïdes APOHELE repérés ou probables au 20/05/2004 |
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| Le
premier "Apohele" sûr a été découvert le 11 février 2003. Il s'agissait de 2003 CP20 |
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| Deux
Apohele ont été découverts à ce jour : |
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| 2003 CP20 |
H = 16.5 |
a = 0.741 UA |
q = 0.502 UA et Q = 0.9798 UA |
e = 0.322 |
i = 25.61° |
LINEAR |
|
|
| 2004 JG6 |
H = 18.8 |
a = 0.633 UA |
q = 0.294 UA et Q = 0.9723 UA |
e = 0.633 |
i = 19.215° |
LONEOS |
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| Ce
sont les premiers astéroïdes connus dont l'orbite sûre est intégralement
contenue dans l'orbite terrestre. |
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| Vénus
et Mercure sont les seuls autres corps connus du Système solaire à orbiter
plus près du Soleil que la Terre. |
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| 2004
JG6 a même un demi-grand axe inférieur à celui de Vénus ! |
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| Un
autre Apohele possible mais non confirmé a été observé en 1998 : |
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| 1998 DK36 |
H = 25.0 |
a = 0.693 UA |
q = 0.407 UA et Q = 0.980 UA |
e = 0.413 |
i = 2.03° |
(David THOLEN) |
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| Environ
20 apoheles de plus d'un kilomètre de diamètre existeraient, d'après les plus
récentes estimations. |
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| Le
total des apoheles n'équivaudrait qu'à 2% de la totalité des géocroiseurs,
d'après Bottke et al.. |
|
|
|
| Les
géocroiseurs peuvent dynamiquement évoluer en Apohele ou IEA, appellations non encore reprises par le MPC qui a classé 2003 CP20 et 2004
JG6 dans les Aten. |
|
| Les
Appellations Amor, Apollo et Aten désignant spécifiquement un type d'orbite à
proximité de la Terre, il serait regrettable de ne pas faire de même pour le
4ème type d'orbite |
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|
GEOCROISEURS - Données diverses |
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| Les
géocroiseurs proviendraient surtout de cinq sources qui sont les résonances
v6 et 1:3 ( Alindas ), la zone externe de l'Anneau N°1, les Mars-crossers |
|
|
| et
la famille des comètes de Jupiter originaires de l'Anneau de Kuiper. |
|
|
|
| Les
sources primaires peuvent être les familles dynamiques de l'Anneau N°1 et
celles plus lointaines de la zone des TNO ou du nuage d'Oort. |
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| Les
collisions entre astéroïdes et surtout "l'effet Yarkovsky"
approvisionneraient les résonances capables d'injecter des nouveaux
géocroiseurs en |
|
|
| quelques
millions d'années dans la partie interne du Système Solaire. |
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|
| Bottke
et al estiment que 61% des NEO de H < 22 viendraient de la partie interne
de l'Anneau N°1, 24% de la partie centrale, 8% de la zone externe et 6% |
|
|
| de
la zone des comètes de la famille de Jupiter. |
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|
| L'effet
Yarkovsky est une poussée thermique des surfaces astéroïdales chauffées au
Soleil. L'effet déplace les petits astéroïdes de moins de 10 Km de diamètre. |
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| Certains
géocroiseurs tels 1996 AJ1 (
Apollo 1 avec a = 1.308 UA ) ont jusqu'à 8 très fortes approches possibles (
à moins de 0.050 UA ) aux planètes internes |
|
|
| du
Système Solaire. Leur durée de vie estimée est très courte. |
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| L'Amor (6178) 1986 DA est sur une orbite actuelle
de collision possible avec Mars. |
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| Des
géocroiseurs sont en résonance avec la Terre, tels : |
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| 887 Alinda |
Résonance 3:1 |
Chef de file d'un certain
nombre d'astéroïdes en résonance 1:3 avec Jupiter, dans la Lacune 1:3 |
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| 1221 Amor |
Résonance 8:3 |
…et aussi en résonance
2:9 avec Jupiter, qui avec la Terre régissent des variations séculaires
orbitales complexes. |
|
| 1627 Ivar |
Résonance 11:28 |
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|
| 3753 Cruithne |
Résonance 1:1 |
Orbite en fer à cheval
("a" toujours entre 0.997 et 1.003 UA et cycle de variation des
éléments orbitaux de 770 ans) |
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|
| NB:
D'autres géocroiseurs pourraient devenir des co-orbiteurs à la Terre dans le
futur, tels: 10563 Izhdubar, 3362 Khufu et 1994 TF2. |
|
|
|
| il
pourrait par ailleurs y avoir de petits astéroïdes H > 20 en résonance 1:1
avec la Terre. Très faibles et dispersés dans le ciel, ils seraient
difficiles à détecter. |
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| 2002
AA29 ( astéroïde de 100 m de diamètre ) court sur une orbite similaire à
celle de la Terre et a même été satellite naturel de la Terre en 550 après
JC, pendant 50 ans. |
|
| Il le sera à nouveau en
2600 et 3880 ! |
|
a = 0.9975 UA / e = 0.012
/ i = 10.74° / H = 24,3 |
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|
| Par
ailleurs, certains astéroïdes tels 1991 VG et 2000 SG344
pourraient être des restes de lanceurs spatiaux, du fait de la grande
ressemblance de leurs éléments |
|
| orbitaux
à ceux terrestres. Le seul cas certain à ce jour est J002E3
( Découverte amateur de Bill Yeung) qui serait le
3ème étage de la fusée Saturn V ayant lancé |
|
|
| la
mission Apollo 12 en 1970. D'autres données peuvent être récupérées sur le
site WEB "http://www.projectpluto.com/probes.htm" |
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| Géocroiseurs
aux origines sans doute communes (a, e, i voisins) |
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| Trio |
433 Eros |
1943 Anteros |
1991 JR |
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| duo |
1566 Icarus |
5786 Talos |
( morceaux d'une
comète-mère brisée ? ) |
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| duo |
1620 Geographos |
10115 1972 SK |
( Couple astéroïdal et
non cométaire ) |
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| duo |
2101 Adonis |
1995 CS |
Liés à 4 courants actifs
d'étoiles filantes => Origine commune cométaire |
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| duo |
4015 Wolf-Harrington |
1992 UY4 |
( morceaux d'une
comète-mère brisée ? ) |
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| duo |
6318 Cronkite |
6322 1991 CQ |
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| duo |
1989 UP |
1989 VB |
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| duo |
2201 Oljato |
P/Encke |
( morceaux d'un Centaure
hypothétique dénommé HEPHAISTOS ? ) |
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| NB:
2212 Hephaistos et 5143 Heracles pourraient être des fragments d'un énorme
centaure qui aurait éclaté dans la zone interne du système planétaire, |
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|
| après
diminution de son demi-grand axe. Il aurait donné naissance à de nombreux NEA
ou comètes dont P/Encke, avec des "e" ~ 0,70-0,85 et des
"i" |
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| faibles
( entre 0 et 12° ). Près d'une trentaine de NEA repérés pourraient en faire
partie. |
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| Exemples
de géocroiseurs et Mars-crossers numérotés de type "Alinda" (
"a" ~ 2.501 UA, résonance 1:3 avec Jupiter ) |
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| 887 Alinda |
a = 2.485 UA |
Amor 3 |
Type V = Fragment de Vesta ? |
Résonance 4:1 avec la
Terre |
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| 2608 Seneca |
a = 2.503 UA |
Amor 3 |
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| 4179 Toutatis |
a = 2.511 UA |
Apollo 3 |
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| 6318 Conkrite |
a = 2.508 UA |
Mars-crosser |
q =1.341 UA |
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| 6322 1991 CQ |
a = 2.515 UA |
Mars-crosser |
q =1.324 UA |
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| 6489 Golevka |
a = 2.498 UA |
Apollo 3 |
Type V = Fragment de Vesta ? |
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| 6491 1991 OA |
a = 2.502 UA |
Amor 3 |
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| 7092 Cadmus |
a = 2.523 UA |
Apollo 3 |
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| 13551 1992 FL1 |
a = 2.527 UA |
Mars-crosser |
q =1.459 UA |
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| 19356 1997 GH3 |
a = 2.492 UA |
Amor 3 |
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| Géocroiseurs
en résonance avec Jupiter - Exemples: |
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| 1221 Amor |
Résonance 2:9 |
a = 1.919 UA |
Amor 1 |
P = 2.659 ans |
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| 6178 1986 DA |
Résonance 2:5 |
a = 2.809 UA |
Amor 3 |
P = 4.707 ans |
|
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|
| 8567 1996 HW1 |
Résonance 1:4 |
a = 2.047 UA |
Amor 2 |
P = 2.929 ans |
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| Géocroiseurs
de type 4 ( a > 3.57 UA au delà de l'Anneau N°1 ) |
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|
| 2003 WE42 |
Amor 4 |
a = 3.630 UA et e = 0.696 |
q = 1.101 UA et Q = 6.159 UA |
H = 18.2 |
i = 34.9° |
|
|
|
| 2001 XQ |
Amor 4 |
a = 3.641 UA et e = 0.713 |
q = 1.043 UA et Q = 6.239 UA |
H = 19.5 |
i = 28.99° |
|
|
|
| 1982 YA |
Amor 4 |
a = 3.707 UA et e = 0.697 |
q = 1.123 UA et Q = 6.291 UA |
H = 16.5 |
i = 34.60° |
|
|
|
| 1997 SE5 |
Amor 4 |
a = 3.730 UA et e = 0.666 |
q = 1.244 UA et Q = 6.215 UA |
H = 14.8 |
i = 2.60° |
|
|
|
| 2002 RN38 |
Amor 4 |
a = 3.799 UA et e = 0.674 |
q = 1.235 UA et Q = 6.362 UA |
H = 17.3 |
i = 3.84° |
|
|
|
| 5025 P-L |
Apollo 4 |
a = 4.201 UA et e = 0.895 |
q = 0.439 UA et Q = 7.962 UA |
H = 15.9 |
i = 6.20° |
|
|
|
| 3552 Don Quixote |
Amor 4 |
a = 4.232 UA et e = 0.712 |
q = 1.216 UA et Q =
7.248 UA |
H = 13.0 |
i = 30.8° |
|
|
|
| 1999 XS35 |
Apollo 4 |
a = 7.945 UA et e = 0.946 |
q = 0.421UA et Q =
15.468 UA |
H = 17.2 |
i = 19.4° |
|
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|
| Les
plus gros géocroiseurs et leur approche minimale à la Terre |
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| Géocroiseur |
Magnitude H |
Diamètre en Km |
Type d'objet |
Approche minimale à la
Terre |
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| 1036 Ganymed |
9.45 |
39 |
Amor 3 |
0.341 UA |
|
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| 433 Eros |
11.16 |
33 x 13 x 13 |
Amor 1 |
0.124 UA |
|
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|
| 4954 Eric |
12.6 |
12 |
Amor 2 |
0.194 UA |
|
|
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| 1866 Sisyphus |
13.0 |
8 |
Apollo 2 |
0.102 UA |
|
|
|
| 3552 Don Quixote |
13.0 |
19 (albédo très faible) |
Amor 4 |
0.301 UA |
( Comète éteinte ? ) |
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| Fréquence
de passage des géocroiseurs près de la Terre |
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| 1
géocroiseur de 400 mètres passerait tous les 50 ans à moins de 2 fois la
distance Terre-Lune. ( MPML 03/09/02 ) |
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| 1
à 2 géocroiseurs de 100 mètres de diamètre passeraient plus près que la Lune
chaque année ( Jim Scotti, MPML 24/06/02 ) |
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| NB:
Pour les comètes "géocroiseuses", 180 d'entre elles d'1 Km de
diamètre ou plus croiseraient l'orbite terrestre chaque siècle ( Données
Spaceguard ). |
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|
| Plus
de 2400 lilliputiens de 10 mètres de diamètre passeraient plus prés que la
distance Terre-Lune chaque année ( J.Toth et L. Kornos - 2002 ). |
|
|
|
| Très
peu d'entre eux sont observés, alors qu'ils peuvent atteindre la magnitude 14
à moins de 200000 Km de la Terre. Ils se déplacent très vite dans le ciel et
ne sont |
|
| brillants
que quelques heures. |
|
|
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|
| Par
exemple, le gros rocher nommé 2003 XJ7 de mag H 26.5 (~30m) a atteint la mag
13.4 le 06/12/03 à 0.0010 UA de la Terre, mais il
n'est resté que 8 heures plus |
|
| brillant
que la magnitude 16.0, passant de l'Ascencion Droite 05h41mn et de +45° de déclinaison à 09h36 et
-67° ! |
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|
| Parmi
les prévisions futures, il est à remarquer que 2000 WO107 ( H= 19.4 avec diamètre ~ 610 m ) pourrait atteindre la
magnitude V + 5.0 en décembre 2140 ! |
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| Fréquences de collision des géocroiseurs
avec la Terre |
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| Elles
ont varié dans le temps et selon les auteurs : |
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| En
1979, Shoemaker avait estimé un collision d'un objet de 100 m de diamètre
tous les 2000 à 12000 ans environ. |
|
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| 20
à 40% des géocroiseurs étaient appelés à heurter la Terre dans un futur
proche à très lointain (Estimations Wetherhill, 1979 et Shoemaker et al, 1990) |
|
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|
| De
1975 à 1992, les satellites espions américains ont enregistré 136 explosions
de mini-astéroïdes de quelques mètres jusqu'à 10 mètres de diamètre dans |
|
|
| l'atmosphère,
malgré une instrumentation capable de ne repérer statistiquement que 10% des
explosions. |
|
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|
| A.Morbidelli
et al en 2001 ont estimé une collision avec des géocroiseurs de H = 20,6 tous
les 63000 +/- 8000 ans. Les géocroiseurs découverts ne représenteraient |
|
| que
18% des possibles impacteurs. 82% d'entre eux ( hors objets
Oort ) resteraient donc à découvrir … |
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| Energie dégagée |
Intervalle d'impact |
H correspondant |
% d'impacteurs à découvrir |
Diamètre |
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| 1000 mégatonnes |
63000 +/- 8000 ans |
20,63 |
82 |
277 m |
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| 10000 mégatonnes |
240000 +/- 30000 ans |
18,97 |
63 |
597 m |
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|
| 100000 mégatonnes |
925000 +/- 121000 ans |
17,30 |
51 |
1287 m |
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|
| 1
impact de géocroiseur de 50 mètres se produirait tous les 100 ans sur Terre (
Jim Scotti, MPML 24/06/02 ). |
|
|
|
| 2
impacts de géocroiseur de 100 mètres se produiraient tous les 1000 à 2000 ans
sur Terre ( Jim Scotti, MPML 24/06/02 ). |
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|
| En
août 2003, des chercheurs anglais et russes ont estimé qu'une chute d'un
corps > 200 m de diamètre aurait lieu tous les 160000 ans. |
|
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|
| Leur
résultat s'appuie sur une étude de l'évolution des caractéristiques de
l'impacteur durant sa course dans l'atmosphère. |
|
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|
| Le
NEA Search Report de la NASA de septembre 2003 indique une fréquence d'impact
de 1 objet de 50 à 100 m tous les 1000 ans et de 1 objet d'un Km |
|
|
| tous les 500000 ans. |
|
|
|
|
| Le
même mois, J.Scott du MIT a annoncé pour sa part une collision avec un corps
de 50 mètres tous les 2000 à 3000 ans, et tous les 600000 ans pour |
|
|
| un
corps d'1 km de diamètre. |
|
|
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|
| Ces
résultats proviendraient d'analyses et statistiques poussées sur
l'appréciation des magnitudes H et des albedos des géocroiseurs et sur le
taux de formation |
|
|
| des
cratères des mers lunaires . |
|
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|
| Pour
les comètes dormantes de type "Halley" et celles dormantes à longue
période, la probabilité de collision ( 2002 ) est d'une collision
respectivement toutes les 370 |
|
| et 780 millions d'années. |
|
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|
|
| Le
16 mars 2880, (29075) 1950 DA aurait 1 "chance" sur 300 d'entrer en
collision avec la Terre, d'après les éléments orbitaux stables et sûrs
connus (MPML 06/04/02). |
|
|
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|
|
| Il
serait actuellement admis qu'il y aurait environ 50000 météorites à tomber
sur Terre chaque année (MPML 24/09/02). |
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|
| Les
plus anciens géocroiseurs perdus depuis 20 ans et plus |
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| 5025 P-L |
Apollo 4 |
H = 16.9 |
a = 2,255 UA et q = 0.625 UA |
Palomar Leiden Survey en
septembre 1960 |
|
| 6344 P-L |
Apollo 3 |
H = 21.5 |
a = 2.379 UA et q = 0.949 UA |
Palomar Leiden Survey en
septembre 1960 |
|
| 1972 RB |
Amor 3 |
H = 19.7 |
a = 2.149 UA et q = 1.105 UA |
Gehrels - Arc de 49 jours |
|
|
| 1977 VA |
Amor 2 |
H = 19.0 |
a = 1.864 UA et q
= 1.130 UA |
E.Helin - Arc de 93 jours |
|
|
| 1979 QA |
Apollo ? |
? |
a = ? UA et q < 1.0 UA ? |
Palomar |
|
|
|
| 1979 QB |
Amor 3 |
H = 17.4 |
a = 2.329 UA et q = 1.296 UA |
E.Helin - Arc de 67 jours |
|
|
| 1979 XB |
Apollo 3 |
H = 19.0 |
a = 2.262 UA et q = 0,649 UA |
K. S. Russell |
|
|
|
| 1980 QA |
Géocroiseur ? |
H = ? |
? |
? |
|
|
|
| 1981 JD |
Géocroiseur ? |
H = ? |
? |
? |
|
|
|
| 1982 CA |
Géocroiseur ? |
H = ? |
? |
? |
|
|
|
| 1982 EA |
Géocroiseur ? |
H = ? |
? |
? |
|
|
|
| 1982 YA |
Amor 3 |
H = 16,5 |
a = 3,707 UA et q = 1,123 UA |
F. Dossin |
|
|
|
| 1983 LB |
Amor 3 |
H = 16,5 |
a = 2.287 UA et q = 1,194 UA |
E. F. Helin, R. S. Dunbar
- Arc de 56 jours |
|
| 1983 LC |
Apollo 3 |
H = 19.0 |
a = 2.632 UA et q = 0,766 UA |
E. F. Helin, R. S. Dunbar |
|
|
| 1983 SN |
Géocroiseur ? |
H = ? |
? |
? |
|
|
|
| 1983 VA |
Apollo 3 |
H = 16,5 |
a = 2.609 UA et q = 0,800 UA |
Satellite IRAS - Arc de
189 jours |
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|
| Les
plus anciens géocroiseurs perdus puis retrouvés depuis 2000 : |
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| 719 Albert |
Amor 3 |
H = 16.0 |
a = 2.584 UA et q = 1.188 UA |
Repéré le 03/10/1911 |
|
|
|
|
= 2000 JW8 |
H = 15.8 |
a = 2.637 UA et q = 1.184 UA |
Retrouvé le 01 mai 2000 |
|
|
|
|
|
|
|
| 1937 UB Hermes |
Apollo 2 |
H = 18.0 |
a = 1.639 UA et q = 0.616 UA |
Observé en 1937 (Arc de
4 jours) |
|
|
| (69230) |
|
H = 17.5 |
a = 1.654 UA et q = 0.621 UA |
Retrouvé le 15 octobre
2003 |
|
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|
|
|
| 1950 DA |
Apollo 2 |
H = 15.9 |
a = 1.683 UA et q = 0.838 UA |
Observé en 1950 (Arc de
17 jours) |
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| (29075) |
= 2000 YK66 |
H = 17.0 |
a = 1.699 UA et q = 0.837 UA |
Retrouvé le 31 décembre
2000 |
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| 1954 XA |
Aten |
H = 18.5 |
a = 0.687 UA et q = 0.261 UA |
1er objet Aten observé en
1954 (Arc = 6 jours) |
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= 2003 UC20 |
H = 19.2 |
a = 0.781 UA et q = 0.517 UA |
Retrouvé le 21 octobre
2003 |
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| 4788 P-L |
Amor 3 |
H = 16.9 |
a = 2,612 UA et q = 1,153 UA |
Palomar Leiden Survey de septembre 1960 |
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= 2003 SV84 |
H = 16.7 |
a = 2,629 UA et q = 1,155 UA |
Retrouvé le 20 septembre
2003 |
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| 1975 XA |
Apollo 3 |
H = ? |
a = ? UA et q < 1.0 UA ? |
Wroblewsky - Mag.11
observée - décembre 1975 |
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= 2004 JN13 |
H = 14.6 |
a = 2,868 UA et q = 0,867 UA |
Retrouvé le 23 avril 2004 |
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| 1978 CA |
Apollo 1 |
H = 18.0 |
a = 1,125 UA et q = 0,883 UA |
Observé 32 jours en 1978 |
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H = 17.1 |
a = 1.123 UA et q = 0.883 UA |
Retrouvé le 11 Janvier
2003 |
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MARS-CROSSERS à grands "a" et "e" |
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| Les
Mars-crossers sont probablement produits par diverses résonances dûes à
Jupiter ( Résonances v6 ou 3:1 par exemple ), Mars ou encore au duo |
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| conjugué Jupiter-Saturne. |
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| Ces
résonances accroissent lentement l'excentricité des astéroïdes de la ceinture
N°1 jusqu'à ce que leur périhélie atteigne l'orbite de Mars. |
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| La
population des Mars-crossers évolue aussi en fonction des variations de
l'excentricité de Mars ( 0.01 à 0.12 ) sur 2 millions d'années. |
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| C'est
ainsi que les objets avec un q ~ 1.6 UA à 1.78 UA peuvent cycliquement
devenir des Mars-crossers. |
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| Certains
astéroïdes tel 5335 Damocles (q =
1.572 UA, a =11.831 UA, Q=22.091 UA) pourraient avoir le qualificatif de
Mars-crosser (près de q), Jupiter-crosser, |
|
|
| Centaure
(pour le "a"), Saturn-crosser et Uranus-crosser (vers Q). Certains
sont sans doute d'anciennes comètes. |
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| 1997
MD10 est même un Neptune-crosser ! |
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| Les
3 exemples de Mars-crossers à grand "a" sont: |
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| 5335 Damocles |
q = 1.572 UA |
a = 11.831 UA |
Q = 22.091 UA |
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| 1998 WU24 |
q = 1.425 UA |
a = 15.216 UA |
Q = 29.006 UA |
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| 1997 MD10 |
q = 1.545 UA |
a = 26.581 UA |
Q = 51.618 UA |
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MARS-TROYENS "possibles" au 20/05/04 |
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| 5261 Eureka |
Point L5 de Lagrange |
H = 16.1 |
r = 1.425 à 1.622 UA |
1er Mars-Troyen découvert
en 1990 |
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| 1998 VF31 |
Point L5 de Lagrange |
H = 17.4 |
r = 1.371 à 1.677 UA |
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| 1999 UJ7 |
Point L4 de Lagrange |
H = 17.0 |
r = 1.465 à 1.584 UA |
Douteux, car à 11H en AD
de Mars à fin 2003 |
|
| 2001 DH47 |
Point L5 de Lagrange |
H = 19.7 |
r = 1.468 à 1.572 UA |
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| 2001 FG24 |
Point L5 de Lagrange |
H = 21.3 |
r = 1.319 à 1.717 UA |
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| 2001 FR127 |
Point L5 de Lagrange |
H = 19.0 |
r = 1.354 à 1.692 UA |
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| 2003 SC220 |
Point L4 de Lagrange |
H = 20.1 |
r = 1.331 à 1.710 UA |
Douteux, car à 1.5H en AD
de Mars à fin 2003 |
|
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|
| NB:
Cette liste existante jusqu'en octobre 2003 ( sauf pour 2003 SC220 ) a été
mise en doute par le MPC qui ne réintroduira en tant que Mars-Troyens que les
objets |
|
| confirmés
par des intégrations à long terme de bonnes orbites. |
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|
| Prés
d'une cinquantaine de Mars-troyens de plus d'un kilomètre pourraient exister. |
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| Les
orbites troyennes près de Mars sont très stables. |
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|
| Des
études photométriques et spectroscopiques de 3 des Mars-troyens n'ont pas
révélé de similitude frappante entre eux ( 5261 Eureka,
1998 VF31 et 1997 UJ7 ) |
|
|
| Il
ne devrait donc pas y avoir une origine commune pour ces objets. |
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|
| 5261
Eureka et 1998 VF31 sont cependant d'un type minéralogique rare ( Sr/A ) peu
fréquent dans l'Anneau N°1. |
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|
| 2003
OX7 ( a = 1.5293 UA ) est quasiment sur la même orbite que
Mars, mais n'est pas un Mars-Troyen. |
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|
| Il
a opéré sa distance minimale à Mars le 4 juillet 2003 à 0.045 UA, au moins
pour la période 1800-2200 (MPML
02/09/03). |
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ANNEAU PRINCIPAL ( ou N°1) : Données et Remarques diverses |
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|
| Une
remarque personnelle pour commencer : La découverte de plus en plus
importante de gros astéroïdes de mag H < 4.5 dans l'Anneau de Kuiper,
alors que le |
|
|
| premier
Anneau (Trans-martien) n'en comprend que 3 rend obsolète l'appellation
"Anneau Principal" pour le premier Anneau d'astéroïdes. |
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|
|
| Les
dimensions et divisions de l'Anneau N°1 sont principalement dûes aux
perturbations gravitationnelles crées par Jupiter. |
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|
|
| La
masse totale de cet Anneau transmartien est estimée à environ 18 X 10^-10
masse solaire. |
|
|
|
| Les
zones de résonance avec Jupiter sont, suivant les cas, vides d'astéroïdes
(lacunes de Kirkwood) ou des zones stables peuplées de groupes d'astéroïdes. |
|
|
| Plus
de 99% des astéroïdes primordiaux auraient été éjectés en un million d'années
du Système Solaire par les perturbations des grandes planètes embryonnaires. |
|
|
|
|
|
|
| L'effet
Yarkovsky ( poussée thermique des surfaces astéroidales
chauffées au Soleil ) déplace les petits objets ( Par exemple , de 0.04 UA en
100 millions d'années |
|
| pour
ceux de 1 km de diamètre dans la zone des Flora ) et contribue à vider le
Système Solaire de ses petits astéroïdes qui, entrant dans une zone de
résonance |
|
|
| finissent
par percuter le Soleil ou une planète, ou sont éjectés du Système Solaire. |
|
|
|
| Avec
l'effet Yarkovsky, le passage près d'un des gros astéroïdes de l'Anneau peut
faire varier l'orbite des petits astéroïdes (0.00075 UA dans le cas de (1)
Ceres. |
|
|
|
|
|
|
| A
fin 1997, les astéroïdes de mag H > 12.75 , 12.25 et 11.25 (partie
interne, médiane, externe de l'Anneau)
étaient considérés comme tous repérés. |
|
|
|
| En
2002, tous les astéroïdes de l'Anneau N°1 jusqu'à H = 13.0 sont à priori
découverts. |
|
|
|
|
|
|
|
| Au
moins 1/3 des astéroïdes de l'Anneau feraient partie de familles d'astéroïdes
issues de l'éclatement de gros astéroïdes suite à des collisions. |
|
|
|
| C'est
à l'aide des éléments orbitaux "propres" ( a' , e' et sin i ' )
valables sur un million d'années que sont déterminées les familles
dynamiques. |
|
|
|
| Le
temps passant, les familles se diluent et sont moins reconnaissables, suite
aux collisions éventuelles et à l'évolution propre des éléments orbitaux des
astéroïdes. |
|
| Il y a aurait encore 64 groupements
d'astéroïdes dont 32 familles dynamiques sûres. |
|
|
|
|
|
|
|
| 9
Metis et 113 Amalthea, qui révèlent des données spectrophotométriques
quasi-similaires, sont probablement issus du même corps parent de 300 à 600
Km. |
|
| La
famille la plus récente connue serait la famille "Karin" ( 13 objets dont 832 Karin de 20 Km de diamètre ) qui serait le résultat de l'éclatement
d'un astéroïde |
|
|
| de 27Km, il y a 5.8 millions
d'années. |
|
|
|
|
|
|
|
| La famille "Flora"
: |
|
|
|
| Elle
serait composée de divers sous-familles dûes à des collisions successives
survenues il y a certainement 500 millions d'années ( 900 millions d'années
au plus). |
|
| Divers
non-membres ont déjà été repèrés par leur type taxonomique différent du type
S des Flora : 298 Baptistina, 2093 Genichesk, 4278 Harvey, etc.. |
|
|
|
| Le
corps parent des "Flora" aurait eu une masse 1.75 fois plus
importante que celle de (8) Flora et un diamètre de 164 Km. |
|
|
|
| 8
Flora pourrait être en grande partie constituée de la partie centrale du gros
astéroïde éclaté. |
|
|
|
| 8
Flora (136 Km de diamètre) et 43
Ariadne (66 Km) semblent être les 2 seuls gros
membres des Flora, ne dépassant guère 30 Km de diamètre. |
|
|
|
| 951
Gaspra, visité par Galileo, est certainement un morceau de 8 Flora (même type S et éléments
orbitaux semblables). |
|
|
|
| Un
demi-grand axe à 2.256 UA du Soleil et ses résonances à Jupiter (2:7) et Mars
(9:4) seraient une cause importante de perte de "floras" vers les
Mars-crossers. |
|
|
| La
famille "Flora" perdrait 3% de ses membres sur une période de 100
millions d'années, au profit du groupe des Mars-crossers. |
|
|
|
| La
famille Flora et les phocaeas situés prés du bord interne de l'Anneau N°1 et
de la résonance v6 seraient la principale source des mars-crossers puis des
géocroiseurs. |
|
|
|
|
|
| Le groupe "Phocaea" |
|
|
|
| Situés
dans une région avant la résonance 3:1, ces objets ont une grande inclinaison
et une large excentricité. |
|
|
|
| Ce
groupe, aux éléments propres particuliers, est bien isolé dans un ilot de
stabilité aux limites définies par l'action de résonances principales ou
séculaires. |
|
|
| Il
n'a jamais d'approches serrées à Mars. |
|
|
|
| Nul
ne sait actuellement si les phocaeas constituent les membres d'un groupe aux
éléments semblables ou les membres d'une famille d'un gros astéroïde éclaté. |
|
|
|
|
|
| La famille "Vesta"
: |
|
|
|
| Elle
serait composée de 4 Vesta et de
divers petits astéroïdes aux orbites proches et au type spectral V
quasi-identique, lié au Pyroxène et proche de celui des |
|
|
| météorites
basaltiques HED ( Howardite, Eucrite et Diogènite ). Ces petits objets sont
appelés "vestoids" et seraient donc des morceaux de la croute de
Vesta, arrachés |
|
| lors de collisions. L'ensemble des vestoids
connus équivaudrait au volume d'un cratère de 100 Km de large et de 7 Km de
profondeur. |
|
|
|
| En
1997, Le télescope spatial Hubble a repéré sur le globe de Vesta une
configuration qui serait la signature d'un très gros cratère. |
|
|
|
| 2579
Spartacus aurait de plus la signature du spectre de l'Olivine qui pourrait
faire penser qu'il est un morceau mixte "manteau et croute" de 4
Vesta. |
|
|
| 1929
Kollaa ( plus gros Vestoid avec d = 15km ) serait de même
issue de la couche profonde d'Eucrite de 4 Vesta |
|
|
|
| Cependant,
d'autres astéroïdes exhibent aussi le type V bien qu'ils soient éloignés de
Vesta. Ils pourraient être les survivants d'un autre astéroïde basaltique
éclaté. |
|
| L'effet
Yarkovsky, qui peut déplacer un demi-grand axe astéroidal de 0.0001 UA par
million d'année, peut être à l'origine de la diffusion de la famille Vesta. |
|
|
| La
vitesse d'éjection des éclats de Vesta ou leur accélération ultérieure par
évolution dynamique pourraient aussi les avoir entrainés prés de résonances
les ayant |
|
|
| injectées
dans d'autres zones du système solaire, telle celle des géocroiseurs. |
|
|
|
|
|
|
|
| Quelques
exemples d'astéroïdes de type V non vestoids : |
|
|
|
| 809
Lundia ( le plus gros V-type non-vestoid connu : d = 9,1 Km
) et 4278 Harvey ( d = 3,3
km ), qui sont situés dans la zone des floras. |
|
|
|
| 1459
Magnya de 30 km de diamètre, situé
à a = 3,14 UA dans la zone externe de l'Anneau N°1,
bien loin de 4 Vesta et seul gros objet de type V
dans sa zone. |
|
|
|
|
|
|
| La famille
"Eunomia" : |
|
|
|
| 15
Eunomia représenterait 70% de la masse initiale du corps
parent estimé à 284 km de diamètre. |
|
|
|
| On
connaît 110 membres de plus de 11 Km de diamètre dans la famille Eunomia. |
|
|
|
|
|
|
|
| La famille "Adeona"
: |
|
|
|
| L'âge
de cette famille serait d'environ 600 millions d'années. Elle est forte de
648 membres en 2002. |
|
|
|
|
|
|
|
| La famille "Gefion"
: |
|
|
|
| L'âge
de cette famille serait d'environ 850 millions d'années. Située dans la
partie centrale de l'Anneau N°1 ( a ~ 2.78 UA ), elle contenait 37 membres connus |
|
|
| en
1995 et 973 asteroides en 2002, mais reste une famille mineure de l'Anneau
N°1. L'astéroïde 1 Ceres orbitant dans la zone ne ferait pas partie des
Gefion. |
|
|
|
|
|
|
| La famille "Eos" : |
|
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|
| La
famille "Eos" semble être issue de collisions successives entre
astéroïdes et daterait de plus d'un milliard d'années.. |
|
|
|
| Plusieurs
anneaux de poussière ont été repérés par la sonde IRAS, notamment à proximité
des familles Eos et Themis. |
|
|
|
| Des
petits membres ( H>13) de cette famille alimenteraient la résonance 7:3
proche, suite à l'effet Yarkowski. |
|
|
|
|
|
|
|
| La famille
"Koronis" : |
|
|
|
| La
famille "Koronis" semble aussi être issue de collisions successives
entre astéroïdes. |
|
|
|
| L'âge
de cette famille est estimé à 1,5 milliard d'années, d'après le comptage des
cratères de 243 Ida vue par la
sonde Galiléo en 1993. |
|
|
|
| Le
corps parent des Koronis aurait été très morcelé, 158
Koronis ne représentant que 4% de la masse initiale
de ce corps parent estimé à 119Km de diamètre. |
|
|
| Comme
pour la famille Eos, les petits membres ( H>13) de cette famille
alimenteraient la résonance 7:3 proche, suite à l'effet Yarkowski. |
|
|
|
| 2953
Vysheslavia, membre de la famille Koronis et très proche du bord externe de
la résonance 2:5 pourrait être éjecté du Système Solaire d'ici 10 millions
d'années. |
|
| Une
récente étude de l'axe de rotation d'une dizaine de koronis de 25 à 45 Km de
diamètre a montré la similitude de l'alignement des axes en 2 groupes de 4 et
6 |
|
|
| astéroïdes, selon leur sens de rotation
prograde ou rétrograde.. |
|
|
|
| Malgré
la répartition aléatoire primordiale des axes de rotation consécutive à la
collision initiale, des résonances orbitales avec Saturne et l'effet
Yarkovsky conjugués |
|
| pourraient
avoir forcé le réalignement des axes des objets koronis ("Slivan state"). |
|
|
|
| Des
poussées thermiques issues de la surface diurne des astéroides pourraient
aussi ( selon le type de formes, de surface et de rotation des astéroides )
avoir réaligné les |
|
| axes
des objets Koronis. Cet effet à long terme se nomme YORP du nom de ses découvreurs ( Yarkowski, O'Keefe, Radzievsky et
Paddick ) |
|
|
|
| Les
koronis semblent par ailleurs posséder en moyenne une amplitude de lumière
plus importante que les autres objets de l'Anneau N°1. |
|
|
|
|
|
|
|
| La famille "Themis"
: |
|
|
|
| La
famille nommée "Themis" apparaît être le résultat de l'éclatement
d'un des plus larges astéroïdes ( 380 KM de diamètre à l'origine ), il y a 2
milliards d'années. |
|
|
| Du
fait de l'appartenance de l'astéroïde cométaire 7968
Elst-Pizarro à la famille dynamique
"Thémis", il se pourrait que le corps parent des "Themis"
ait été un objet |
|
| mixte (mi-astéroïde, mi-comète) géant
émigré de l'Anneau de Kuiper. Peu après son éclatement, de nombreux morceaux
devaient présenter une activité cométaire. |
|
|
|
|
|
| Le groupe Griqua |
|
|
|
| Les
astéroïdes de type Griqua, situés à la limite du sous-anneau externe, vers
3.28 UA ne se distinguent du reste des astéroïdes proches que par leur grande |
|
|
| excentricité
dépassant la limite ( arbitraire ? ) de 0.35. |
|
|
|
| Les
Griquas sont à proximité de la résonance 1:2 avec Jupiter et sont protégés
des rencontres planétaires par des librations autour de cette résonance. |
|
|
| Leur
maintien dans cette résonance ne dure qu'entre 1000 à 1 million d'années. |
|
|
|
| Certains
d'entre eux pourraient être d'anciens centaures. |
|
|
|
|
|
|
|
| Remarque
personnelle : Quand on analyse les éléments orbitaux des astéroïdes dans la
région située de a = 3.0 à 3.5 UA, on trouve des astéroïdes ayant des |
|
|
| excentricités
et des inclinaisons s'échelonnant des plus faibles jusqu'à celles des griquas
et bien au-delà. Les potentiels griquas à très grande excentricité se |
|
|
| retrouvent
être des Mars-crossers. Si les éléments propres des griquas ne permettent pas
de les différencier des autres objets de cette zone, ils ne constituent |
|
|
| alors
probablement pas un groupe réel …. |
|
|
|
|
|
|
|
|
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|
| Principales
résonances avec Jupiter ( x:y veut dire: "x" révolutions de
Jupiter pour "y" révolutions de l'astéroïde dans le même temps) |
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|
| Distance au Soleil |
Résonances |
Lacunes de Kirkwood |
Groupes s'y trouvant: |
P en années |
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|
|
| a = 1.778 UA |
1:5 |
|
2.372 |
|
|
|
| a = 1.908 UA |
2:9 |
|
Hungaria |
|
|
|
| a = 2.065 UA |
1:4 |
Résonance v6 |
|
2.965 |
|
|
|
| a = 2.256 UA |
2:7 |
(NB: Correspond aussi à
une résonance 9:4 avec Mars) |
|
|
|
| a = 2.501 UA |
1:3 |
Lacune d'Hestia |
Alinda |
3.954 |
|
|
|
| a = 2.706 UA |
3:8 |
|
|
|
| a = 2.825 UA |
2:5 |
Lacune |
|
|
|
| a = 2.956 UA |
3:7 |
Lacune |
(entre familles Koronis et Eos) |
|
|
|
| a = 3.030 UA |
4:9 |
- |
|
|
|
| a = 3.278 UA |
1:2 |
Lacune d'Hekuba |
Griqua |
5.931 |
|
|
|
| a = 3.700 UA |
3:5 |
Lacune |
(entre Cybèles et Hildas) |
|
|
|
| a = 3.969 UA |
2:3 |
- |
Hilda |
7.908 |
|
|
|
| de a = 4.03 à 4.29 UA |
|
Zone vide |
(entre Hildas et Thule) |
|
|
|
| a = 4.293 UA |
3:4 |
- |
Thule |
8.896 |
|
|
|
| de a = 4.29 à 4.90 UA |
|
Zone vide |
(entre Thule et Troyens) |
|
|
|
| a = 5.203 UA |
1:1 |
- |
Jupiter-Troyens |
11.862 |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
| NB:
D'autres résonances moins marquantes existent telles les résonances 5:9, 7:4,
5:8, 7:12, etc… |
|
|
|
| Toutes
ces résonances sont des résonances
dites "de moyen mouvement" (nommées "mean motion resonances" en anglais). Elles
induisent des phénomènes |
|
| de
variations d'orbite d'un astéroïde sur des échelles de temps courtes, de
l'ordre de 1000 ans. |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
| Il
existe aussi des résonances dites séculaires qui sont liées aux
précessions des orbites des corps qui interagissent. Un petit corps en
résonance séculaire |
|
|
| avec
une grande planète voit son orbite précesser de la même manière que l'orbite
de la planète. Ces résonances séculaires agissent sur des périodes très
longues, |
|
| de
l'ordre du million d'années, sur divers éléments orbitaux dont l'excentricité
et l'inclinaison. |
|
|
|
| La
résonance séculaire v6 ( prononcer "nu6") est une résonance qui
agit lorsque les taux de précession des longitudes de périhélie des
astéroïdes correspondent |
|
| à
ceux de Saturne. Cette résonance marque le bord interne de l'Anneau N°1. |
|
|
|
|
| Cette
résonance v6 et celle 3:1 seraient les plus prolifiques en nouveaux NEA (
respectivement 100-160 objets et 40-60 objets de H<18 ). |
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| Les
éléments orbitaux des planètes perturbatrices évoluant dans le temps, les
résonances se déplacent aussi dans l'espace interplanétaire. |
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|
| Les
résonances ne sont pas forcément vides. La résonance 7:3 contient
actuellement au moins 23 astéroides provisoirement piégés dans la résonance
7:3 suite à l'action |
|
| de
l'effet Yarkowski. Ce sont de petits astéroides à l'exception de 677 Aaltje (Diam. 30 Km), peut-être
poussé dans la résonance par la proximité de Céres |
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|
| Remarque personnelle: |
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| Dans
les divers articles fouillés concernant les résonances, on rencontre deux
types de présentation des mêmes résonances, en avant de Jupiter. |
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|
| Par
exemple: la résonance 3:2 ou 2:3, celle de 9:2 ou 2:9….. |
|
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|
| Pour
assurer une certaine cohésion entre les résonances au niveau de Jupiter et
celles de la zone des TNO, j'ai donc pris l'option d'uniformiser |
|
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|
| la
dénomination des résonances par l'usage de la présentation : "Résonance " x révolutions de
la Planète majeure : x révolutions de l'astéroïde" |
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| Donc
la résonance "3:5" désigne la lacune séparant les Cybele des Hilda
(3 révolutions de Jupiter pour 5 d'un objet à 3.7 UA) et la résonance
"5:3" |
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|
| désigne
celle située dans la zone des CKBO vers 42 UA (5 révolutions de Neptune pour
3 d'un KBO 5:3) |
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| Nombre
de membres pour les principales familles dynamiques de l'Anneau, en 1995 et
en 2002 |
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| Familles |
Méthode HCM 1995 |
Méthode WAM 1995 |
Estimation nombre objets
diam. > 5 km |
Morbidelli et al 2002 |
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| Flora |
604 |
575 |
709 |
|
3021 |
|
|
|
| Nysa / Hertha |
381 |
374 |
? |
|
6614 |
|
|
|
| Vesta |
231 |
242 |
402 |
|
5575 |
|
|
|
| Ceres/Minerva |
89 |
88 |
? |
|
- |
Famille non sûre |
|
| Maria |
77 |
83 |
654 |
|
1776 |
|
|
|
| Adeona |
63 |
67 |
1430 |
|
648 |
|
|
|
| Dora |
77 |
79 |
310 |
|
419 |
|
|
|
| Eunomia |
439 |
303 |
2748 |
|
6162 |
|
|
|
| Hygiea |
103 |
175 |
> 10000 |
|
2663 |
|
|
|
| Koronis |
325 |
299 |
729 |
|
2663 |
|
|
|
| Eos |
477 |
482 |
4131 |
|
5188 |
|
|
|
| Themis |
550 |
517 |
9825 |
|
2739 |
|
|
|
|
|
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|
| Méthode HCM |
= Hierarchical Clustering Method (Zappala et al) |
|
Voir références |
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|
|
| Methode WAM |
= Wavelet Analysis Method (Bendjoya et al) |
|
Voir références |
|
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|
| Morbidelli et al 2002 |
= Méthode HCM utilisée avec 106284 planètes
aux éléments propres ( Knezevic et Milani ) |
Voir références |
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|
| NB:
La zone des nysas est peuplée de diverses familles suivant les auteurs: Nysa,
Hertha, Polana, etc… |
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|
| Les familles Hertha et Nysa se
distingueraient apparemment par un vide étroit mais net en inclinaison
orbitale. |
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|
| La famille "Maria" située
sur la bordure de la puissante résonance 3:1 pourrait approvisionner la zone
des NEA en gros géocroiseurs. |
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|
| Numéros
et magnitude H des 4 principaux membres des principales familles dynamiques
de la ceinture d'astéroïdes : |
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| Le
nombre et la composition des membres de chaque famille variant suivant les
auteurs des études, l'appartenance d'un astéroïde à telle ou telle famille
n'est pas |
|
| encore
sûre à 100%. En se basant sur l'étude de P. Bendjoya, les 4 plus gros
astéroïdes sûrs des principales familles dynamiques sont: |
|
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|
| Famille |
|
|
|
| Flora |
8 Flora ( H = 6.49 ) |
43 Ariadne ( H = 7.93
) |
367
Amicitia ( H = 10.7 ) |
770 Bali ( H = 10.93 ) |
|
|
| Nysa + Hertha |
44 Nysa ( H = 7.03 ) |
135 Hertha ( H = 8.23
) |
1493 Sigrid ( H =
11.99 ) |
1650 Heckmann ( H = 11.56 ) |
|
|
| Vesta |
4 Vesta ( H = 3.20 ) |
63 Ausonia ( H = 7.55
) |
2346 Lilio ( H = 11.9
) |
2086 Newell ( H = 12.4 ) |
|
|
| Maria |
170 Maria ( H = 9.39 ) |
472 Roma ( H = 8.92 ) |
660 Crescentia ( H = 9.14 ) |
714 Ulula ( H = 9.07 ) |
|
|
| Eunomia |
15 Eunomia ( H = 5.28 ) |
1275 Cimbria ( H = 10.72 ) |
1329 Eliane ( H = 10.90 ) |
1503 Kuopio ( H = 10.6 ) |
|
|
| Koronis |
158 Koronis ( H = 9.27 ) |
167 Urda ( H = 9.24 ) |
208 Lacrimosa ( H = 8.96 ) |
462 Eriphyla ( H = 9.23 ) |
|
|
| Eos |
221 Eos ( H = 7.67 ) |
579 Sidonia ( H = 7.85 ) |
639 Latona ( H = 8.20 ) |
653 Berenike ( H = 9.18 ) |
|
|
| Themis |
24 Themis ( H = 7.08 ) |
62 Erato ( H = 8.76 ) |
90 Antiope ( H = 8.27 ) |
171 Ophelia ( H = 8.31 ) |
|
|
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| Familles
de 50 à 100 membres et groupes connus ( en 1995 ) : |
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|
| Phocaea |
a = 2.23 à 2.50 UA |
e > 0.1 et i = 18 à 32° |
Groupement d'objets de
l'Anneau interne ayant une grande inclinaison orbitale |
|
| Polana |
a ~ 2.4 UA |
Famille du clan Nysa |
Famille dynamique,
d'après la méthode WAM (102 membres connus en 1994) |
|
| Alinda |
a ~ 2.50 UA |
résonance 1:3 avec Jupiter |
Géocroiseurs en libration avec Jupiter |
|
|
|
|
| Pallas |
a = 2.50 à 2.82 UA |
i = 33 à 38° |
Famille dynamique |
(Plus de 10 membres
repérés en 1994) |
|
| Maria |
a =2.526 à 2.591 UA |
e< 0.11 et i < 27° |
Famille dynamique |
(74 membres sûrs connus
en 1994) |
|
|
| Adeona |
a =2.661 à 2.688 UA |
e< 0.18 et i < 21° |
Famille dynamique |
(61 membres sûrs connus
en 1994) |
|
|
| Dora |
a =2.763 à 2.813 UA |
e< 0.20 et i < 14° |
Famille dynamique |
(75 membres sûrs connus
en 1994) |
|
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|
| NB:
Le groupe des phocaeas se distingue des astéroïdes de l'Anneau interne par de
grandes inclinaisons et déborde vers les Mars-crossers dont certains ne |
|
|
| diffèrent
des phocaeas que par leur plus grande excentricité qui les amènent à croiser
l'orbite de Mars. |
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|
| Le groupe Hilda |
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|
| Situés
dans la résonance 2:3 avec Jupiter, ces astéroïdes atteignent l'aphélie en
passant devant les points de Lagrange de Jupiter ou en étant en opposition |
|
|
| à
Jupiter, évitant ainsi les approches serrées à Jupiter. Ils passent au
périhélie face à Jupiter ou à 120° de longitude de la planète géante. |
|
|
|
| Le
groupe des hildas dessine ainsi un triangle en rotation avec Jupiter autour du Soleil. |
|
|
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|
| Les
hildas dont les orbites sont moins stables que celles des troyens de Jupiter
seraient la source principale de cratérisation des gros satellites
jupitériens. |
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|
| "Jupiter-crossers internes"
numérotés avec a < a de Jupiter et q > Q de Mars pour les 85117
astéroïdes numérotés |
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| 5164 Mullo |
a = 3.645 UA |
Q = 5.486 UA |
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|
| 6144 1994 EQ3 |
a = 4.785 UA |
Q = 6.520 UA |
|
|
|
| 20898 Fountainhills |
a = 4.226 UA |
Q = 6.192 UA |
"a" semblable à
279 Thule, mais "e" et "i" plus forts |
|
|
|
| 32511 2001 NX17 |
a = 5.053 UA |
Q = 7.212 UA |
"a" semblable
aux Jupiter-Troyens-Ouest , mais l'astéroïde est éloigné du point L5 |
|
| 52007 2002 EQ47 |
a = 4.262 UA |
Q = 5.208 UA |
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|
| NB:
37384 2001 WU1 avec Q = 4.9295 UA
ne coupe pas l'orbite de Jupiter. |
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|
| JUPITER-TROYENS |
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| Les
Jupiter-Troyens forment deux populations d'objets isolés, aux points L4 et L5
de Lagrange, à 60° en avant et en arrière de l'orbite de Jupiter. |
|
|
|
| Ils
sont dans des zones très stables. |
|
|
|
| Levison
et al ont estimé qu'environ 2 millions d'astéroïdes de plus d'un kilomètre de
diamètre pourraient se trouver aux points L4 et L5 de Jupiter. |
|
|
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|
|
| Les
deux groupes de troyens situés aux Points de Lagrange L4 et L5 ne sont pas
similaires : |
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|
| Le
groupe L4 des troyens-Est est plus important que celui des troyens-Ouest du
Point L5 ( 1039 au point L4 pour 628 au point L5 ). |
|
|
|
| Les
familles dynamiques sont plus nombreuses au point L4. |
|
|
|
| Il
y a plus de gros astéroïdes au point L4 : 93 de mag H < 10 contre 56 au
point L5. |
|
|
|
| Les
orbites sont plus inclinées au point L5 ( 14.7° contre 11.4° au point L4) |
|
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|
| Familles
de Jupiter-Troyens de plus de 10 membres résultant de collisions: |
|
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|
| Melenaus |
41 membres en 2001 |
Point de Lagrange L4 |
|
|
|
| Epeios |
30 membres en 2001 |
Point de Lagrange L4 |
|
|
|
| Podalirius |
22 membres en 2001 |
Point de Lagrange L4 |
ex-(4086) 1986 WD |
|
|
|
| Oysseus |
15 membres en 2001 |
Point de Lagrange L4 |
|
|
|
| (5119) 1988 RA1 |
23 membres en 2001 |
Point de Lagrange L5 |
|
|
|
|
|
|
| Les
collisions auraient en moyenne été plus nombreuses chez les Jupiter-Troyens
que dans l'anneau N°1. En conséquence, les amplitudes de lumière y seraient
plus |
|
| importantes en moyenne. |
|
|
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|
|
|
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|
|
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|
| "Jupiter-crosser externes"
numérotés avec a > a de Jupiter et q > Q de Mars pour les 85117
astéroïdes numérotés |
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|
| 944 Hidalgo |
a = 5.746 UA |
q = 1.950 UA |
H = 10.77 |
|
|
|
| 15504 1999 RG33 |
a = 9.390 UA |
q = 2.140 UA |
H = 12.1 |
|
|
|
| 20461 Dioretsa |
a = 23.759 UA |
q = 2.386 UA |
H = 13.8 |
1999 LD31 |
|
|
|
| 37117 2000 VU2 |
a = 6.924 UA |
q = 3.092 UA |
H = 13.2 |
|
|
|
| 65407 2002 RP120 |
a = 56.094 UA |
q = 2.473 UA |
H = 12.3 |
|
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|
| Remarque personnelle: |
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|
| Les
Jupiter-crosser externes ne seraient-ils pas à relier aux centaures du fait
de leur demi-grand axe "a" situé entre Jupiter et Neptune ? |
|
|
|
| Ce
ne sont que des centaures à grande excentricité ….. |
|
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|
| CENTAURES |
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| Les
objets de type Centaure ont leur orbite située entièrement entre celles de
Jupiter et de Neptune, dans une zone où - du fait des puissantes
perturbations |
|
|
| planétaires
- les orbites sont très chaotiques ( durée de vie inférieure à 10 millions
d'années ). |
|
|
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|
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|
|
| La
région entre Jupiter et Saturne est quasiment vide, du fait des perturbations
des deux planètes géantes, de même que celle située entre Uranus et Neptune. |
|
|
| Hormis
deux étroites zones à 7.02 et 7.54 UA et une zone située entre 24 et 27 UA,
dans lesquelles un corps de très faibles "e" et "i" peut s'y maintenir, seules |
|
|
| quelques
zones de résonance peuvent temporairement être habitées. |
|
|
|
| La
plupart d'entre elles sont situées au delà de l'orbite de Saturne et dans une
zone allant de 24 à 27 UA du Soleil. |
|
|
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|
|
|
|
| Les
centaures seraient des objets de l'Anneau de Kuiper en transit vers le
Système Solaire interne, avant de devenir, pour certains, des comètes à
courte période. |
|
| Certains
d'entre eux peuvent rester piégés dans des résonances liées à une seule
planète géante pendant près de 1000 à 10000 ans. |
|
|
|
| Les
résonances liées à deux ou trois planètes à la fois peuvent les retenir plus
longtemps encore, au delà de 100000 ans. |
|
|
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|
| Il
pourrait exister plus de 10 millions de centaures d'un diamètre supérieur à 2
km, dont une centaine de plus de 100 Km de diamètre. |
|
|
|
| 30
à 40% d'entre eux ne migreraient pas vers le Système Solaire interne sur des
orbites de type cométaire. |
|
|
|
| Ils
pourraient aboutir dans la zone des hildas ( résonance 2:3 avec Jupiter ) ou
des griquas ( résonance 1:2 avec Jupiter ). |
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| 10199
Chariklo est le plus gros centaure connu à ce jour ( 273 à 302 km de diamètre
). De l'eau a été détectée à sa surface. |
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| 2060
Chiron, le premier centaure découvert en 1977, est aussi considéré comme une comète ( 95P/Chiron ). |
|
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|
| Son
activité cométaire a été constatée à partir de fin 1987, après la
constatation de l'augmentation surprenante de sa magnitude H. |
|
|
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|
|
| A
contrario, la comète C/2000 B4 LINEAR présente parmi les centaures est devenue inactive. Une découverte
plus tardive l'aurait donc fait classer dans le groupe Centaure. |
|
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|
| A
part Chiron, on connait actuellement 7 comètes ayant des caractéristiques
orbitales de centaures : |
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| Comètes
ayant des orbites de centaures |
q en UA |
a en UA |
|
Q en UA |
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| 29P/Schwassmann-Wachmann
1 |
5,721 |
5,992 |
|
6,263 |
|
|
|
| 39P/Oterma |
|
5,471 |
7,242 |
|
9,013 |
|
|
|
| 1986XIV-Shoemaker |
|
5,457 |
5.473 |
|
5.489 |
|
|
|
| P/1997
T3 Carsenty-Nathues |
6,846 |
11,264 |
|
15,681 |
|
|
|
| C/2001 T4 NEAT |
|
8,555 |
14,140 |
|
19,724 |
|
|
|
| C/2000 B4 LINEAR |
|
6,819 |
18,123 |
|
29,428 |
|
|
|
| C/2001 M10 NEAT |
|
5,298 |
26,710 |
|
48,123 |
|
|
|
| P/2004 A1 LONEOS |
|
5,463 |
7,896 |
|
10,330 |
|
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|
| NEPTUNE-TROYENS |
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|
| Si
du fait de fortes perturbations initiales, les troyens de Saturne et d'Uranus
n'ont sans doute pu survivre aux points de Lagrange concernés, ceux de
Neptune ont du |
|
| en partie pouvoir se maintenir. |
|
|
|
| 50%
des Neptune-Troyens pourraient être encore présents aux points de Lagrange de
Neptune, soit 6000 à 17000 objets de mag.V +22 ( d = 110 Km ) à V +25 ( d =
30 km ). |
|
|
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|
|
| 1
seul Neptune-Troyen est connu aujourd'hui. Découvert en 2001, il a été
confirmé début 2003 : |
|
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| 2001 QR322 |
H = 7,3 ( Diam ~ 160
Km ) |
a = 30,1138 UA |
e = 0,025 |
i = 1,327° |
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| TRANSNEPTUNIENS |
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| En
dehors de Pluton repéré en 1930, le deuxième Transneptunien découvert fut
1992 QB1 ( astéroïde N°15760 ), en janvier 1992. |
|
|
|
|
|
|
| Malgré
les difficultés d'observations, plus de 850 TNO ont été découverts à fin
2003, mais beaucoup ont été perdus après une courte période de suivi. |
|
|
|
| La
moitié des TNO connus ont été observés moins de 6 mois, donc sur moins de 1%
de leur orbite dont le demi-grand axe peut être erroné de dizaines d' U.A. ! |
|
|
| Même
les TNO les plus connus n'ont parcouru qu'une partie de leur orbite depuis
leur découverte ou leur identification sur des plaques plus anciennes |
|
|
| (
Pluton 35% de son orbite et 20000 Varuna 16% ). |
|
|
|
| Nous
ne possédons donc pas encore des données très précises sur ce nouvel Anneau
de Kuiper et ses membres, d'autant plus que les moyens actuels d'observations
|
|
| ne
permettent guère d'aller couramment au delà de 50 UA. Seuls les gros objets
orbitant ou atteignant leur périhélie en deçà de cette distance peuvent
actuellement |
|
| être repérés. |
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|
|
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|
| Néanmoins,
on s'est vite aperçu qu'il y avait deux grandes populations
d'objets, à savoir les Plutinos d'orbite similaire au plus gros d'entre eux,
Pluton, et |
|
|
| une
population d'objets vers 42 UA ne
coupant pas l'orbite de Neptune. |
|
|
|
| 1992
QB1, objet de ce 2ème type, donna sa prononciation "phonétique" au
groupe appelé "Cubewano". |
|
|
|
| Ce
groupe pourrait être constitué de 2 populations dynamiques distinctes se
différenciant par l'inclinaison et les magnitudes absolues. |
|
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|
| En
12 ans, l'accumulation des découvertes a permis de se donner une meilleure idée de la structure de
l'Anneau de Kuiper. |
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|
| Il
existe une petite population d'objets dont le demi-grand axe est situé entre
Neptune ( a = 30 UA ) et les Plutinos ( a = 39 UA ). |
|
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|
| Il
semble que cette zone "interne" entre 30 et 38 UA soit occupée par
des TNO séparés par la résonance 5:4 ( a = 35.0 UA ). |
|
|
|
| Entre
30 et 35 UA, on a une population d'objets à grande excentricité qui les amène
souvent aux parages de l'orbite d'Uranus vers 20 UA. |
|
|
|
| Entre
36 et 39 UA, on a principalement des TNO à faible excentricité qui ne coupent
pas l'orbite de Neptune et qui sont proches ou dans la zone |
|
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| de
résonance 4:3 ( a = 36.6 UA ) |
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| Dans
mon tableau, j'ai donc nommé ces deux zones "KBO
interne I" et "KBO
interne II". |
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| Viennent
donc ensuite les plutinos ( a ~ 39 UA ) et Pluton. Ils sont piégés dans la
résonance de moyen mouvement 2:3 avec Neptune et coupent souvent l'orbite de |
|
| la
grande planète vers leur périhélie, sans jamais s'approcher d'elle. Pluton ne s'approche jamais à moins de 17
UA de Neptune. |
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| Un
grand nombre de résonances de moyen mouvement et séculaires existent dans la
zone des TNO et génèrent une structure compliquée de l'Anneau Transneptunien |
|
| entre
39 et 41 UA. Cette région entre les plutinos et 41 UA est donc peu peuplée. |
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| L'Anneau
dit "classique" des Cubewanos, rebaptisés "CKBO" (
Classical Kuiper Belt Objects ) par
Jewitt, occupe une zone comprise entre a = 40 à 47 UA. |
|
|
| Les
cubewanos ne coupent pas l'orbite de Neptune et ont des faibles excentricité
et inclinaison. Ils sont dans une partie du système solaire très stable. |
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| (50000)
Quaoar est le plus gros TNO repéré jusqu'à présent dans cet
anneau des CKBO. |
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| Un
troisième groupe de TNO à grande excentricité et au demi-grand axe situé au
delà de 50 UA, a été repéré. |
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| C'est
le groupe des SDO (Scattered Disk Object) au périhélie inférieur ou proche de
40 UA et soumis à l'influence de Neptune.. |
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| L'origine
de ce groupe semble avoir été la migration externe de Neptune au début du
Système Solaire. Les orbites des SDO seraient devenues très elliptiques. |
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| C'est
après les KBO à grande excentricité des résonances 5:3, 7:4 et 2:1, que commence cette zone des SDO ou SKBO
(Scattered Kuiper Belt Objects) dont on ne |
|
| peut
actuellement découvrir que les objets à grande excentricité ayant leur
périhélie en deçà de 50 UA. |
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| Les
objets de Kuiper seraient composés de glaces de H2O, CO et CO2 et de
poussières et seraient à l'origine des comètes à courte période. |
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| Certains
TNO sont susceptibles de montrer une activité cométaire, tel que l'a fait le
SKBO (29981) 1999 TD10 à proximité
du périhélie. |
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| Une
estimation datant de 2000 faisait état de la possible existence de 800
millions d'objets de plus de 5 Km de diamètre. |
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| Pourtant,
entre 90 à 99% de la masse initiale de la zone transneptunienne aurait été
perdue suite aux perturbations de Neptune et aux collisions nombreuses entre |
|
| les
innombrables TNO initiaux. |
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|
| Cependant,
une recherche de petits TNO faite par le satellite Hubble n'a permis de
trouver que 3 petits TNO de 25 à 45 km de diamètre ( mag 26 à 28 ) sur les 60
escomptés |
|
| pour la zone étudiée. Ce manque de petits
TNO n'est pas expliqué à ce jour. |
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| Dautres
estimations plus récentes faites au Kitt Peak National Observatory ( MPML
29/05/02 ) font état de 34 objets de la taille de Charon et
de 4 de la taille de |
|
|
| Pluton
qui seraient à découvrir dans l'Anneau de Kuiper. Ces objets non encore
découverts devraient être bien faibles donc lointains …. |
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| D'après
une hypothèse très récente de 2003, il se pourrait que la ceinture actuelle
de Kuiper ait été formée par des objets repoussés par Neptune lors de sa
migration |
|
| initiale externe, plutôt que par la
présence du disque proto-planétaire au-delà de 30 UA. |
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| Résonances
de moyen mouvement des TNO avec Neptune : |
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| Résonances principales |
Distance au Soleil |
TNO numérotés présents |
TNO non numérotés présents |
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Remarques |
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| Résonance 5:4 |
a ~ 35.1 UA |
|
1999 CP133, 2003 FC128,
2002 GW32 |
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|
| Résonance 4:3 |
a ~ 36.6 UA |
(15836) 1995 DA2 |
2000CQ104, 1998 UU43 |
Zone interne de l'Anneau
de Kuiper |
|
|
| Résonance 7:5 |
a ~ 37.7 UA |
(42355) 2002 XW93 ? |
2002 XW93 ? |
Zone vide de TNO ? |
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| Résonance 3:2 |
a ~ 39,4 UA |
Pluton et les plutinos |
|
Zone des plutinos |
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| Résonance 5:3 |
a ~ 42.1 UA |
(59358) 1999 CL158,
(15809) 1994 JS et 2002 VA131, entre autres |
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| Résonance 7:4 |
a ~ 43.8 UA |
(60620) 2000 FD8 |
2000 OP67, 1999 KR18 |
|
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| Résonance 9:5 |
a ~ 44.6 UA |
|
2000 QM51 ? |
|
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| Résonance 2:1 |
a ~ 47,8 UA |
(40314) 1999 KR76,
(20161) 1996 TR66, (26308) 1998
SM165, 1997 SZ10, entre autres |
|
|
|
| Résonance 5:2 |
a ~ 55 UA |
(26375) 1999 DE9, (38084)
1999 HB12, (60621) 2000 FE8, entre autres |
|
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| Résonance 11:2 |
a ~ 92 UA |
|
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| Résonance 15:2 |
a ~ 115 UA |
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|
| La
présence effective ou possible de TNO dans les résonances 1:1, 5:4, 4:3, 3:2,
5:3, 7:4, 9:5, 2:1 et 5:2 a été confirmée récemment par des calculs
théoriques. |
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|
| Sauf
pour les Neptune-Troyens ( résonance 1:1 ), les TNO des résonances ont tous
des grandes excentricités et inclinaisons orbitales. |
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| NB:
Il y a aussi plusieurs résonances séculaires présentes qui recoupent les
zones des résonances internes de l'Anneau de Kuiper. |
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PLUTON = Grande Planète ou gros astéroïde ? |
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| Pluton
est 2 fois plus petite que les autres planètes solides situées toutes près du
Soleil |
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| Pluton
coupe l'orbite d'une autre Grande Planète et est en résonance 2:3 avec elle,
donc soumise à son influence |
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|
| Son
diamètre est inférieur à celui de nombreux satellites naturels dont la Lune |
|
|
|
| Son
orbite est similaire à celle de très nombreux Transneptuniens
"gérés" par Neptune |
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|
| Ses
Forme ronde et différentiation interne sont déjà existantes pour les plus
gros astéroïdes |
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|
| Des
satellites tels Titan ont une atmosphère plus épaisse que celle de Pluton |
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|
| D'autres
astéroïdes possèdent leurs propres satellites, tels le géocroiseur 69230
Hermes, 243 Ida dans l'Anneau N°1, le kuiper 1998 WW31, etc.... |
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| Un
tableau comparatif des données de base montre le gros écart entre les
planètes internes et les trois plus gros TNO : |
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TERRE VENUS
MARS MERCURE PLUTON SEDNA 2004 DW |
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| Masse |
1 0.81
0.11 0.06 0.0017 ? ? |
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| Diamètre en Km |
12742
12104 6792 4879 2300
1600? 1300? |
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| Densité en d/cm3 |
5.515 5.24
3.94 5.43 2.05 ?
? |
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| Orbite liée à : |
Soleil Soleil Soleil
Soleil Neptune Soleil Neptune |
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|
+ Soleil + Soleil |
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| Continuer
d'assimiler Pluton aux Grandes Planètes qui modèlent leur environnement
semble donc à présent un peu osé…. |
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|
|
| Rien
ne permet donc de distinguer Pluton des autres plutinos à l'exception de sa
taille de plus gros TNO actuellement connu. |
|
|
|
| Des
objets inconnus de la ceinture de Kuiper sont par ailleurs peut-être aussi
gros que Pluton ? |
|
|
|
| En
comparaison à Ceres qui a été à juste titre déclassée de son titre de
"Planète" au bout de 45 à 50 ans au 19ème siècle, Pluton n'est en
proportion |
|
|
| guère
plus gros que le plutino 2004 DW par rapport à ce que Ceres est vis à vis des
autres très gros astéroïdes de l'Anneau N°1. |
|
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|
| Déclasser
Pluton de son statut de Planète Majeure n'enlèverait rien de son titre de
plus gros Plutino ni de la gloire de son découvreur Clyde Tombaugh. |
|
|
| Il
y a par contre actuellement une injustice notoire vis à vis de Giuseppe
Piazzi, découvreur de 1 Ceres, le plus gros astéroïde de l'Anneau N°1….. |
|
|
|
| Il
est enfin regrettable qu'un chauvinisme désuet puisse encore actuellement
l'emporter sur une réalité scientifique admise par la majorité de la |
|
|
|
| Communauté
Astronomique Internationale. |
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|
|
| L'inclure
dans les objets définitivement numérotés permettrait aussi de moins fausser
les statistiques, travaux et analyses faites sur les objets numérotés… |
|
| Le
N° 100000 attribué à Pluton pourrait permettre enfin d'honorer le très gros
astéroïde double exceptionnel qu'est le couple Pluton-Charon. |
|
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|
| EXISTENCE D'UN DISQUE DIFFUS ETENDU AU DELA DE 50 UA ? |
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| Au
delà de 50 UA du Soleil, la Communauté Astronomique en est réduite à des
supputations concernant les régions plus lointaines de l'Anneau de Kuiper.. |
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|
| L'absence
apparente de TNO à orbite circulaire au delà de 47 UA pourrait être la marque
d'un corps massif situé au delà de 50 UA. |
|
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|
| D'excentricité
assez faible, il pourrait être très incliné, et n'aurait donc pas été repéré
jusqu'à présent. |
|
|
|
| Ce
corps massif de 2000 à 4000 Km de diamètre orbiterait en moyenne à 62 UA du
Soleil, avec q = 49 UA, Q = 78 UA et e = 0,21. |
|
|
|
| Sa
magnitude visuelle serait comprise entre +18,5 et +21,5 dans le cas d'un
albédo très sombre égal à 0,04 ou +16,2 à +19,7 dans le cas d'un albédo élevé
de 0,3 . |
|
|
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|
|
| La
limite de la zone de Kuiper est encore inconnue, mais était jusqu'en 2003
estimée à 200 UA du Soleil… |
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|
| Les
disques de poussière d'autres étoiles de type solaire proches peuvent
s'étendre entre 35 UA et 75 UA dans le cas d'Epsilon Eridani agée d'un
milliard d'années, |
|
| à
1000 UA pour des étoiles très jeunes comme Beta Pictoris. Le disque rémanent
du Soleil doit certainement tendre en dimensions vers celui d'Epsilon
Eridani. |
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| Une
étude de 2001 de B.Gladman et al tendrait à prouver qu'il pourrait exister un
"disque diffus étendu" ( Extended Scattered Disk ) qui pourrait
contenir |
|
|
| au
moins 10000 "ESDO" de plus de 100 Km, voire plus encore que dans La
zone des SKBO, avec des larges "a" et des "q" > 40 UA.
|
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| (48639)
1995 TL8, 2000 CR105, ainsi que nombre de KBO non retrouvés
pourraient être des membres de ce "Disque diffus étendu". |
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|
| Ces
objets actuellement observables sur moins de 2% de leur orbite sont très durs
à découvrir et à authentifier en temps que membres du Disque diffus étendu. |
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| L'
objet massif nommé 2003 VB12 (
alias "Sedna" ) découvert en novembre 2003 pourrait aussi être un
membre de ce disque diffus étendu |
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| 2000
CR105 et 2003 VB12 sont les seuls
objets actuellement connus orbitant nettement au delà de la zone d'influence
de Neptune. |
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| 2003
VB12 est le TNO le plus massif connu après Pluton et se caractérise par une
orbite elliptique très éloignée des planètes majeures. |
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|
q = 76.067 UA |
a = 509 UA |
Q = 942 UA |
|
| L'origine
de son orbite actuelle est inconnue, mais la tendance actuelle penche pour le
passage d'une étoile à près de 800 UA
du Soleil. Cette étoile aurait éjecté 2003 VB12 |
|
| et
les ESDO de la zone des TNO, peu de temps après la naissance du sSystème
Solaire ( A.Morbidelli et H.Levison ) |
|
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|
| Astéroïdes très lointains avec
"a" = 100 UA et + ( au 20/05/04 ) |
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| Objets |
H |
a en UA |
Période en années |
q en UA |
Q en UA |
e |
|
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|
| 1999 RZ215 |
7.8 |
100.319 |
1004.8 |
30.959 |
169.680 |
0.691 |
|
|
| (65489) 2003 FX128 |
6.3 |
103.530 |
1053.4 |
17.822 |
189.238 |
0.827 |
|
|
| 1999 DP8 |
8.9 |
116,000 |
1249.4 |
34.741 |
197,000 |
0.700 |
|
|
| 1999 CZ118 |
7.9 |
117.151 |
1268.0 |
37.732 |
196.571 |
0.677 |
|
|
| 1999 RD215 |
7.5 |
121.088 |
1332.5 |
37.598 |
204.578 |
0.689 |
|
|
| (54520) 2000 PJ30 |
8.0 |
121.767 |
1343.7 |
28.531 |
215.002 |
0.765 |
|
|
| 2002 GB32 |
7,4 |
216.909 |
3194.6 |
35.361 |
398.457 |
0,836 |
|
|
| (82158) 2001 FP185 |
6,1 |
227.133 |
3423.1 |
34.253 |
412.889 |
0,849 |
|
|
| 2000 CR105 |
6,1 |
228.582 |
3455.9 |
44.275 |
420.013 |
0,806 |
|
|
| 1996 PW |
14,0 |
265.479 |
4325,6 |
2.541 |
528.418 |
0,990 |
|
|
| 2003 VB12 |
1,6 |
509.107 |
11487.2 |
76.066 |
942.147 |
0,850 |
|
|
| 2000 OO67 |
9,1 |
518.538 |
11807.9 |
20.764 |
1016.312 |
0,959 |
|
|
|
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| NB:
1996 PW a une orbite cométaire; il
sera reconnu comme un astéroïde que tant qu'il n'aura pas montré d'activité
cométaire. |
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| Ce fut le cas par exemple pour 2002
VQ94 ( a = 205 UA ) qui est devenu la comète C/2002 VQ94. |
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|
| Remarque
personnelle : Si les 2 premiers de ces 12 astéroides lointains orbitant en
moyenne à plus de 100 UA du Soleil semblent clore le groupe des SDO
s'échelonnant |
|
|
de 50 UA à 104 UA, il semble y avoir l'ébauche de 3
concentrations pour 9 des 10 objets les plus éloignés : |
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1) Un groupe de 4 objets
entre 116 et 122 UA, peut être lié à la résonance 15:2 avec Neptune, située
vers 115 UA |
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|
2) 3 objets entre 217 et
227 UA : 2002 GB32, 2000 CR105 et (82158) 2001 FP185 |
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|
3) Un duo situé vers 515
UA, formé de 2003 VB12 et 2000 OO67 |
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Les écarts successifs
entre les SDO et les 3 zones de concentration semblent représenter
respectivement environ 8, 95 et 282 UA |
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Le seul astéroide
lointain isolé est le "damocloid" 1996 PW qui a une orbite plutôt
bien cométaire et un très petit diamètre. |
|
|
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|
Les 65 comètes connues
avec un demi-grand axe entre 104 et 520 UA s'étalent tout au long de cette
zone, sans condensation bien marquée |
|
|
Celles dans les
possibles concentrations d'astéroides lointains sont respectivement au nombre
de 2, 4 et 1 |
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|
La comète orbitant dans
les parages de 2003 VB12 et 2000 OO67 est C/1948X Bester, avec a = 509.168 UA |
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Les orbites de tous ces
objets étant encore imprécises, il faut rester prudent, mais ces possibles
concentrations sont troublantes. |
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| LE NUAGE D'OORT |
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| La
limite intérieure du nuage d'Oort est sensée être située vers 2000 à 3000 UA |
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| Aucun
astéroide avec un demi-grand axe de 2000 UA et plus n'est connu à ce jour. |
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| 2003
WT42, avec a = 5840 UA et P =
158028 ans, aurait pu en être un astéroide
"Oort", si une faible activité cométaire n'avait pas été décelée en
janvier 2004. |
|
|
| Il
a donc changé de statut, en devenant la comète C/2003 WT42. |
|
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|
| Il
a cependant été remarqué que l'activité cométaire était bien faible pour une
comète issue du Nuage d'Oort. |
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|
| Il
pourrait donc être un corps plutôt astéroidal éjecté très tôt du Système
Solaire interne. |
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|
| Par
ailleurs, il n'est pas exclus que 2003 VB12 et 2000 CR105 puissent être en
fait issus du nuage d'Oort, suite au passage proche d'une étoile qui les
aurait amenés à |
|
| s'approcher
du Système Solaire interne. 2003 VB12 pourrait donc être un membre du
"Nuage d'Oort interne". |
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| Enfin,
Il existerait dans le Système solaire interne quelques objets qui pourraient
être originaires du Nuage d'Oort : Les Damocloids. |
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| Les damocloids : |
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| Les
astéroïdes ayant cette appellation non encore officielle ont comme
caractéristiques une très grande excentricité et/ou une très grande
inclinaison de leur orbite qui |
|
| font
que leur origine est très certainement le Nuage d'Oort. La liste
actuelle est tenue par Brian Skiff, et comprend les astéroïdes ayant comme
caractéristiques : |
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| q
< 5.2 UA, e >0.7 et i grand et/ou rétrograde : |
|
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| 5335 Damocles |
a = 11.831 UA |
H = 13.3 |
e = 0.867 et i = 62.1° |
q = 1.572 UA |
Q = 22.091 UA |
|
| (15504) 1999 RG33 |
a = 9.390 UA |
H = 12.1 |
e = 0.772 et i = 34.9° |
q = 2.140 UA |
Q = 16.641 UA |
|
| 20461 Dioretsa |
a = 23.759 UA |
H = 13.8 |
e = 0.899 et i = 160.3° |
q = 2.386 UA |
Q = 45.131 UA |
|
| (65407) 2002 RP 120 |
a = 56.094 UA |
H = 12.3 |
e = 0.955 et i = 119.1° |
q = 2,473 UA |
Q = 109.714 UA |
|
| 1996 PW |
a = 265.4 UA |
H = 14.0 |
e = 0.990 et i = 29.7° |
q = 2.541 UA |
Q = 528.4 UA |
|
| 1997 MD10 |
a = 26.581 UA |
H = 16.0 |
e = 0.941 et i = 59.0° |
q = 1.545 UA |
Q = 51.618 UA |
|
| 1998 QJ1 |
a = 11.274 UA |
H = 16.5 |
e = 0.812 et i = 23.4° |
q = 2.109 UA |
Q = 20.439 UA |
|
| 1998 WU24 |
a = 15.216 UA |
H = 15.0 |
e = 0.906 et i = 42.5° |
q = 1.425 UA |
Q = 29.006 UA |
|
| 1999 LE31 |
a = 8.128 UA |
H = 12.4 |
e = 0.469 et i = 151.8° |
q = 4.315 UA |
Q = 11.954 UA |
|
| 1999 XS35 |
a = 17.945 UA |
H = 17.2 |
e = 0.946 et i = 19.4° |
q = 0.946 UA |
Q = 34.937 UA |
|
| 2000 AB229 |
a = 53.066 UA |
H = 14.0 |
e = 0.956 et i = 68.7° |
q = 2,297 UA |
Q = 103.8 UA |
|
| 2000 DG8 |
a = 10.804 UA |
H = 13.1 |
e = 0.793 et i = 129.4° |
q = 2,229 UA |
Q = 19.378 UA |
|
| 2000 HE46 |
a = 23.597 UA |
H = 14.8 |
e = 0.900 et i = 158.4° |
q = 2,359 UA |
Q = 44.835 UA |
|
| 2000 KP65 |
a = 88.737 UA |
H = 10.5 |
e = 0.963 et i = 45.6° |
q = 3,274 UA |
Q = 174.2 UA |
|
| 2001 QF6 |
a = 7.248 UA |
H = 15.4 |
e = 0.688 et i = 24.2° |
q = 2,255 UA |
Q = 12.240 UA |
|
| 2003 UY283 |
a = 33.453 UA |
H = 15.3 |
e = 0.895 et i = 18.8° |
q = 3,506 UA |
Q = 63.401 UA |
|
|
|
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|
|
| Remarque
personnelle : Cette liste n'est sans doute pas exhaustive, même parmi les
objets repérés, certains damocloids pouvant avoir une faible inclinaison. |
|
|
| Cela
pourrait être par exemple le cas de 2004 CM111 ( q = 4.942 UA, a = 33.180 UA, e = 0.851 mais i = 4.7° ) |
|
|
|
|
|
| 2001
QF6 et 1999 LE31 sont en dessous de l'excentricité requise, tandis que les
astéroides ci-dessous ne sont pas
inclus : |
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| 3552 Don Quixote |
a = 4.231 UA |
H = 13.0 |
e = 0.712 et i = 30.8° |
q = 1,215 UA |
Q = 7.247 UA |
|
| 2003 WN188 |
a = 14.567 UA |
H = 14.1 |
e = 0.849 et i = 26.9° |
q = 2,199 UA |
Q = 26.935 UA |
|
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|
DONNEES ET STATISTIQUES DIVERSES SUR LES PETITES PLANETES |
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|
Records divers absolus au 20/05/04 pour les 214014 petites planètes |
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| TYPE |
ASTEROIDE |
RECORD |
GROUPE D'ASTEROIDES |
|
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|
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| q minimal |
2000 BD19 |
0.0919 UA |
ATEN |
|
|
|
| q maximal |
2003 VB12 |
76.066 UA |
ESDO ? |
|
|
|
| a minimal |
2004 JG6 |
0.6332 UA |
APOHELE |
|
|
|
| a maximal |
2000 OO67 |
518.5 UA |
SDO ? |
|
|
|
| Q minimal |
2004 JG6 |
0.9723 UA |
APOHELE |
|
|
|
| Q maximal |
2000 OO67 |
1016.3 UA |
SDO ? |
|
|
|
| P minimale |
2004 JG6 |
184.4 jours |
APOHELE |
|
|
|
| P maximale |
2000 OO67 |
11808 ans |
ESDO ? |
|
|
|
| e minimale |
2002 XR24 |
e = 0.0001293 |
ANNEAU N°1 |
|
|
|
| e maximale |
1996 PW |
e = 0.959 |
SDO ? |
|
|
|
| H max connue |
2003 SQ222 |
H=30.1 (soit 4 mètres) |
APOLLO 1 |
|
|
|
| H min Anneau N°1 |
(4) Vesta |
3.20 |
ANNEAU N°1 |
|
|
|
| Plus
gros objet Anneau |
(1) Ceres |
933 km (diamètre) |
ANNEAU N°1 |
|
|
|
| H min TNO |
Pluton et 2003 VB12 (Sedna) |
-1.1 et +1.6 |
PLUTINO et ESDO |
|
|
|
|
| i minimal |
2004 FH |
i = 0.02081° |
ATEN |
|
|
|
| i maximal |
(20461) Dioretsa |
i = 160.3955° |
JUPITER-CROSSER |
|
|
|
| rotation minimale |
2000 DO8 |
Période 1,3038 mn |
APOLLO-3 |
|
|
|
| rotation maximale |
(288) Glauke |
Période = 1200 h |
ANNEAU N°1 |
|
|
|
| Amp. V minimale |
(1) Ceres |
0.04 magnitude |
ANNEAU N°1 |
|
|
|
|
| Amp. V maximale |
1865 Cerberus |
2,10 magnitudes |
APOLLO-1 |
|
|
|
|
| Dist.Terre min.vue |
2004 FH |
0.00033 UA ( 49367 Km) |
(18.9/03/2004) ATEN ( H =25.7 ) |
|
|
|
| (au 20/05/04) |
2003 SQ222 |
0,00056 UA (83774Km) |
(27.9/09/2003) APOLLO-1 ( H = 30,1 ) |
|
|
|
|
|
| |
1994 XM1 |
0,00072 UA (107700Km) |
(09.8/12/1994) APOLLO-2 ( H = 28,0 ) |
|
|
|
| Dist.Terre min.préd. |
2000 SB45 |
0,00142 UA (212400Km) |
(07.8/10/2037)
APOLLO-2 ( H = 24.5 ) |
|
|
|
| pour le futur |
2001 WN5 |
0,00167 UA (249800Km) |
(26.2/06/2028) APOLLO-2 ( H = 18,3 ) |
|
|
|
| (au 20/05/04) |
1999 AN10 |
0,00265 UA (396000Km) |
(07.3/08/2027) APOLLO-1 ( H = 17.1 ) |
|
|
|
| ( jusqu'en 2037 ) |
2003 MK4 |
0,00507 UA (758400Km) |
(03.9/01/2032) APOLLO-1 ( H = 21,0 ) |
|
|
|
|
|
|
|
| NB:
L'astéroïde observé au plus près de la Terre a en fait été le "Bolide du
Montana, qui en 1972, a frôlé la Terre à 58 Km d'altitude, se consumant en
grande partie, |
|
| avant
de repartir vers l'Espace. |
|
|
|
|
|
|
|
| Orbite avant rencontre : |
a = 1.661 UA |
e = 0.3904 |
q = 1.0127 UA |
i = 15.22° |
|
Amor-2 |
|
|
| Orbite après rencontre : |
a = 1.471 UA |
e = 0.3633 |
q = 0.9369 UA |
i = 6.92° |
|
Apollo-1 |
|
|
|
|
|
|
| NB:
Record d' amplitude V minimale attribué à l'amplitude de lumière minimale
connue pour les courbes de lumière complètes, donc sûres. |
|
|
|
|
|
|
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|
|
|
Records divers par groupe au 31/12/03 pour les 203614 astéroïdes puis
pour les 73606 numérotés seulement |
|
|
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|
|
|
|
|
| Groupes// Limites
"a" |
"a" min |
"a" max |
Objet "a" min. // Objet "a" max. |
Numéroté et "a"
min. |
Numéroté et "a"
max |
|
| Apohele |
0.693 UA |
0.741 UA |
2003 CP20 // 1998 DK36 |
- |
- |
- |
- |
|
| Aten |
0.642 UA |
0.9988 UA |
(66391) 1999 KW4 // 1998 UP1 |
66391 |
0.642 UA |
3753 |
0.997 UA |
|
| Apollo |
1.0006 UA |
17.945 UA |
(54509) 2000 PH5 // 1999 XS35 |
54509 |
1.0006 UA |
14827 |
2.846 UA |
|
| Amor |
1.034 UA |
4.232 UA |
1992 JD // (3552) Don Quixote |
66407 |
1.198 UA |
3552 |
4.232 UA |
|
| Mars-crosser |
1.390 UA |
26,581 UA |
(1951) Lick // 1997 MD10 |
1951 |
1.390 UA |
5335 |
11.831 UA |
|
| Hungaria |
1.768 UA |
2.098 UA |
2002 JA14 // 2002 QZ5 |
45873 |
1.768 UA |
54420 |
2.055 UA |
|
| ANNEAU ( a < Cybeles ) |
2.0662 UA |
3.2914 UA |
2003 SH241 // 2003 YK69 |
59039 |
2.1009 UA |
11097 |
3.2798 UA |
|
| Cybele |
3.283 UA |
3.673 UA |
2003 BS48 // 2003 KB11 |
14871 |
3.284 UA |
13096 |
3.654 UA |
|
| Hilda |
3.745 UA |
4.022 UA |
2002 TB96 // 2003 QY103 |
70032 |
3.748 UA |
17305 |
4.019 UA |
|
| Jupiter-Troyen Est |
4.906 UA |
5.385 UA |
1997 TW2 // 2003 FH103 |
63176 |
5.050 UA |
22049 |
5.367 UA |
|
| Jupiter-Troyen Ouest |
4.961 UA |
5.361 UA |
2000 HR24 // (34835) 2001 SZ249 |
24454 |
5.062 UA |
34835 |
5.361 UA |
|
| Jupiter-crossers |
3.349 UA |
88.737 UA |
2002 LJ27 // 2000 KP65 |
5164 |
3.645 UA |
65407 |
56.094 UA |
|
| Centaure |
7.883 UA |
28.968 UA |
2000 GM137 // 2002 FY36 |
52872 |
8.404 UA |
52975 |
26.209 UA |
|
| KBO interne |
30.229 UA |
38.955 UA |
2001 XA255 // 1998 WV24 |
73480 |
30.743 UA |
42355 |
38.383 UA |
|
| Plutino |
38.769 UA |
40.149 UA |
2003 FF128 // 2000 YH2 |
38083 |
39.207 UA |
38628 |
39.607 UA |
|
| Cubewano + KBO 2:1 |
40.308 UA |
48.067 UA |
1999 OH4 // (40314)
1999 KR16 |
24835 |
41.804 UA |
40314 |
48.986 UA |
|
| SDO |
49.041 UA |
121.767 UA |
2000 AF255 // (54520) 2000 PJ30 |
60608 |
49.996 UA |
54520 |
121.767 UA |
|
| Oort ? |
265.480 UA |
518.538 UA |
1996 PW // 2000 OO67 |
- |
- |
- |
- |
|
|
|
|
|
|
|
|
| NB:
Les limites indiquées en "a" sont établies d'après les objets
appartenant assurement à un groupe donné. |
|
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|
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|
|
|
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|
| Groupes//Eventail H |
H min. |
H max. |
Remarques |
|
|
|
|
|
| Apohele |
16.5 ( 2003 CP20 ) |
25.0 ( 1998 DK36 ? ) |
|
|
|
|
|
|
| Aten |
14.5 ( 1999 HF1 ) |
29.1 ( 2003 SW130 ) |
|
|
|
| Apollo |
13.0 ( 1866 Sisyphus
) |
30.1 ( 2003 SQ222 ) |
|
|
|
| Amor |
9.45 ( 1036 Ganymed ) |
27.6 ( 2001 UD18 ) |
1 seul gros Amor 1 : 433 Eros ( H = 11.2 ), suivi de 1943 Anteros ( H = 15.8 ) |
|
| Mars-crosser |
9.38 ( 132 Aethra ) |
22.8 ( 2002 NU16 ) |
|
|
|
| Mars-troyen |
16.1 ( 5261 Eureka ?
) |
21.3 ( 2001 FG24 ? ) |
|
|
|
| Hungaria |
11.21 ( 434 Hungaria ) |
20.6 ( 2003 HE2 ) |
2003 HE2 : q = 1.777 UA a = 2.038 UA et e = 0.127 |
|
|
|
| ANNEAU |
3.20 (4 Vesta ) |
20.9 (2003 SV100) |
2003 SV100: q = 1.679 UA a = 3.486 UA et e = 0.349 |
|
|
|
| Cybele |
6.6 ( 65 Cybele ) |
19.5 ( 2002 JE109 ) |
2002 JE109 : q = 1.676 UA a = 3.322 UA et e = 0.495 |
|
|
|
| Hilda |
7.5 ( 153 Hilda ) |
17.9 ( 2002 UP36 ) |
2002 UP36 : q = 2.125 UA a = 3.890 UA et e = 0.453 |
|
|
|
| Jupiter-troyen Est |
7.49 ( 624 Hektor ) |
15.4 ( 2002 AT14 ) |
2002 AT14 : q = 3.624 UA a = 5.148 UA et e = 0.296 |
|
|
|
| Jupiter-troyen Ouest |
8.1 ( 3451 Mentor ) |
15.1 ( 2000 QV233 ) |
2000 QV233 : q = 3.859 UA a = 5.132 UA et e = 0.248 |
|
|
|
| Centaure |
6.0 ( 1995 SN55 ) |
14.3 ( 2000 GM37 ) |
2000 GM137 : q = 6.927 UA a = 7.883 UA et e = 0.121 |
|
|
|
| KBO interne |
4.5 ( 2002 KX14 ) |
9.3 ( 1996 AS20 ) |
1996 AS20 : q = 13.565 UA a = 35.787 UA et e = 0.621 |
|
|
|
| Plutino |
- 1.1 ( Pluto ) |
12.4 ( 1999 DA8 ) |
1997 DA8 : q = 26.401 UA a = 39.316 UA et e = 0.329 |
|
|
|
| Cubewano |
2.6 ( 50000 Quaoar ) |
11.9 ( 2003 BH91 ) |
e faible |
|
|
|
| SDO |
3,9 ( 2000 TC302 ) |
14.1 ( 2003 QM12 ) |
2003 QM112 : q = 13.169 UA
a = 83.397 UA et e = 0.842 |
|
|
|
| Oort ? |
9.1 (2000 OO67 ) |
14.0 ( 1996 PW ) |
e très forte |
|
|
|
|
|
|
|
| Remarques: |
|
|
|
| *
Les records définitifs sont en "gras". |
|
|
|
| *
La magnitude H minimale pour chaque groupe est souvent atteinte par des
objets à grande excentricité. |
|
|
|
| du groupe. La magnitude H limite atteinte
pour des astéroïdes à excentricité moyenne ou faible doit être en moyenne
plus brillante. |
|
|
|
|
|
|
|
| *
Les plus gros astéroïdes non définitivement référencés de
la Ceinture N°1 ( Zones interne, centrale et externe ) et repérés jusqu'en 2003
(à la condition |
|
|
| qu'il
n'y ait pas une grosse erreur de magnitude H, chose assez fréquente encore
actuellement ) sont respectivement de
magnitude H : |
|
|
|
|
Période 1951 à 2001 |
Période 2001 à 2003 |
|
|
|
| Zone interne |
13,3 |
13,6 |
|
|
|
| Zone
centrale |
12,4 |
13,1 |
|
|
|
| Zone externe |
12,1 |
12,8 |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
| Les
plus gros astéroïdes de mag H < 5.0 classés par mag.H ( Au 20/05/04 ) : |
|
|
|
|
|
|
|
| NOM |
DENOM.PROVISOIRE |
MAGNITUDE H |
DIAM. REEL ou (ESTIME) EN KM |
GROUPE |
ALBEDO |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
| Pluton |
- |
- 1.1 |
2262 à 2320 |
Plutino |
60% |
|
|
|
| (Charon) |
- |
+ 0.9 |
1270 |
Plutino |
40% |
|
|
|
| Sedna ? |
2003 VB12 |
+ 1.6 |
1600 ? |
ESDO ? |
>13% |
|
|
|
| - |
2004 DW |
+ 2.4 |
|
Plutino |
|
|
|
|
| 50000 Quaoar |
2002 LM60 |
+ 2.6 |
1250 +/-50
(Brown et Trujillo - HST) |
Cubewano |
12% |
|
|
|
| 4 Vesta |
- |
+ 3.20 |
530 |
Anneau N°1 |
38% |
|
|
|
| 28978 Ixion |
2001 KX76 |
+ 3.2 |
1055 +/-165 ( Bertoldi et al - IRAM ) |
Plutino |
9% |
|
|
|
| (55565) 2002 AW197 |
2002 AW197 |
+ 3.3 |
890 +/-120 ( Margot et
al - IRAM ) |
Cubewano |
10% |
|
|
|
| (55636) 2002 TX300 |
2002 TX300 |
+ 3.3 |
|
Cubewano |
|
|
|
|
| 1 Ceres |
- |
+ 3.34 |
950 +/- 8 ( Stern et al - HST ) |
Anneau N°1 |
10% |
|
|
|
| (55637) 2002 UX25 |
2002 UX25 |
+ 3.6 |
|
Cubewano |
|
|
|
|
| 20000 Varuna |
2000 WR106 |
+ 3.7 |
900 +/-140 ( D.Jewitt
- JCMT ) |
Cubewano |
7% |
|
|
|
| - |
2002 MS4 |
+ 3.9 |
|
Cubewano |
|
|
|
|
| (84522) 2002 TC302 |
2002 TC302 |
+ 3.9 |
|
SDO 5:2 |
|
|
|
|
| - |
2004 GV9 |
+ 3.9 |
|
Cubewano |
|
|
|
|
| - |
2003 AZ84 |
+ 4.0 |
|
Plutino |
|
|
|
|
| 2 Pallas |
- |
+ 4.13 |
498 |
Anneau N°1 |
14% |
|
|
|
| (42301) 2001 UR163 |
2001 UR163 |
+ 4.2 |
|
SDO |
|
|
|
| - |
2003 QM91 |
+ 4.2 |
|
Cubewano |
|
|
|
| (84922) 2003 VS2 |
2003 VS2 |
+ 4.2 |
|
Plutino |
|
|
|
|
| (19308) 1996 TO66 |
1996 TO66 |
+ 4.5 |
(709) (en 2000 par
Gil-Hutton) |
Cubewano |
|
|
|
| - |
2002 KX14 |
+ 4.5 |
|
KBO interne II |
|
|
|
| - |
2003 QW90 |
+ 4.5 |
|
Cubewano |
|
|
|
| (26375) 1999 DE9 |
1999 DE9 |
+ 4.7 |
|
SDO 5:2 |
|
|
|
| 38628 Huya |
2000 EB173 |
+ 4.7 |
(696 avec H=+5.09)
(Barucci et al) |
Plutino |
4% |
|
|
|
| - |
2001 QF298 |
+ 4.7 |
|
Plutino |
|
|
|
| - |
2002 WC19 |
+ 4.7 |
|
KBO 2:1 |
|
|
|
| (24835) 1995 SM55 |
1995 SM55 |
+ 4.8 |
(813) (en 2000 par Gil-Hutton) |
Cubewano |
|
|
|
| - |
2003 FY128 |
+ 4.8 |
|
SDO |
|
|
|
|
| 19521 Chaos |
1998 WH24 |
+ 4.9 |
|
Cubewano |
|
|
|
| (47171) 1999 TC36 |
1999 TC36 |
+ 4.9 |
675 +/-100 ( Bertholdi et al - IRAM ) |
Plutino |
3.5% |
|
|
|
| - |
2002 CY248 |
+ 4.9 |
|
Cubewano |
|
|
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|
|
| NB:
Astéroïdes de l'Anneau N°1 ( Mars à Jupiter) en rouge et Astéroïdes (TNO) de l'Anneau N°2 en
noir |
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|
| 3 gros astéroïdes pour l'Anneau N°1
contre 26 au N°2. L'Anneau Principal n'est plus celui qu'on croyait être… |
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| Les
plus petits astéroïdes ( Au 20/05/04 ) : |
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|
| astéroïdes
numérotés = Mag H 22.7 , avec |
(54509) 2000 PH5 (Ap.1) |
(65717) 1993 BX3 (H = 21.0 /Am.3 ) |
(41429) 2000 GE2 ( 20.7
/Ap.2) |
|
|
| astéroïdes
non numérotés = Mag H 30.1 , avec |
2003 SQ222 (Apollo 1) |
2003 YS70 (H=29.2 /Ap.1) |
2003 SW130 (H= 29.1
/Aten) |
|
|
|
|
|
|
|
|
| Le
26 octobre 1995, le télescope Spacewatch aurait observé un astéroïde appelé
"SS-291" de 2 à 4 mètres de diamètre ( H = 31,0 ) ( source MPML 25/10/02 ) |
|
|
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|
|
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|
|
| Un
suspect non confirmé, estimé de mag H 30.6 et nommé "P00ACE", a été
observé par LONEOS les 28 et 29 septembre 2003 |
|
|
|
| De
type Apollo 1 ( a = 1.408 UA et e = 0.474 ), il aurait entre 2 et 5 mètres de
diamètre. Il serait passé à 89800 km de la Terre le 27.94
septembre 2003 au |
|
|
| plus
près de la Terre ( MPML 30/09/03 ). |
|
|
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|
| La
magnitude H = 18.2 correspond à peu
près à 1 km de diamètre: |
Nombre estimé total de
diam.> 1 KM = > 5 000 000 !
…. |
numérotés = |
73 636 |
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|
| Les
astéroïdes aux périodes de rotation les plus courtes ( < 10 minutes ) connues au 05/12/03 |
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|
| 2000 DO8 |
APOLLO-3 |
85x40 m de diamètre |
Période de rotation = 1.3038 mn |
|
H = 24.8 |
|
|
|
| 2000 WH10 |
APOLLO-3 |
130 m de diamètre |
Période de rotation = 1.374 mn |
|
H = 22.5 |
|
|
|
| 2003 EM1 |
ATEN |
55 m de diamètre |
Période de rotation = 1.858 mn |
|
H = 24.5 |
(site CDR-CDL) |
|
| 2003 DW10 |
APOLLO-1 |
25 m de diamètre |
Période de rotation < 2 mn |
|
H = 26.1 |
(MPML 08/03/03) |
|
| 2003 EP4 |
APOLLO-1 |
70 m de diamètre |
Période de rotation ~ 2 mn |
|
H = 23.9 |
(MPML 13/03/03) |
|
| 1999 SF10 |
APOLLO-1 |
60 m de diamètre |
Période de rotation = 2.466 mn |
|
H = 24.2 |
|
|
|
| 2001 WV1 |
APOLLO-1 |
130 m de diamètre |
Période de rotation = 2.694 mn |
|
H = 22.5 |
|
|
|
| 2000 UK11 |
ATEN |
40 m de diamètre |
Période de rotation = 3 mn |
|
H = 25.3 |
|
|
|
| 2004 FH |
ATEN |
30 m de diamètre |
Période de rotation = 3.023 mn |
|
H = 25.7 |
|
|
|
| 2001 SQ3 |
APOLLO-1 |
200 m de diamètre |
Période de rotation = 3.75 mn |
|
H = 21.7 |
|
|
|
| 2000 WS28 |
APOLLO-2 |
75 m de diamètre |
Période de rotation = 4.386 mn |
|
H = 23.6 |
|
|
|
| 2000 AG6 |
APOLLO-1 |
80x35 m de diamètre |
Période de rotation = 4.598 mn |
|
H = 25.3 |
|
|
|
| 1999 TY2 |
APOLLO-3 |
80 m de diamètre |
Période de rotation = 7.280 mn |
|
H = 23.3 |
|
|
|
| 2000 WG63 |
AMOR-2 |
100 m de diamètre |
Période de rotation = 8.238 mn |
|
H = 23.2 |
|
|
|
| 2000 WL107 |
AMOR-3 |
50 m de diamètre |
Période de rotation = 9.654 mn |
|
H = 24.8 |
|
|
|
| 2000 WQ148 |
APOLLO-2 |
125 m de diamètre |
Période de rotation = 9.9 mn |
|
H = 22.7 |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
| Il
ne s'agit que de petits astéroïdes qui sont des éclats de collisions entre
astéroïdes plus gros. |
|
|
|
|
|
| Ces
objets doivent obligatoirement être des objets monolythiques , à l'inverse
des astéroïdes plus gros dont beaucoup doivent être des débris empilés qui ne
pourraient |
|
| résister
à une telle rotation rapide. |
|
|
|
|
|
|
|
|
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|
|
| Un
seul rotateur rapide est numéroté, à ce jour : |
|
|
|
|
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|
|
| (54509) 2000 PH5 |
APOLLO-1 |
125 m de diamètre |
Période de rotation = 12.172 mn |
|
H = 22.7 |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
| En
montant dans les diamètres (estimés) des astéroïdes, on trouve les records
pour : |
|
|
|
|
|
|
| 2000 WL10 |
APOLLO-3 |
1080 m de diamètre |
Période de rotation = 19.308 mn |
|
H = 18.0 |
|
|
|
| 2001 OE84 |
AMOR-3 |
900 m de diamètre |
Période de rotation = 29.2 mn |
|
H = 17.8 |
|
|
|
| 1335 Demoulina |
Anneau |
~ 11 Km de diamètre |
Période de rotation ~
14.4 mn ? ( non sûre ) |
H = 12.9 |
|
|
|
|
|
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|
|
|
|
|
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|
|
| Les
13 astéroïdes présentant la plus longue période de rotation connue au
05/12/03 |
|
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|
|
|
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|
|
|
|
| 288 Glauke |
Anneau |
1200 heures |
|
|
|
|
| 1220 Crocus |
Anneau ( Eos ) |
737 heures |
|
|
|
|
| 253 Mathilde |
Anneau |
417.7 heures |
|
|
|
|
| 1998 QR52 |
Apollo 1 |
235 heures |
|
|
|
|
| 3691 Bede |
Amor 2 |
226.8 heures |
|
|
|
|
| 9969 Braille |
Mars-crosser |
226.4 heures |
|
|
|
|
| 38071 1999 GU3 |
Amor 2 |
216 heures |
|
|
|
|
| 65407 2002 RP120 |
Damocloid |
199.2 heures |
|
|
|
|
| 16064 1999 RH27 |
Amor 3 |
178.6 heures |
|
|
|
|
| 1481 Tubingia |
Anneau |
160 heures |
|
|
|
|
| 2003 KP2 |
Apollo 3 |
150.7 heures |
|
|
|
|
| 3102 Krok |
Amor 3 |
147.8 heures |
|
|
|
|
| 1689 Floris-Jan |
Anneau ( Eurynome ) |
145 heures |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
| Tandis
que la majorité des astéroïdes ont un axe unique de rotation, quelques
petites planètes à la vitesse de rotation très basse ne tournent pas autour
d'un axe |
|
|
| unique
de rotation. Suite à des collisions passées, elles culbutent sur elles-mêmes,
empêchant de ce fait la similitude d'aspect des courbes de lumière
successives. |
|
| Elles
ont au moins deux périodes de rotation différentes. |
|
|
|
|
|
| On
les appelle les "Tumbling Asteroids". Le plus gros d'entre eux connu est 253 Mathilde ( diamètre 53 Km et
période de rotation principale de 17.41 jours ) |
|
|
| Le
plus étudié des petits "tumbling asteroids" est le géocroiseur 4179 Toutatis dont l'axe de rotation est
animé d'un mouvement de précession à l'origine de deux
|
|
|
| périodes
de rotation de 7.42 et 5.37 jours. |
|
|
|
|
|
| D'autres
exemples connus sont : 1689 Floris-Jan, 3288 Seleucus,
3691 Bede, 1997 BR et 38071
1999 GU3 et bien sûr 288
Glauke (diamètre 32 km). |
|
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|
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|
Répartition des 1724 périodes de rotation d'astéroïdes recensées par
G.Faure au 05/12/03 |
|
|
|
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|
|
| Durée de rotation |
Nombre d'astéroïdes |
% du total |
Total cumulé périodes < x heures |
|
% cumulé |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
| Moins d'une heure |
33 |
2,0% |
33 |
|
2,0% |
|
|
|
| 1 à < 2 heures |
8 |
0,5% |
41 |
|
2,5% |
|
|
|
| 2 à < 3 heures |
92 |
5,7% |
133 |
|
8,2% |
|
|
|
| 3 à < 4 heures |
98 |
6,1% |
231 |
|
14,3% |
|
|
|
| 4 à < 5 heures |
129 |
8,0% |
360 |
|
22,3% |
|
|
|
| 5 à < 6 heures |
142 |
8,8% |
502 |
|
31,0% |
|
|
|
| 6 à < 7 heures |
141 |
8,7% |
643 |
|
39,8% |
|
|
|
| 7 à < 8 heures |
123 |
7,6% |
766 |
|
47,4% |
|
|
|
| 8 à < 9 heures |
117 |
7,2% |
883 |
|
54,6% |
|
|
|
| 9 à < 10 heures |
91 |
5,6% |
974 |
|
60,2% |
|
|
|
| 10 à < 11 heures |
76 |
4,7% |
1050 |
|
64,9% |
|
|
|
| 11 à < 12 heures |
56 |
3,5% |
1106 |
|
68,4% |
|
|
|
| 12 à < 13 heures |
56 |
3,5% |
1162 |
|
71,9% |
|
|
|
| 13 à < 14 heures |
42 |
2,6% |
1204 |
|
74,5% |
|
|
|
| 14 à < 15 heures |
43 |
2,7% |
1247 |
|
77,1% |
|
|
|
| 15 à < 16 heures |
48 |
3,0% |
1295 |
|
80,1% |
|
|
|
| 16 à < 17 heures |
35 |
2,2% |
1330 |
|
82,3% |
|
|
|
| 17 à < 18 heures |
26 |
1,6% |
1356 |
|
83,9% |
|
|
|
| 18 à < 19 heures |
26 |
1,6% |
1382 |
|
85,5% |
|
|
|
| 19 à < 20 heures |
27 |
1,7% |
1409 |
|
87,1% |
|
|
|
| 20 à < 21 heures |
10 |
0,6% |
1419 |
|
87,8% |
|
|
|
| 21 à < 22 heures |
8 |
0,5% |
1427 |
|
88,2% |
|
|
|
| 22 à < 23 heures |
7 |
0,4% |
1434 |
|
88,7% |
|
|
|
| 23 à < 24 heures |
11 |
0,7% |
1445 |
|
89,4% |
|
|
|
| Plus de 24 heures |
172 |
10,6% |
1617 |
|
100,0% |
|
|
|
| Total |
1617 |
100% |
|
|
|
|
|
|
| Périodes très imprécises |
107 |
|
|
|
|
|
|
|
| Total Général |
1724 |
Les 1617 périodes connues représentent 2.2%
des 73636 astéroïdes numérotés + 172 autres non numérotés |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
| NB:
Dans le cas d'un éventail de périodes connues pour un même astéroïde, c'est
la période minimale qui a été retenue, sauf si une période double plus
récente est |
|
| connue et plus sûre. Les périodes non
définies sont celles inférieures à 24 heures et imprécises de plus d'une
heure. |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
Les astéroïdes ayant la plus grande variabilité de lumière connue (
> 1,40 mag ) au 05/12/03 : |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
| 1865 Cerberus |
Apollo 1 |
Max. 2,10 mag |
|
|
|
|
| 1620 Geographos |
Apollo 1 |
Max. 2,03 mag |
|
|
|
|
| 2002 TD60 |
Amor 1 |
Max. 2,0 mag |
|
|
|
|
| 1995 HM |
Amor 1 |
Max. 2 mag |
|
|
|
|
| 3485 Barucci |
Hertha (Anneau) |
Max. 1,78 mag ? |
( Amplitude de 0.19 mag
seulement estimée en 2002 => ??? ) |
|
|
| 2000 EB14 |
Aten |
Max. 1,70 mag |
|
|
|
|
| 3102 Krok |
Amor 3 |
Max. 1,6 mag |
|
|
|
|
| 38071 1999 GU3 |
Amor 2 |
Max. 1,5 mag |
|
|
|
|
| 2002 HK12 |
Apollo 2 |
Max. 1,50 mag |
|
|
|
|
| 433 Eros |
Amor 1 |
Max. 1,49 mag |
|
|
|
|
| 1742 Schaifers |
Koronis (Anneau) |
Max. 1,46 mag |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
| NB:
Les Jupiter-Troyens de plus de 90 Km de diamètre sembleraient avoir une
amplitude de lumière en moyenne plus importante que les objets de l'Anneau
N°1 |
|
|
| (
respectivement 0.198 et 0.155 magnitude ) |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
| Répartition des 1621 amplitudes
maximales de magnitude des courbes de lumière recensées par G.Faure au
05/12/03 |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
| Amplitude en magnitude |
Amplitude maximale |
% du total |
Total cumulé amplitudes |
|
% cumulé |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
| Moins de 0.1 mag |
122 |
7,6% |
122 |
|
8% |
|
|
|
| 0.1x mag |
384 |
24,0% |
506 |
|
32% |
|
|
|
| 0.2x mag |
346 |
21,6% |
852 |
|
53% |
|
|
|
| 0.3x mag |
252 |
15,7% |
1104 |
|
69% |
|
|
|
| 0.4x mag |
167 |
10,4% |
1271 |
|
79% |
|
|
|
| 0.5x mag |
105 |
6,6% |
1376 |
|
86% |
|
|
|
| 0.6x mag |
65 |
4,1% |
1441 |
|
90% |
|
|
|
| 0.7x mag |
41 |
2,6% |
1482 |
|
92% |
|
|
|
| 0.8x mag |
35 |
2,2% |
1517 |
|
95% |
|
|
|
| 0.9x mag |
26 |
1,6% |
1543 |
|
96% |
|
|
|
| 1.0x mag |
15 |
0,9% |
1558 |
|
97% |
|
|
|
| 1.1x mag |
15 |
0,6% |
1573 |
|
98% |
|
|
|
| 1.2x mag |
10 |
0,3% |
1583 |
|
99% |
|
|
|
| 1.3x mag |
5 |
0,4% |
1588 |
|
99% |
|
|
|
| 1.4x mag |
7 |
0,1% |
1595 |
|
100% |
|
|
|
| 1.5x mag |
2 |
0,1% |
1597 |
|
100% |
|
|
|
| 1.6x mag |
1 |
0,1% |
1598 |
|
100% |
|
|
|
| 1.7x mag |
1 |
0,0% |
1599 |
|
100% |
|
|
|
| 1.8x mag |
0 |
0,0% |
1599 |
|
100% |
|
|
|
| 1.9x mag |
0 |
0,2% |
1599 |
|
100% |
|
|
|
| 2.0 mag et plus |
4 |
0,2% |
1603 |
|
100% |
|
|
|
| Total |
1603 |
100% |
|
|
|
|
|
|
| Amplitudes imprécises |
107 |
|
|
|
|
|
|
|
| Total Général |
1710 |
Les 1710 amplitudes connues représentent
2.1% des 73636 astéroïdes numérotés + 172 autres non numérotés |
|
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|
|
|
|
|
|
|
|
| NB:
Dans le cas d'un éventail d'amplitudes connues pour un même astéroïde, c'est
la variabilité maximale qui a été retenue. |
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|
|
|
|
|
|
|
|
| Malgré
le fait que ce sont surtout les plus gros astéroïdes qui ont été étudiés -
car les plus accessibles notamment par les amateurs et les photomètres |
|
|
| dans
le passé - il s'avère que les grandes amplitudes de lumière ne sont pas très
nombreuses, parmi les gros astéroïdes au moins. |
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|
|
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|
|
|
| Dans
le cadre de l'élaboration ou de la vérification au dixième de magnitude des
magnitudes H des petites planètes, ceci est intéressant car, compte tenu que
: |
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|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
| - ce n'est que la demi-amplitude (donc au
plus 0.2 mag pour 3/4 des astéroïdes !) de part et d'autre de la magnitude H
qui peut gêner dans les mesures. |
|
|
| -
Le tableau ci-dessus reprenant les amplitudes maximales pour chaque
astéroïde, chacun d'entre eux peut présenter une amplitude moins grande . |
|
|
|
| -
Enfin, le temps passé par un astéroïde au maximum ou au minimum de lumière ne
représente qu'une petite partie de la période de rotation, donc le |
|
|
|
| cas ne se reproduit pas avec une grande
fréquence. |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
| Il
s'ensuit que la variabilité est moins problèmatique qu'annoncé souvent, pour
le but de précision de 0.1 mag désiré notamment par le MAP ( Magnitude |
|
|
| Alert
Project ). Le nombre de mesures sur plusieurs oppositions et la moyenne
statistique finissent le plus souvent par niveler un écart dû à la
variabilité. |
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|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
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|
| Répartition des 206295 astéroïdes par
magnitude H au 31/12/03 : |
|
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|
|
| NB:
L'albédo ( % de lumière solaire réfléchie ) de chaque astéroïde variant
suivant le type de surface, les dimensions sont comprises dans des
fourchettes |
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|
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|
|
| MAG. ABSOLUE |
DIAMETRE EN KM |
TOTAL NUMEROTES |
TOTAL NON NUMEROTES |
|
TOTAL GENERAL |
% TOTAL |
|
| Magnitude H = -1 |
2280 |
|
1 |
|
1 |
|
0,0 |
|
| Magnitude H = 1 |
1600 |
0 |
0 |
|
0 |
|
0,0 |
|
| Magnitude H = 2 |
1250 |
1 |
0 |
|
1 |
|
0,0 |
|
| Magnitude H = 3 |
420 à 1500 |
8 |
2 |
|
10 |
|
0,0 |
|
| Magnitude H = 4 |
260 à 940 |
8 |
9 |
|
17 |
|
0,0 |
|
| Magnitude H = 5 |
170 à 590 |
17 |
59 |
|
76 |
|
0,0 |
|
| Magnitude H = 6 |
110 à 370 |
43 |
225 |
|
268 |
|
0,1 |
|
| Magnitude H = 7 |
65 à 240 |
123 |
284 |
|
407 |
|
0,2 |
|
| Magnitude H = 8 |
40 à 150 |
231 |
155 |
|
386 |
|
0,2 |
|
| Magnitude H = 9 |
25 à 95 |
456 |
52 |
|
508 |
|
0,2 |
|
| Magnitude H = 10 |
17 à 60 |
722 |
24 |
|
746 |
|
0,4 |
|
| Magnitude H = 11 |
11 à 37 |
1923 |
57 |
|
1980 |
|
1,0 |
|
| Magnitude H = 12 |
7 à 24 |
5262 |
406 |
|
5668 |
|
2,7 |
|
| Magnitude H = 13 |
4 à 15 |
14603 |
2821 |
|
17424 |
|
8,4 |
|
| Magnitude H = 14 |
3 à 9 |
24077 |
18903 |
|
42980 |
|
20,8 |
|
| Magnitude H = 15 |
2 à 6 |
19560 |
42496 |
|
62056 |
|
30,1 |
|
| Magnitude H = 16 |
1 à 4 |
6013 |
44225 |
|
50238 |
|
24,4 |
|
| Magnitude H = 17 |
0.7 à 2 |
506 |
17705 |
|
18211 |
|
8,8 |
|
| Magnitude H = 18 |
0.4 à 1.5 |
48 |
3265 |
|
3313 |
|
1,6 |
|
| Magnitude H = 19 |
0.3 à 0.9 |
28 |
790 |
|
818 |
|
0,4 |
|
| Magnitude H = 20 |
0.2 à 0.6 |
5 |
432 |
|
437 |
|
0,2 |
|
| Magnitude H = 21 |
0.1 à 0.4 |
1 |
233 |
|
234 |
|
0,1 |
|
| Magnitude H = 22 |
0.07 à 0.24 |
1 |
163 |
|
164 |
|
0,1 |
|
| Magnitude H = 23 |
0.04 à 0.15 |
0 |
111 |
|
111 |
|
0,1 |
|
| Magnitude H = 24 |
0.025 à 0.095 |
0 |
109 |
|
109 |
|
0,1 |
|
| Magnitude H = 25 |
0.017 à 0.060 |
0 |
58 |
|
58 |
|
0,0 |
|
| Magnitude H = 26 |
0.011 à 0.037 |
0 |
40 |
|
40 |
|
0,0 |
|
| Magnitude H = 27 |
0.007 à 0.024 |
0 |
15 |
|
15 |
|
0,0 |
|
| Magnitude H = 28 |
0.004 à 0.015 |
0 |
6 |
|
6 |
|
0,0 |
|
| Magnitude H = 29 |
0.003 à 0.009 |
0 |
4 |
|
4 |
|
0,0 |
|
| Magnitude H = 30 |
0.002 à 0.006 |
0 |
1 |
|
1 |
|
0,0 |
|
| Nombre total d'astéroïdes concernés |
73636 |
132651 |
|
206287 |
|
100,0 |
|
|
|
(sans Mag H dans les
non-numérotés) |
8 |
|
|
|
|
|
|
|
206295 |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
Nombre d'astéroïdes par magnitude H pour l'ensemble des astéroïdes
connus ( numérotés et non-numérotés ) au 31/12/03 |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
| Magnitudes |
a < 4,9 UA |
4,9 UA < a < 5,5 UA |
5,5 UA < a < 30,6 UA |
a > 30,59 UA |
Total
général |
|
| absolues |
( astéroïdes internes
) |
( astéroïdes zone Jupiter ) |
( Centaures ) |
( TNO +Oort ) |
|
|
| |
|
|
|
|
|
| Mag H -1 |
|
1 |
1 |
|
| Mag H -0 |
|
|
0 |
|
| Mag H +0 |
|
|
0 |
|
| Mag H +1 |
|
|
0 |
|
| Mag H +2 |
|
1 |
1 |
|
| Mag H +3 |
2 |
|
7 |
9 |
|
| Mag H +4 |
1 |
|
16 |
17 |
|
| Mag H +5 |
10 |
|
67 |
77 |
|
| Mag H +6 |
24 |
|
4 |
240 |
268 |
|
| Mag H +7 |
96 |
3 |
4 |
304 |
407 |
|
| Mag H +8 |
200 |
22 |
9 |
155 |
386 |
|
| Mag H +9 |
374 |
77 |
12 |
45 |
508 |
|
| Mag H +10 |
584 |
137 |
11 |
14 |
746 |
|
| Mag H +11 |
1568 |
400 |
7 |
5 |
1980 |
|
| Mag H +12 |
5147 |
511 |
8 |
2 |
5668 |
|
| Mag H +13 |
17024 |
390 |
10 |
|
17424 |
|
| Mag H +14 |
42873 |
100 |
4 |
3 |
42980 |
|
| Mag H +15 |
62049 |
3 |
3 |
1 |
62056 |
|
| Mag H +16 |
50235 |
0 |
3 |
|
50238 |
|
| Mag H +17 |
18208 |
2 |
1 |
|
18211 |
|
| Mag H +18 |
3313 |
0 |
0 |
|
3313 |
|
| Mag H +19 |
818 |
0 |
0 |
|
818 |
|
| Mag H +20 |
437 |
0 |
0 |
|
437 |
|
| Mag H +21 |
234 |
0 |
0 |
|
234 |
|
| Mag H +22 |
164 |
0 |
0 |
|
164 |
|
| Mag H +23 |
111 |
0 |
0 |
|
111 |
|
| Mag H +24 |
109 |
0 |
0 |
|
109 |
|
| Mag H +25 |
58 |
0 |
0 |
|
58 |
|
| Mag H +26 |
40 |
0 |
0 |
|
40 |
|
| Mag H +27 |
15 |
0 |
0 |
|
15 |
|
| Mag H +28 |
6 |
0 |
0 |
|
6 |
|
| Mag H +29 |
4 |
0 |
0 |
|
4 |
|
| Mag H +30 |
1 |
0 |
0 |
|
1 |
|
| |
|
|
|
|
|
|
| |
|
|
|
|
|
| Totaux |
203705 |
1645 |
76 |
861 |
206287 |
|
| |
|
astéroïdes à mag H inconnue |
|
8 |
|
| |
|
|
Total Général |
206295 |
|
| |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
Nombre d'astéroïdes numérotés par magnitude H pour les 85117 premiers
astéroïdes au 20/05/04 |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
| Magnitudes |
a < 4,9 UA |
4,9 UA < a < 5,5 UA |
5,5 UA < a < 30,6 UA |
a > 30,59 UA |
Total
général |
|
| absolues |
( astéroïdes internes
) |
( astéroïdes zone Jupiter ) |
( Centaures ) |
( TNO +Oort ) |
|
|
| |
|
|
|
|
|
| Mag H +2 |
|
1 |
1 |
|
| Mag H +3 |
2 |
|
6 |
8 |
|
| Mag H +4 |
1 |
|
8 |
9 |
|
| Mag H +5 |
10 |
|
13 |
23 |
|
| Mag H +6 |
24 |
|
2 |
22 |
48 |
|
| Mag H +7 |
96 |
3 |
3 |
23 |
125 |
|
| Mag H +8 |
200 |
22 |
1 |
8 |
231 |
|
| Mag H +9 |
374 |
77 |
6 |
|
457 |
|
| Mag H +10 |
584 |
137 |
3 |
|
724 |
|
| Mag H +11 |
1568 |
364 |
2 |
|
1934 |
|
| Mag H +12 |
5093 |
223 |
1 |
1 |
5318 |
|
| Mag H +13 |
15281 |
52 |
3 |
|
15336 |
|
| Mag H +14 |
27549 |
|
|
27549 |
|
| Mag H +15 |
24182 |
|
|
24182 |
|
| Mag H +16 |
8409 |
|
|
8409 |
|
| Mag H +17 |
680 |
|
|
680 |
|
| Mag H +18 |
48 |
|
|
48 |
|
| Mag H +19 |
28 |
|
|
28 |
|
| Mag H +20 |
5 |
|
|
5 |
|
| Mag H +21 |
1 |
|
|
1 |
|
| Mag H +22 |
1 |
|
|
1 |
|
| TOTAUX |
84136 |
878 |
21 |
82 |
85117 |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
Evolution de la magnitude H moyenne par milliers d'astéroïdes pour les
73000 premiers astéroïdes numérotés |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
| 1 à 999 |
9,6 |
37000 à 37999 |
14,8 |
|
|
|
| 1000 à 1999 |
11,6 |
38000 à 38999 |
14,7 |
|
|
|
| 2000 à 2999 |
12,4 |
30000 à 39999 |
14,9 |
|
|
|
| 3000 à 3999 |
12,7 |
40000 à 40999 |
14,8 |
|
|
|
| 4000 à 4999 |
12,8 |
41000 à 41999 |
14,7 |
|
|
|
| 5000 à 5999 |
12,9 |
42000 à 42999 |
14,7 |
|
|
|
| 6000 à 6999 |
13,2 |
43000 à 43999 |
14,7 |
|
|
|
| 7000 à 7999 |
13,5 |
44000 à 44999 |
14,9 |
|
|
|
| 8000 à 8999 |
13,7 |
45000 à 45999 |
14,5 |
|
|
|
| 9000 à 9999 |
13,9 |
46000 à 46999 |
14,8 |
|
|
|
| 10000 à 10999 |
13,9 |
47000 à 47999 |
14,6 |
|
|
|
| 11000 à 11999 |
13,9 |
48000 à 48999 |
14,9 |
|
|
|
| 12000 à 12999 |
14,0 |
40000 à 49999 |
14,8 |
|
|
|
| 13000 à 13999 |
13,8 |
50000 à 50999 |
14,7 |
|
|
|
| 14000 à 14999 |
13,9 |
51000 à 51999 |
14,4 |
|
|
|
| 15000 à 15999 |
13,8 |
52000 à 52999 |
15,1 |
|
|
|
| 16000 à 16999 |
14,1 |
53000 à 53999 |
15,0 |
|
|
|
| 17000 à 17999 |
14,1 |
54000 à 54999 |
14,8 |
|
|
|
| 18000 à 18999 |
14,3 |
55000 à 55999 |
14,8 |
|
|
|
| 19000 à 19999 |
14,3 |
56000 à 56999 |
15,0 |
|
|
|
| 20000 à 20999 |
14,3 |
57000 à 57999 |
15,0 |
|
|
|
| 21000 à 21999 |
14,5 |
58000 à 58999 |
15,0 |
|
|
|
| 22000 à 22999 |
14,5 |
59000 à 59999 |
15,3 |
|
|
|
| 23000 à 23999 |
14,4 |
60000 à 60999 |
15,5 |
|
|
|
| 24000 à 24999 |
14,4 |
61000 à 61999 |
15,5 |
|
|
|
| 25000 à 25999 |
14,4 |
62000 à 62999 |
15,2 |
|
|
|
| 26000 à 26999 |
14,5 |
63000 à 63999 |
15,3 |
|
|
|
| 27000 à 27999 |
14,3 |
64000 à 64999 |
15,6 |
|
|
|
| 28000 à 28999 |
14,3 |
65000 à 65999 |
15,5 |
|
|
|
| 29000 à 29999 |
14,2 |
66000 à 66999 |
15,2 |
|
|
|
| 30000 à 30999 |
14,4 |
67000 à 67999 |
15,4 |
|
|
|
| 31000 à 31999 |
14,3 |
68000 à 68999 |
15,4 |
|
|
|
| 32000 à 32999 |
14,3 |
69000 à 69999 |
15,3 |
|
|
|
| 33000 à 33999 |
14,6 |
70000 à 70999 |
15,4 |
|
|
|
| 34000 à 34999 |
14,5 |
71000 à 71999 |
14,9 |
|
|
|
|
| 35000 à 35999 |
14,8 |
72000 à 73000 |
15,2 |
|
|
|
| 36000 à 36999 |
14,7 |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
| Nombre d'astéroïdes numérotés par
magnitude V maximale pour la période 2003-2050, pour les 73000 premiers
astéroïdes |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
| |
|
|
|
|
|
|
|
|
| Magnitudes V |
a < 4,9 UA |
4,9 UA < a < 5,5 UA |
5,5 UA < a < 30,6 UA |
a > 30,59 UA |
Total général |
|
| |
( astéroïdes internes
) |
( astéroïdes zone Jupiter ) |
( Centaures ) |
( TNO +Oort ) |
|
|
| Max.
mag V + 5 |
1 |
|
|
|
1 |
|
| Max. mag V + 6 |
3 |
|
|
|
3 |
|
| Max. mag V + 7 |
5 |
|
|
|
5 |
|
| Max. mag V + 8 |
20 |
|
|
|
20 |
|
| Max. mag V + 9 |
42 |
|
|
|
42 |
|
| Max. mag V + 10 |
120 |
|
|
|
120 |
|
| Max. mag V + 11 |
187 |
|
|
|
187 |
|
| Max. mag V + 12 |
373 |
|
|
|
373 |
|
| Max. mag V + 13 |
831 |
|
1 |
|
832 |
|
| Max. mag V + 14 |
2848 |
13 |
|
|
2861 |
|
| Max. mag V + 15 |
9343 |
51 |
1 |
|
9395 |
|
| Max. mag V + 16 |
20235 |
114 |
3 |
|
20352 |
|
| Max. mag V + 17 |
24994 |
241 |
3 |
1 |
25239 |
|
| Max. mag V + 18 |
11769 |
304 |
4 |
2 |
12079 |
|
| Max. mag V + 19 |
1295 |
101 |
2 |
8 |
1406 |
|
| Max. mag V + 20 |
13 |
10 |
2 |
7 |
32 |
|
| Max.
mag V + 21 |
|
13 |
13 |
|
| Max. mag V + 22 |
|
3 |
17 |
20 |
|
| Max. mag V + 23 |
|
1 |
16 |
17 |
|
| Max. mag V + 24 |
|
3 |
3 |
|
| Max. mag V + 25 |
|
|
0 |
|
| TOTAUX |
72079 |
834 |
20 |
67 |
73000 |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
| Nombre cumulé d'astéroïdes numérotés
observables par magnitude V limite pour la période 2003-2050 pour les
premiers 73000 astéroïdes |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
| Ces
données ci-dessous peuvent permettre à chacun de connaître le nombre maximal
d'astéroïdes observables pour une magnitude limite dépendant du |
|
|
| matériel
utilisé et des conditions d'observations locales : |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
| Mag.V max.observable |
Nbre cumulé d'astéroïdes |
Mag.V max.observable |
Nbre cumulé d'astéroïdes |
|
|
|
| 5,0-5,4 |
1 |
14,0-14,4 |
2503 |
|
|
|
| 5,5-5,9 |
1 |
14,5-14,9 |
4444 |
|
|
|
| 6,0-6,4 |
1 |
15,0-15,4 |
7940 |
|
|
|
| 6,5-6,9 |
4 |
15,5-15,9 |
13838 |
|
|
|
| 7,0-7,4 |
5 |
16,0-16,4 |
22611 |
|
|
|
| 7,5-7,9 |
9 |
16,5-16,9 |
34190 |
|
|
|
| 8,0-8,4 |
17 |
17,0-17,4 |
47456 |
|
|
|
| 8,5-8,9 |
29 |
17,5-17,9 |
59429 |
|
|
|
| 9,0-9,4 |
44 |
18,0-18,9 |
71509 |
|
|
|
| 9,5-9,9 |
71 |
19,0-19,9 |
72915 |
|
|
|
| 10,0-10,4 |
118 |
20,0-20,9 |
72947 |
|
|
|
| 10,5-10,9 |
191 |
21.0-21,9 |
72960 |
|
|
|
| 11,0-11,4 |
272 |
22,0-22,9 |
72980 |
|
|
|
| 11,5-11,9 |
378 |
23,0-23,9 |
72997 |
|
|
|
| 12,0-12,4 |
530 |
24,0-24,9 |
73000 |
|
|
|
| 12,5-12,9 |
751 |
25,0-25,9 |
73000 |
|
|
|
| 13,0-13,4 |
1080 |
|
|
|
|
|
| 13,5-13,9 |
1583 |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
Evolution de la magnitude V MAXIMALE moyenne par milliers d'asteroides
pour les 73000 premiers astéroïdes numérotés |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
| 1 à 999 |
12.4 |
37000 à 37999 |
17.4 |
|
|
|
| 1000 à 1999 |
14.2 |
38000 à 38999 |
17.3 |
|
|
|
| 2000 à 2999 |
14.9 |
30000 à 39999 |
17.4 |
|
|
|
| 3000 à 3999 |
15.1 |
40000 à 40999 |
17.4 |
|
|
|
| 4000 à 4999 |
15.3 |
41000 à 41999 |
17.3 |
|
|
|
| 5000 à 5999 |
15.3 |
42000 à 42999 |
17.3 |
|
|
|
| 6000 à 6999 |
15.5 |
43000 à 43999 |
17.2 |
|
|
|
| 7000 à 7999 |
15.8 |
44000 à 44999 |
17.2 |
|
|
|
| 8000 à 8999 |
16.1 |
45000 à 45999 |
17.1 |
|
|
|
| 9000 à 9999 |
16.2 |
46000 à 46999 |
17.3 |
|
|
|
| 10000 à 10999 |
16.3 |
47000 à 47999 |
17.3 |
|
|
|
| 11000 à 11999 |
16.4 |
48000 à 48999 |
17.2 |
|
|
|
| 12000 à 12999 |
16.4 |
49000 à 49999 |
17.1 |
|
|
|
| 13000 à 13999 |
16.4 |
50000 à 50999 |
17.3 |
|
|
|
| 14000 à 14999 |
16.3 |
51000 à 51999 |
17.3 |
|
|
|
| 15000 à 15999 |
16.5 |
52000 à 52999 |
17.4 |
|
|
|
| 16000 à 16999 |
16.6 |
53000 à 53999 |
17.3 |
|
|
|
| 17000 à 17999 |
16.8 |
54000 à 54999 |
17.5 |
|
|
|
| 18000 à 18999 |
16.8 |
55000 à 55999 |
17.6 |
|
|
|
| 19000 à 19999 |
16.9 |
56000 à 56999 |
17.4 |
|
|
|
| 20000 à 20999 |
16.9 |
57000 à 57999 |
17.6 |
|
|
|
| 21000 à 21999 |
17.0 |
58000 à 58999 |
17.9 |
|
|
|
| 22000 à 22999 |
17.0 |
59000 à 59999 |
17.8 |
|
|
|
| 23000 à 23999 |
17.0 |
60000 à 60999 |
18.1 |
|
|
|
| 24000 à 24999 |
17.0 |
61000 à 61999 |
17.8 |
|
|
|
| 25000 à 25999 |
17.0 |
62000 à 62999 |
18.1 |
|
|
|
| 26000 à 26999 |
16.9 |
63000 à 63999 |
18.0 |
|
|
|
| 27000 à 27999 |
16.8 |
64000 à 64999 |
18.1 |
|
|
|
| 28000 à 28999 |
16.8 |
65000 à 65999 |
17.7 |
|
|
|
| 29000 à 29999 |
16.8 |
66000 à 66999 |
17.6 |
|
|
|
| 30000 à 30999 |
16.9 |
67000 à 67999 |
17.6 |
|
|
|
| 31000 à 31999 |
16.9 |
68000 à 68999 |
17.9 |
|
|
|
| 32000 à 32999 |
17.0 |
69000 à 69999 |
17.9 |
|
|
|
| 33000 à 33999 |
17.0 |
70000 à 70999 |
17.7 |
|
|
|
| 34000 à 34999 |
17.3 |
71000 à 71999 |
17.7 |
|
|
|
| 35000 à 35999 |
17.2 |
72000 à 73000 |
17.9 |
|
|
|
| 36000 à 36999 |
17.3 |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
Satellites d'astéroïdes observés au 20/05/04 |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
| ASTEROIDE |
NOM SATELLITE |
DIAM.en Km (# de mag) |
DECOUVERTE (Référence) |
"a"en Km |
"P"en j. |
GROUPE |
|
|
|
|
|
| Pluton |
Charon |
1230 km |
1977 - Christy (MPML 01/04/01) |
19636 |
6,4 jours |
Plutino |
|
|
| 22 Kalliope |
Linus |
ratio 1/5 (# 4.9 mag) |
2001 - Merline +
Margot (IAUC 7703) |
1000 |
? |
|
|
|
| 45 Eugenia |
Petit-Prince |
13 km (# 6.14 mag) |
1998 - Merline (MPML 01/04/01) |
1190 |
4,7 jours |
|
|
|
| 87 Sylvia |
S/ 2001 (87) 1 |
< 10 km (# 6.5 mag) |
2001 - Brown et al (MPML 01/03/01) |
1200 |
4 jours |
|
|
|
| 90 Antiope |
S/ 2000 (90) 1 |
( # < 0.1 mag) |
2000 - Merline et al (IAUC 7503) |
170 |
16 heures |
Themis |
|
|
| 107 Camilla |
S/ 2001 (107) 1 |
8 Km ? (# 7.0 mag) |
2001 - Storrs (IAUC 7599) |
0.6" |
? |
Cybèle |
|
|
| 121 Hermione |
S/ 2002 (121) 1 |
13 km / Hermione = 230 km |
2002 - Merline (IAUC 7980) |
790 |
? |
|
|
|
| 130 Elektra |
S/ 2003 (130) 1 |
4 km (# 8.5 mag K) |
2003 - Merline (IAUC 8183) |
1170 |
? |
|
|
|
| 243 Ida |
Dactyl |
1.2x1.4x1.6 km (# 6.0 mag)
|
1993 - sonde Galiléo (MPML 01/04/01) |
85 |
? |
|
|
|
| 283 Emma |
S/ 2003 (283) 1 |
12 Km (# 5.5 mag) |
2003 - Merline (IAUC 8165) |
370 |
? |
|
|
|
| 379 Huenna |
S/ 2003 (379) 1 |
rapport 1/13 |
2003 - Margot et al (IAUC 8182) |
1200 |
? |
|
|
|
| 617 Patroclus |
S/2001 (617) 1 |
même taille (# 0.2 mag) |
2001 - Merline et al (IAUC 7741) |
0.21" |
? |
J-Troyen |
|
|
| 762 Pulcova |
S/ 2000 (762) 1 |
9 km (# 4 mag) |
2000 - Merline (MPML 01/04/01) |
800 |
4 jours |
|
|
|
| 1509 Esclangona |
S/2003 (1509) 1 |
4 km (# 2.4 mag K) |
2003 - Merline et al(IAUC 8075) |
140 |
? |
Hungaria |
|
|
| 3749 Balam |
S/2002 (3749) 1 |
7 et 1.5 km (# 0.2 mag) |
2002 - Merline et al(IAUC 7827) |
? |
80 jours |
|
|
|
| 3782 Celle |
S/2003 (5381) 1 |
rapport 0.42 |
2003 - Ryan et al
(IAUC 8128) |
? |
36,57 h |
Vesta fam. |
|
|
| 4674 Pauling |
S/2004 (4674) 1 |
8 et 2.5 Km (# 2.5 mag K) |
2004 - Merline et al (IAUC 8297) |
250 |
? |
Hungaria |
|
|
| 5381 Sekhmet |
S/2003 (5381) 1 |
1000 m et 300 m |
2003 - Nolan (IAUC 8163) |
1.5 |
12 h |
Aten |
|
|
| (17246) 2000 GL74 |
S/2004 (17246) 1 |
4.5 et 2 Km |
2004 - Tamblyn et al (IAUC 8293) |
230 |
? |
Koronis ? |
|
|
| (26308) 1998 SM165 |
S/2001 (26308) 1 |
(# 1.9 mag) |
2001 - Trujillo et Brown (IAUC 7807) |
6000 |
? |
SDO |
|
|
| (47171) 1999 TC36 |
S/ 2001 (1999 TC36) 1 |
(# 1.89 mag) |
2001 - Trujillo et Brown (IAUC 7787) |
8000 |
? |
Plutino |
|
|
| (58534) 1997 CQ29 |
S/ 2001 (1997 CQ29) 1 |
(# 0.4 mag) |
2001 - Noll et al (IAUC 7824) |
5200 |
? |
Cubewano |
|
|
| (65803) 1996 GT |
S/ 2003 (65803) 1 |
800 m et 150 m |
2003 - Pravec et al (IAUC 8244) |
? |
11.9 h |
Amor-2 |
|
|
| (66063) 1998 RO1 |
S/ 2003 (66391) 1 |
rapport 0.4 minimum |
2003 - Pravec et al (MPML 24/09/03) |
|
14.53 h |
Aten |
|
|
| (66391) 1999 KW4 |
S/ 2001 (1999 KW4) 1 |
1200 et 400 mètres |
2001 - Benner et al (IAUC 7632) |
? |
17.45 h |
Aten |
|
|
| (66652) 1999 RZ253 |
S/ 2003 (1999 RZ253 ) 1 |
|
2003 - Noll et al (IAUC 8143) |
6300 |
|
Cubewano |
|
|
| (69230) Hermes |
S/ 2003 (1937 UB) 1 |
~ 400 m les deux |
2003 - Margot et al (IAUC 8227) |
150 m |
13.8 h ? |
Apollo-2 |
|
|
| 1990 OS |
S/ 2003 (1990 OS) 1 |
300 m et 45 m |
2003 - Ostro et al (IAUC 8237) |
> 600m |
18 à 24 h |
Apollo-2 |
|
|
| 1998 ST27 |
S/ 2001 (1998 ST27) 1 |
rapport 1/3 minimum |
2001 - Benner et al (IAUC 7730) |
4 |
~100 h |
Aten |
|
|
| 1998 WW31 |
S/ 2000 (1998 WW31) 1 |
(# 0.4 mag) |
2000 - Veillet (IAUC 7610) |
1.2" |
? |
Cubewano |
|
|
| 1999 DJ4 |
S/ 2004 (1999 DJ4) 1 |
420 et 200 m |
2004 - Pravec et al (IAUC8316+8329) |
> 700m |
17.72 h |
Apollo-2 |
|
|
| 2000 CF105 |
S/2002 (2000 CF105) 1 |
(# 0.87 mag) |
2002 - Noll et al (IAUC 7857) |
<=23000 |
? |
Cubewano |
|
|
| 2000 CQ114 |
S/2004 (2000 CQ114) 1 |
( # ~ 0.5 mag ) |
2004 - Stephens et Noll (IAUC 8289) |
5880 Km |
? |
Cubewano |
|
|
| 2000 DP107 |
S/ 2000 (2000 DP107) 1 |
800 et 300 m (# 2.1 mag) |
2000 - Margot et Nolan (IAUC 7496) |
2,6 km |
42.2 h |
Apollo-1 |
|
|
| 2000 UG11 |
S/ 2000 (2000 UG11) 1 |
230 et 100 mètres |
2001 - Nolan et al (IAUC 7518) |
? |
18.4 h |
Apollo-2 |
|
|
| 2001 QC298 |
S/ 2002 (2002 QC298) 1 |
? |
2002 - Noll et Stephens (IAUC 8034) |
5000 |
? |
Cubewano |
|
|
| 2001 QT297 |
S/ 2001 (2001 QT297) 1 |
(# 0.55 mag) |
2001 - Elliot et al (IAUC 7733) |
0"6 |
? |
Cubewano |
|
|
| 2001 QW322 |
S/ 2001 (2001 QW322) 1 |
200 km chacun (# 0.4mag) |
2001 - Kavelaars et al (IAUC 7749) |
130000 km |
4 ans |
Cubewano |
|
|
| 2002 BM26 |
S/ 2002 (2002 BM26) 1 |
600 et 100 mètres |
2002 - Nolan et al (IAUC 7824) |
100 mètres |
< 72 h |
Amor-2 |
|
|
| 2002 KK8 |
S/2002 (2002 KK8) 1 |
500 et 100 mètres |
2002 - Nolan et al (IAUC 7921) |
? |
? |
Amor-2 |
|
|
| 2003 SS84 |
S/2003 (2003 SS84) 1 |
120 et 60 mètres |
2003 - Nolan et al (IAUC 8220) |
? |
23.99 h |
Apollo-2 |
|
|
| 2003 UN284 |
S/2003 (2003 UN284) 1 |
(# 0.59 mag) |
2003 - Millis et Clancy (IAUC 8251) |
2"0 |
? |
Cubewano |
|
|
| 2003 YT1 |
S/2004 (2003 YT1) 1 |
1000 et 180 mètres |
2003 -Nolan et al (IAUC 8336) |
? |
30 h |
Apollo-1 |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
| Autres
astéroïdes jugés binaires ( par radar, Hubble, occultations, courbes de
lumière - NB: liste non limitative) |
|
|
|
|
|
|
|
|
| astéroïdes |
Période orbitale en h. |
Famille |
Découvreurs de la probable binarité |
|
|
|
| 7 Iris |
? |
Anneau |
1995 - Mitchell et al |
Radar |
|
|
|
| 12 Victoria |
? |
Anneau |
1995 - Mitchell et al |
Radar |
|
|
|
| 15 Eunomia |
? |
Anneau |
1985 - Cellino et al |
Sép. 0"26 et # 1.0
mag |
|
|
|
| 18 Melpomene |
? |
Anneau |
Fernbank Observatory, USA |
Satellite de 48 km à 750
Km ? |
|
|
| 39 Laetitia |
? |
Anneau |
1985 - Cellino et al |
Sép. 0"13 et # 0.8
mag |
|
|
|
| 43 Ariadne |
? |
Anneau |
1985 - Cellino et al |
Sép. 0"10 et # 0.6
mag |
|
|
|
| 44 Nysa |
? |
Anneau |
1985 - Cellino et al |
Sép. 0"08 et # 1.4
mag |
|
|
|
| 49 Pales |
? |
Anneau |
Tedesco |
Satellite de 50 km à 450
Km ? |
|
|
| 61 Danae |
? |
Anneau |
1985 - Cellino et al |
Sép. 0"07 et # 1.5
mag |
|
|
|
| 82 Alkmene |
? |
Anneau |
1985 - Cellino et al |
Sép. 0"05 et # 1.1
mag |
|
|
|
| 129 Antigone |
? |
Anneau |
1977 - Scaltriti et Zapalla |
Sép. 0"05 et # 1.7
mag |
|
|
|
| 146 Lucina |
? |
Anneau |
Arlot et al |
Durant occultation |
|
|
|
| 164 Eva |
? |
Anneau |
Schober et al |
Durant occultation |
|
|
|
| 171 Ophelia |
? |
Anneau |
Tedesco |
Satellite de 30 km à 300
Km ? |
|
|
| 216 Kleopatra |
? |
Anneau |
Cellino (1985) et Marchis(IAUC 7308) |
Sép. 0"17 et # 0.2
mag |
|
|
|
| 287 Nephthys |
? |
Anneau |
Marchis et al ( via BDL ) |
Satellite à 111 Km ? |
|
|
|
| 361 Bononia |
? |
Hilda |
Roger Venable ( 01/2002 ) |
Durant occultation |
|
|
|
| 532 Herculina |
? |
Anneau |
James McMahon |
Satellite de 50 km à 1000
Km ? |
|
|
| 624 Hektor |
? |
Troyen-Est |
Cellino et al (1985) |
Sép. 0"08 et # 0.1
mag |
|
|
|
| 772 Tanete |
? |
Anneau |
IOTA (MPML 24/04/04) |
Satellite de 40km à 1200
km ? ( Occult.18/04/04 ) |
| 1089 Tama |
0.6852 |
Anneau |
Roy et Behrend (IAUC 8265) |
Sép. 0"03 ( 20 km )
et # 0.5 mag ( ratio 0.7 ) |
|
| 1313 Berna |
1.061 |
Anneau |
Roy et Behrend (IAUC 8292) |
Sép. 0"03 et # 0.7
mag |
|
|
|
| 3671 Dionysus |
27.72 |
Amor 3 |
Mottola et Hahn (IAUC 6680) |
|
|
|
| 4492 Debussy |
? |
Anneau |
Behrend et al (AUDE 21/03/04) |
Eclipse de 0.5 mag |
|
|
|
| 5407 1992 AX |
(13.52) |
Mars-crosser |
Petr Pravec et al |
|
|
|
| 31345 1998 PG |
(14.01) |
Amor 2 |
Petr Pravec et al |
|
|
|
| 35107 1991 VH |
32.69 |
Apollo 1 |
Petr Pravec et Hahn |
|
|
|
| 1994 AW1 |
22.40 |
Amor 1 |
Petr Pravec et al |
|
|
|
| 1996 FG3 |
16.14 |
Apollo 1 |
Petr Pravec et al |
|
|
|
| 1999 HF1 |
14.02 |
Aten |
Petr Pravec (MPML 06/03/02) |
|
|
|
| 2001 SL9 |
16.40 |
Apollo 1 |
Petr Pravec et al |
|
|
|
| 2003 QY90 |
? |
SDO |
J.L.Elliot et al (IAUC 8235) |
Sép. 0.34" / Paire
non résolue |
|
|
|
|
|
|
|
| NB:
15 à 17% des géocroiseurs plus gros que 200 m de diamètre seraient des
astéroïdes binaires. |
|
|
|
| Actuellement,
les astéroïdes binaires semblent moins nombreux parmi les TNO et moins encore
dans l'Anneau N°1 que parmi les géocroiseurs ( Harris - |
|
|
| MPML 23/11/03) |
|
|
|
|
|
|
|
| Les
astéroïdes ayant des compagnons auraient des périodes de rotation différentes
suivant le type orbital ( Petr Pravec - MPML 20/02/03 ) : |
|
|
|
| -
4 à 6 heures pour les objets de l'Anneau N°1 et une amplitude moyenne de 0.4
mag. |
|
|
|
| -
2 à 4 heures pour les géocroiseurs avec une amplitude moyenne faible de 0.1
mag. |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
Répartition taxonomique des astéroïdes |
|
|
|
|
|
|
|
| Un
peu plus de 2000 astéroïdes ont leur type taxonomique déterminé, grace aux
analyses spectrales effectuées. |
|
|
|
| Tous
les divers types taxonomiques existants ne sont pas encore repérés et leur
répartition en fonction de leur distance moyenne au Soleil est encore
imprécise, |
|
|
| mais
cependant deux grands groupes dominent : |
|
|
|
| 1)
Les astéroïdes de type S, recouverts de silicates, prépondérants dans la partie interne de l'Anneau N°1, pour ceux
plus gros que 30 km de diamètre. |
|
|
| Ils représenteraient environ 20% des
objets de l'Anneau N°1. Les petits objets de type S se retrouvent quasiment
dans tout l'Anneau N°1. |
|
|
|
| 2)
Les astéroïdes de type C, carbonés et très sombres, nombreux à partir de la zone externe de l'Anneau N°1, et
représentant 56% de la population de cet Anneau N°1. |
|
|
|
|
|
| -
Divers autres types taxonomiques sont réunis dans un groupe X qui
contiendrait 24% de la population totale de l'Anneau N°1. |
|
|
|
|
|
|
|
| Un
nouvel acteur influant sur les propriétés des surfaces des astéroïdes a été
récemment mis à jour : Le "Space weathering process". |
|
|
|
| Il
semble être un phénomène d'altération des surfaces des astéroïdes soumises
aux agressions du rayonnement ultraviolet solaire et des rayons cosmiques. |
|
| Ce
processus assombrirait la surface des astéroïdes, augmentant le rougissement
de leur spectre. |
|
|
|
| Les
"éclats" récents des astéroïdes "S" seraient ainsi des
astéroïdes de type Q aux surfaces fraichement exposées aux agressions
solaires et spatiales. |
|
|
|
|
|
|
| L'albedo
des géocroiseurs de type S augmenterait en moyenne avec la dimininution de
leur diamètre. |
|
|
|
| Les
différences spectrales des géocroiseurs permettraient de repérer ceux qui
seraient issus des éjections récentes des résonances v6 et 3:1 de ceux qui
sur un |
|
|
| temps
très long d'exposition au Soleil parviendraient au stade de géocroiseur via
les Mars-crossers. |
|
|
|
| Une
plus grande diversité spectrale semble exister parmi les petits astéroïdes,
alors que les gros astéroïdes, par contre, semblent parfois montrer
différents types |
|
|
| spectraux à leur surface. |
|
|
|
|
|
|
|
| Au
delà de 3.2 UA au Soleil, la très grande majorité des astéroïdes ont un
faible albedo, mais des exceptions notables existent telles les albedo de |
|
|
| Pluton ou de 2060 Chiron. |
|
|
|
|
|
|
|
| Les
troyens de Jupiter et les astéroïdes plus lointains sont expectés être riches
en glace d'eau et en matériaux volatiles. |
|
|
|
| Leur
constitution primordiale ne semble pas avoir beaucoup évolué, à l'exception
de leur surface semblant être constituée de matériaux solides organiques
complexes. |
|
| Les
Troyens de Jupiter semblent caractérisés par des surfaces au spectre sans
caractéristiques très marquées et tirant vers le rouge, mais aussi par un
faible albedo. |
|
| Tous
les troyens de Jupiter sont de type spectral D. |
|
|
|
|
|
|
|
| Les
spectres des centaures révèleraient l'existence de divers types de surfaces
caractérisées par des couleurs spectrales très différentes , allant du très
rouge comme 5145 |
|
| Pholus
au neutre comme 2060 Chiron qui ne possèderait pas une couche irradiée
sombre. |
|
|
|
| Leurs
caractéristiques spectrales semblent se rapprocher de celles des TNO,
indiquant leur probable origine dans l'Anneau de Kuiper. |
|
|
|
|
|
|
|
| Les
objets de Kuiper seraient composés de glaces de H2O, CO et CO2 et de
poussières. |
|
|
|
| Des
centaures aux SDO il ne semble pas y avoir une répartition très marquée des
différents types spectraux en fonction de la distance au Soleil, hormis un
rougissement |
|
| des couleurs de surface. |
|
|
|
|
|
| Cependant,
la grande variété de couleurs relevées semble découler d'actions combinées
différemment par l'altération des surfaces et l'action des impacts |
|
|
| faisant
apparaître les couches non superficielles des TNO. |
|
|
|
| Environ
1/3 de la surface des TNO de 100 Km de diamètre aurait été remodelée par les
impacts durant ces 3.5 derniers milliards d'années. |
|
|
|
| Les
plutinos auraient plus été marqués par les collisions, car il y en aurait
très peu avec un spectre bleui caractérisant les surfaces primordiales des
TNO. |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
Les types minéralogiques en vigueur des astéroïdes et leur albedo |
|
|
|
|
|
|
|
| Type spectral |
Albedo |
Type de surface |
Météorites associées |
|
|
|
|
|
|
|
|
| A |
0.13 - 0.40 |
Riche en Olivine |
Brachina |
|
|
|
| B |
0.04 - 0.08 |
|
Chondrites carbonées ? |
|
|
|
| C |
0.03 - 0.07 |
|
Chondrites carbonées (CM) |
|
|
|
| D |
0.02 - 0.05 |
|
Kérogenes ? |
|
|
|
| E |
0.25 - 0.60 |
|
Aubrites |
|
|
|
| F |
0.03 - 0.06 |
|
|
|
| G |
0.05 - 0.09 |
|
Chondrites carbonées ? |
|
|
|
| M |
0.10 - 0.18 |
|
Chondrites enstatites, Fer |
|
|
|
| P |
0.02 - 0.06 |
|
|
|
| Q |
~ 0.20 |
|
Chondrites ordinaires non
altérées par le vieillissement spatial |
|
|
| R |
~ 0.40 |
Riche en Olivine |
|
|
|
| S |
0.10 - 0.22 |
|
Pierres ferreuses et
Chondrites ordinaires ayant souffert du vieillissement spatial |
|
| T |
0.04 - 0.11 |
|
|
|
| V |
~ 0.40 |
Riche en Pyroxène |
Achondrites basaltiques ( HED ) |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
Une nouvelle classification 2002 des types minéralogiques des
astéroïdes |
|
|
|
|
|
|
|
| A
fin 2002, une nouvelle classification spectrale a été établie suite à des
travaux CCD importants. Elle est en cours d'analyse par les spécialistes. |
|
|
|
| Cette
classification issue du SMASS II de Bus et Binzel indique l'existence , dans
l'Anneau N°1 de 3 grands groupes S, C et X et de petits groupes |
|
|
|
| aux
données spectrales très spécifiques. |
|
|
|
| Le
groupe X est formé de sous-groupes non classables dans les groupes S et C,
mais situés spectralement entre S et C. |
|
|
|
|
|
|
|
| La
subdivision de ces groupes en fonction de particularités spectrales au sein
de ces groupes a donné lieu à la découpe en 26 classes (ou types) |
|
|
|
| spectrales
différentes pour les 1343 astéroïdes étudiés, au demi-grand axe situé de 2.10
à 3.78 UA : |
|
|
|
|
|
|
|
| Groupe
S = Types A, K, L, Q, R, S, Sa, Sk, Sl, Sq et Sr |
|
|
|
| Groupe
C = Types B, C, Cb, Cg, Cgh, Ch |
|
|
|
| Groupe
X = Types X, Xc,Xe et Xk |
|
|
|
| Objets
exceptionnels = Types D,Ld, O, T et V |
|
|
|
|
|
|
|
| Les
types Sa, Sk, Sl, Sq, Sr, Cb, Cg, Cgh, Ch, Xc, Xe et Xk ont des types
spectraux en partie similaires à d'autres voisins désignés par des petites
lettres annexes. |
|
|
| Il
correspondent aussi éventuellement à des lettres précédemment employées lors
d'analyses spectrales plus anciennes. |
|
|
|
| Les
anciens astéroïdes de type E, M et P sont à présent répartis dans les
différents types du groupe X . |
|
|
|
| Les
anciens astéroïdes de type G et F sont à présent répartis dans les différents
types du groupe C . |
|
|
|
| D'autres
classes spectrales seront ajoutées dans le futur pour représenter des groupes
très particuliers ou plus lointains que l'Anneau N°1, tels les |
|
|
| astéroïdes
très rouges ( Ex: 5145 Pholus ) |
|
|
|
|
|
|
|
| Parmi
les types très particuliers de l'étude SMASS II, il y a : |
|
|
|
| -
Les astéroïdes de type V à surfaces
en majorité membres de la famille dynamique Vesta. Quelques cas
éloignés de 4 Vesta sont connus : 956 Elisa, |
|
|
| les
floras 809 Lundia et 4278 Harvey, et 1459 Magnya situé dans la zone externe
de l'Anneau N°1 |
|
|
|
| -
le type O qui ne contient que 4 membres connus : 3628 Boznemcova, 4341
Poseidon, 5341 Herakles et 1997 RT. |
|
|
|
| -
la classe spectrale R n'est représentée que par 4 astéroïdes : 349 Dembowska,
1904 Massevitch, 2371 Dimitrov et 5111 Jacliff |
|
|
|
| -
1862 Apollo est le chef de file de type Q composé d'une dizaine de
géocroiseurs. Aucune planète de l'Anneau N°1 ne fait partie de ce type. |
|
|
|
| -
Les objets de type K font presque partie pour moitié de la famille dynamique
"Eos". |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
Les types minéralogiques des astéroïdes dans la nouvelle
classification 2002 et leur albedo |
|
|
|
|
|
|
|
| Type spectral |
Albedo |
Type de surface |
Météorites associées |
Remarques diverses |
|
|
|
|
|
|
|
| A |
0.13 à 0.40 |
Riche en Olivine |
Brachina |
Parties du manteau
d'objets éclatés ? |
|
| B |
0.04 à 0.08 |
|
Chondrites carbonées ? |
|
|
|
|
| C |
0.03 à 0.09 |
|
Chondrites carbonées ( CM ) |
Familles Themis et Hygiea
notamment |
|
| D |
0.02 à 0.05 |
matériaux cométaires ? |
|
Jupiter-Troyens et
au-delà |
|
|
| K |
~ 0.10 ? |
|
famille Eos très
concernée |
|
|
| O |
|
|
Chondrites ordinaires L6 et LL6 |
|
|
|
|
| Q |
~ 0.20 |
Riche en Pyroxène |
Chondrites ordinaires L4 et LL5 |
Que des géocroiseurs à ce
jour. |
|
|
| R |
~ 0.40 |
|
|
|
|
|
| S |
0.10 à 0.22 |
|
Pierres ferreuses, Chondrites ordin. |
Floras et eunomias notamment |
|
|
| T |
0.04 à 0.11 |
|
|
|
|
|
| V |
~ 0.40 |
|
Achondrites basaltiques ( HED ) |
|
|
|
|
| Xe |
0.25 à 0.60 |
présence de troilite |
|
Hungarias et bordure
interne Anneau N°1 |
|
| X ( ex-M ) |
0.10 à 0.18 |
|
Chondrites Enstatite,Fer, Nickel |
cœurs d'astéroïdes
éclatés ? |
|
|
|
|
|
|
|
| NB:
Les liens entre les types taxonomiques et minéralogiques ne sont pas encore
parfaitement établis et une classe spectrale ne représentera peut-être pas un
type |
|
| minéralogique spécifique. |
|
|
|
|
| Les
petits astéroïdes et les géocroiseurs de naissance récente peuvent avoir de
types minéralogiques plus variés et moins altérés que les gros astéroïdes
qui, eux, |
|
|
| peuvent
représenter des types minéralogiques variés, compte tenu de leurs surfaces
plus importantes ( Ex: 64 Angelina et 434 Hungaria ). |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
Astéroïdes déjà visités par des sondes terrestres |
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|
|
|
|
|
|
| astéroïdes |
Date rencontre |
Sondes |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
| 951 Gaspra |
29 octobre 1991 |
Galileo |
Passage à 1600 Km de distance |
|
|
|
| 243 Ida |
28 août 1993 |
Galileo |
Passage à 2400 Km de
distance et découverte de Dactyl |
|
|
|
| 253 Mathilde |
27juin 1997 |
NEAR |
Passage à 1212 Km de distance |
|
|
|
| 9969 Braille |
29 juillet 1999 |
Deep Space 1 |
Passage à environ 26 Km, en aveugle |
|
|
|
|
|
| 433 Eros |
23 décembre 1998 |
NEAR |
Passage à 3830 Km de distance |
|
|
|
| 2685 Masursky |
23 janvier 2000 |
Cassini |
Passage à 1.6 million de
Km de distance |
|
|
|
| 433 Eros |
Arrivée le 14 février 2000 |
NEAR-Shoemaker |
12 février 2001 :
Atterrissage de la sonde sur Eros |
|
|
|
| 5535 Annefrank |
02 novembre 2002 |
Stardust |
Passage à 3300 Km de distance |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
Futures explorations d'astéroïdes par des sondes terrestres |
|
|
|
|
|
|
|
| astéroïdes |
Départ Missions |
Sondes |
survol |
H |
Zone |
Remarques |
|
|
|
|
|
| 25143 Itokawa |
Mai 2003 |
Muses-C ( ISAS - Japon
) |
été 2005 : 4.5 mois + échantillons |
19.2 |
Apollo 1 |
(ex -1998 SF36) |
|
|
|
|
|
|
|
| 21 Lutetia |
mars 2004 |
Rosetta ( ESA ) |
10 juillet 2010 |
7.35 |
Anneau 1 |
type Xk (ex-M) |
|
| 2867 Steins |
mars 2004 |
Rosetta ( ESA ) |
05 septembre 2008 |
13.19 |
Anneau 1 |
Type S (IAUC 8315) |
|
|
|
|
|
|
| Pluton-Charon |
janvier 2006 |
New Horizons ( NASA ) |
2015 : durée 6 mois |
- 1.6 |
Plutinos |
|
|
|
| TNO |
janvier 2006 |
New Horizons ( NASA ) |
non encore choisis |
? |
? |
|
|
|
|
|
|
|
|
| 1 Ceres |
mai 2006 |
Dawn ( NASA ) |
Arrivée en 2014 |
3.34 |
Anneau 1 |
C |
|
|
| 4 Vesta |
mai 2006 |
Dawn ( NASA ) |
Arrivée en 2010 - 1 an en orbite |
3.20 |
Anneau 1 |
V |
|
|
| astéroïdes de l'Anneau 1 |
mai 2006 |
Dawn ( NASA ) |
non encore choisis |
? |
Anneau 1 |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
Géocroiseurs qui pourraient les plus facilement être visités par des
sondes |
|
|
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|
|
|
|
| 27
NEA très proches de la Terre d'ici à 2012 pourraient être visitables, dont 5
avec un coût de lancement très faible et 2 très intéressants : |
|
|
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|
|
| astéroïde |
Famille |
Survol possible |
particularités |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
| 1996 FG3 |
APOLLO-1 |
|
H = 18.2 - astéroïde
probablement binaire, de type C |
|
|
|
| 1996 XB27 |
AMOR-1 |
2004 ou 2005 |
H = 22.0 - 200 mètres de diamètre |
|
|
|
| 25143 1998 SF36 |
APOLLO-1 |
|
H = 19.2 - 690x300 mètres
de diamètre = Cible de MUSES-C |
|
|
|
| 1998 KY26 |
APOLLO-1 |
2011 ou 2013 |
H = 25.5 - 30 mètres de diamètre |
|
|
|
|
|
Période de rotation :
11mn / Surface Chondrites carbonées |
|
|
|
| 1999 AO10 |
ATEN |
Janvier 2006 ou avril 2007 |
Le plus accessible |
|
|
|
| 2000 EA14 |
APOLLO-1 |
|
H = 20.9 - 320 mètres de diamètre |
|
|
|
| 2001 CQ36 |
ATEN |
|
H = 22.6 - 150 mètres de diamètre |
|
|
|
|
|
|
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| Les
plus grands Découvreurs d'astéroïdes au 20/05/2004 ( point sur les objets
numérotés ) |
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| De
1801 jusqu'en 1891, toutes les découvertes de petites planètes ont été des
découvertes visuelles ! |
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| Le
Recordman des Découvreurs visuels
fut l'Astronome Professionnel autrichien Johann
Palisa avec 122 découvertes, dont certaines de magnitude 15, à une |
|
|
| époque
où les atlas stellaires étaient quasi inexistants. |
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| De
1891, à la découverte de 323 Brucia, jusque vers les années
1990, la période
photographique des découvertes prit le relais des
découvertes visuelles. |
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|
| Les
Astronomes Professionnels allemands Max Wolf et Karl Reinmuth furent les premiers grands découvreurs photographiques, avec
respectivement 228 |
|
|
| et
395 astéroïdes, alors que le suivi des découvertes n'était pas encore très
aisé. . |
|
|
|
| C.
J. van Houten, I. van Houten-Groeneveld et Tom Gehrels furent
aussi plus tard de très grands découvreurs
photographiques avec à ce
jour 3232 |
|
|
|
| découvertes faites dans le cadre du Palomar Leiden Survey de 1960 ( Objets
PLS ) et des 3 "Palomar-Leiden Trojan Surveys" ( Objets T-1, T-2 et
T-3 ) |
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|
| Avec
une activité portant sur les périodes photographiques et CCD, Eric Elst est à ce jour le Plus grand Découvreur Individuel
d'astéroïdes, avec 2979 |
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|
| découvertes
+ 69 co-découvertes. |
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| La
période actuelle des caméras CCD et
l'apparition de puissants télescopes automatisés a permis une explosion du nombre de
découvertes : |
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| 3524
objets pour NEAT, 4169 pour Spacewatch, 4238 pour LONEOS et 40515 pour
LINEAR au 20 mars 2004 !! |
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|
| Les
amateurs équipés en CCD ne sont pas en reste malgré leurs plus faibles
moyens. |
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|
| Les
plus prolifiques sont le japonais T.Kobayashi avec 2117 découvertes depuis
1991, le Croate Korado Korlevic avec 881astéroïdes + 99 co-découverts |
|
|
| et
les duos japonais Ueda - Kaneda ( 691 découvertes ) et K. Endate - K. Watanabe ( 559 découvertes ). |
|
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| Les
12 plus grands découvreurs actuels et leur total de découvertes sont au
06/05/04 ( Source MPC ) : |
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| LINEAR |
40515 |
|
Observatoire automatisé |
|
USA |
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| LONEOS |
4238 |
|
Observatoire automatisé |
|
USA |
|
|
|
| Spacewatch |
4169 |
|
Observatoire automatisé |
|
USA |
|
|
|
| NEAT |
3524 |
|
Observatoire automatisé |
|
USA |
|
|
|
| Van Houten et Gehrels |
3232 |
|
Observateurs Professionnels |
|
Hollande - USA |
|
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| Elst |
2979 |
+ 69 co-découvertes |
Observateur Professionnel |
|
Belgique |
|
|
|
| Kobayashi |
2117 |
+ 2 co-découvertes |
Amateur |
|
Japon |
|
|
|
| CSS |
1511 |
|
Observatoire Professionnel |
|
USA |
|
|
|
| Bus |
1143 |
+ 287 co-découvertes |
Observateur Professionnel |
|
USA |
|
|
|
| Korlevic |
881 |
+ 99 co-découvertes |
Amateur |
|
Croatie |
|
|
|
| UESAC |
881 |
|
Observatoire Professionnel |
|
Suède |
|
|
|
| Ueda et Kaneda |
691 |
|
Amateurs |
|
Japon |
|
|
|
|
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|
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| David Tholen |
Personal communication (
E-message of April 15,2002 ) |
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| J. Toth et L. Kornos |
Close approaches of Very
Small Near Earth Objects and their possible detection in the Earth-Moon
vicinity |
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<GF:pb> |
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( Acta Astron. et
Geophys. Univ. Comenianae XXIV, (2002), 61-70 ) |
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| K.Tsiganis et al |
Short-lived asteroids in
the 7/3 Kirkwood gap and their relationship to the Koronis and Eos families |
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<GF:rd> |
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| J. Virtanen et al |
Orbit computation for
transneptunian Objects - Icarus 161 (2003) 419-430 |
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<GF:pz> |
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| D.Vokrouklicky et al |
The
Depletion of the Putative Vulcanoid Population via the Yarkovsky Effect -
Icarus 148, 147-150 (2000) |
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<GF:mj> |
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| Brian Warner |
Call homepage (
http://www.MinorPlanetObserver.com/astlc/default.htm ) |
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Five brightest
Apparitions of numbered Asteroids (
http://www.MinorPlanetObserver.com/htms/FiveBrightest.html ) |
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| Richard M. Williamson |
Observation of a
secondary extinction during the occultation of SAO 114159 by (18) Melpomene -
Astr.Jl vol.85, Nr2 (Feb.1980) <GF:IK> |
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| V.Zappala et al. |
Asteroid
families. I. Identification by hierarchical clustering - The Astronomical
Journal 100, 6 Décember 1990 |
<GF:ao> |
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| V.Zappala et al. |
Asteroid
families: Search of a 12487 Asteroid Sample Using two Different Clustering
techniques |
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<GF:kd> |
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Icarus 116, 291-314 (1995) |
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| B.Zellner et al |
The Large-scale Structure
of the Asteroid Belt - Icarus 62, 505-511 (1985) |
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<GF:LQ> |
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| ? |
The real Asteroid Belts (
News Notes) - Sky and Telescope, March 1986 |
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<GF:NO> |
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