Vechiul conținut al acestei pagini (versiunea din 4 februarie 2019) a fost mutat pe paginile Minor Planet Group și Minor Planet Family . Aceste pagini au fost îmbogățite și actualizate de atunci.
O planetă minoră , sau planetă mică , este un obiect care orbitează Soarele, dar care nu îndeplinește criteriile de definiție ale unei planete în sensul Uniunii Astronomice Internaționale (care le distinge de cele 8 planete) și care nu are activitate cometară (care le distinge de comete ). În ceea ce privește acest ultim punct, se poate observa că unele obiecte sunt menționate atât ca o planetă minoră, cât și ca o cometă, datorită proprietăților intermediare.
În funcție de context, conceptul este uneori extins la alte sisteme planetare , sau chiar la obiecte interstelare interpretate ca foste planete minore care au fost evacuate dintr-un sistem planetar.
Noțiunea de planetă minoră este noțiunea generică de a vorbi de planete pitice , asteroizi , centauri , transneptuniene obiecte, obiecte din Norul Oort , etc. De asemenea, menține legături strânse cu cele ale corpului mic , planetoidului sau meteoroidului . Limitele dintre aceste noțiuni diferite variază în funcție de utilizări. Vezi secțiunea Terminologie .
Distribuția planetelor minore în cadrul sistemului solar nu este omogenă și este studiată prin noțiunea de grupuri de planete minore . Existența acestor grupuri rezultă din fenomene dinamice (actuale sau trecute), inclusiv în special fenomene de rezonanță cu planetele sistemului solar la originea zonelor de stabilitate sau dimpotrivă a instabilității. Noțiunea de familie descrie, de asemenea, seturi de obiecte care împărtășesc proprietăți orbitale similare, dar interpretate ca rezultate din fragmentarea unui obiect anterior în urma unei coliziuni.
Centrul Minet Planets (MPC) este organismul oficial însărcinat de Uniunea Astronomică Internațională (IAU) să centralizeze informațiile referitoare la observații, să facă referire la obiecte noi și să administreze denumirile lor provizorii sau finale.
La 18 mai 2019, MPC listează 794.832 de planete minore, dintre care 541.128 sunt numerotate și 21.922 sunt numite.
Termenii asteroid , planetoid și planetă minoră sunt foarte apropiați. Ei au conviețuit mult timp ca alternative diferite pentru a desemna aceleași obiecte. Cu toate acestea, utilizările au evoluat pe măsură ce descoperirile arată diversitatea acestor „mici planete”.
Termenul „asteroid“ a apărut la începutul secolului al XIX - lea secol și se referă la asteroizii aspect înstelat observat printr - un telescop. Mult timp a rămas termenul cel mai frecvent folosit pentru a desemna toate „planetele mici”. O utilizare din ce în ce mai obișnuită își propune să dea acest rol pălăriei termenului „planetă minoră” și să distingă asteroizii și obiectele transneptuniene (vezi secțiunea Asteroizi și obiecte transneptuniene ).
Termenul „Planetoidul“ a apărut la sfârșitul XIX - lea secol ca o alternativă la asteroid pe termen , dar întotdeauna a rămas utilizare mai puțin frecventă. Se găsește astăzi fie ca sinonim pentru planetă minoră, fie pentru a desemna informal planete minore de dimensiuni mari (cu toate acestea, competiția a fost utilizată din 2006 prin introducerea conceptului mai precis de planetă pitică ).
Termenul de „planetă minoră” este folosit pentru o lungă perioadă de timp, dar a căpătat importanță în special în urma creării în 1947 a Centrului pentru Planete Minore , un organism oficial dependent de Uniunea Astronomică Internațională . Este cel mai bun „standardizat” dintre cele trei în sensul că utilizarea sa urmează celei din această instituție. Tinde să devină termenul generic pentru a permite o distincție între asteroizi și obiecte transneptuniene.
Până în anii 1980, toți asteroizii descoperiți au gravitat în centura principală sau în zonele învecinate ( NEO , troieni din Jupiter , unii centauri ). Noțiunea de asteroid a fost, așadar, relativ neechivocă. Descoperirile de noi centauri și, mai ales, din anii 1990, ale obiectelor transneptuniene din ce în ce mai numeroase și mai îndepărtate, au ajuns să zdruncine noțiunea de asteroid. Două utilizări au intrat treptat în competiție și continuă să coexiste:
Până în prezent, nu există o definiție oficială care să decidă între aceste două opțiuni. Observăm, totuși, că al doilea tinde treptat să se impună, precum și utilizarea din ce în ce mai frecventă a termenului „obiect”. Coabitarea celor două utilizări poate fi ilustrată prin intermediul celor două baze de date publice principale pe această temă: cea gestionată de Laboratorul de propulsie cu jet utilizează prima opțiune, în timp ce cea administrată de Centrul pentru Planete Minore o utilizează pe a doua.
În afară de Ceres (diametrul de aproximativ 1000 km), toți asteroizii descoperiți în secolele al XIX- lea și al XX- lea au un diametru mai mic de 600 km și, prin urmare, în mod clar mai mici decât cele ale lui Mercur (4880 km) sau Pluto , considerate atunci ca a noua planetă ( 2375 km). Lucrurile s-au schimbat brusc între 2002 și 2005, odată cu descoperirile succesive ale mai multor obiecte transneptuniene cu diametre care se apropiau sau depășeau 1000 km. Cea mai mare dintre ele, (136199) Eris , este comparabilă ca dimensiune cu Pluto. Acest lucru a determinat Uniunea Astronomică Internațională să clarifice în 2006 distincția dintre planete , planete pitice și corpuri mici . Criteriul adoptat nu este un criteriu de mărime. O planetă îndeplinește două criterii: este în echilibru hidrostatic forma aproape sferică (posibil elipsoidală datorită rotației sale) și a curățat vecinătatea pe orbita sa . O planetă pitică îndeplinește primul criteriu, dar nu și al doilea. Un corp mic nu respectă primul criteriu (și a priori nici cel de-al doilea).
Se pot distinge două situații în funcție de aria sistemului solar studiat.
Sistemul solar intern (până la Jupiter)Cu câteva rare excepții, obiectele din această zonă au caracteristicile tipice ale asteroizilor: diametru mai mic de 200 km, formă neregulată care caracterizează corpuri mici, compoziție internă nediferențiată, absența atmosferei ... Excepția principală este (1) Ceres (diametrul de aproximativ 1000 km), recunoscută ca planetă pitică în 2006. Pe lângă forma sa de echilibru hidrostatic, are o compoziție internă diferențiată și o atmosferă fină de vapori de apă. (2) Pallas , (4) Vesta și (10) Hygieia sunt cei mai mari asteroizi din această zonă după Ceres (diametre între 400 și 550 km). Ei nu au dobândit statutul de planetă pitică, dar pot prezenta proprietăți intermediare (formă parțial hidrostatică, începutul diferențierii ...). Aceste patru obiecte sunt considerate în practică „asteroizi foarte mari”.
Sistemul solar exterior (dincolo de Jupiter)Patru obiecte transneptuniene sunt recunoscute oficial ca planete pitice: Pluto , Eris , Makemake și Hauméa . Alte obiecte îndeplinesc probabil criteriile pentru a fi considerate ca atare. Studiile au arătat că numărul lor ar putea ajunge la câteva sute dintre obiectele transneptuniene, echilibrul hidrostatic fiind probabil atins, în cazul corpurilor înghețate, pentru diametre mai mici de 500 km. Prin urmare, această zonă se caracterizează printr-o continuitate relativă între corpurile mici și planetele pitice.
Definițiile obișnuite (indiferent dacă este vorba despre asteroid, planetă minoră sau corp mic) nu oferă o limită de dimensiune mai mică. În special, definiția dată în 2006 de Uniunea Astronomică Internațională pentru conceptul de corp mic nu spune nimic despre acest punct. Prin urmare, această limită rezultă, în practică, din limita de detectare a planetelor minore la care face referire progresivă Centrul planetelor minore. Această limită este astăzi de ordinul unui metru pentru asteroizii din apropierea Pământului. CQ 1 din 2011 este un exemplu de obiect cu un diametru de aproximativ 1 metru detectat în timpul trecerii sale lângă Pământ și referit ca o planetă minoră.
În același timp, comisia Uniunii Astronomice Internaționale responsabilă de studierea meteorilor și a meteoriților a clarificat în 1961 conceptul de meteoroid . Acest termen (introdus în XIX - lea lea) se referă la obiectele de dimensiuni comparabile cu cele generatoare de stele căzătoare sau meteoriti atunci când se întorc în atmosferă. Definiția a fost revizuită în 2017, printre altele datorită modificărilor limitelor de detectare a asteroizilor. Conform acestei definiții, un meteoroid este un corp cu dimensiuni de aproximativ 30 micrometri și 1 metru. Acest lucru duce indirect la propunerea unui metru ca limită de dimensiune pentru planetele minore. Sub 30 micrometri, vorbim de praf.
Spre deosebire de comete , planetele minore (asteroizi sau obiecte transneptuniene) nu prezintă activitate cometară (formarea părului sau a cozii) atunci când trec prin periheliu. Cu toate acestea, această distincție istorică a fost pusă sub semnul întrebării treptat de descoperirile acumulate încă din anii 1980.
Câțiva asteroizi au fost observați cu activitate cometară, cum ar fi (7968) Elst-Pizarro în centura principală sau centaurul (2060) Chiron. Aceste obiecte, denumite asteroizi activi , sunt catalogate atât ca o planetă minoră, cât și ca o cometă.
Planetele minore aparținând categoriei damocoloide sunt obiecte cu o orbită lungă și o excentricitate puternică la fel ca cometele periodice. Ele pot fi comete dispărute (nuclee cometare care au devenit inactive).
Potrivit unui studiu publicat în revista Nature în 2009, 20% din obiectele din centura principală sunt nuclee cometare. Aceste nuclee, provenite din centura Kuiper, ar fi fost propulsate spre sistemul solar intern în timpul marelui bombardament târziu provocat în special de migrația lui Neptun.
22 ianuarie 2014, Agenția Spațială Europeană a anunțat prima detectare definitivă a vaporilor de apă în atmosfera din (1) Ceres , cel mai mare obiect din centura de asteroizi.
Detectarea a fost efectuată prin observații cu infraroșu de departe ale Telescopului Spațial Herschel .
Această descoperire tinde să confirme prezența gheții pe suprafața Ceres. Potrivit unuia dintre oamenii de știință, acest lucru ilustrează încă o dată că „linia dintre comete și asteroizi devine din ce în ce mai estompată”.
Se prevede că unii sateliți care orbitează planete sunt de fapt asteroizi „capturați” de acele planete. Acesta este în special cazul unora dintre micii sateliți neregulați ai celor patru planete exterioare. Aceste obiecte sunt clasificate ca sateliți și nu ca asteroizi sau planete minore.
Primele „planete mici” au fost desemnate mai întâi printr-un nume de zeitate și un simbol astronomic ( pentru Ceres, pentru Pallas, pentru Juno etc.), la fel ca planetele Sistemului Solar. În 1851, în fața numărului tot mai mare de descoperiri, specialistul german Johann Franz Encke a decis să înlocuiască aceste simboluri cu numerotarea. În 1947, americanul Paul Herget , director al Observatorului Cincinnati , a fost însărcinat de Uniunea Astronomică Internațională să înființeze Centrul pentru Planete Minore . De atunci, desemnarea planetelor minore a fost asigurată de acest centru.
Când se determină orbita a ceea ce pare a fi o nouă planetă minoră, obiectul primește o denumire provizorie constând din anul descoperirii urmat de o scrisoare reprezentând cele două săptămâni în care a avut loc descoperirea și o a doua literă care indică ordinea descoperirii în timpul în această săptămână (litera I nu este folosită). Dacă sunt descoperite peste 25 de obiecte într-o săptămână, începem din nou alfabetul adăugând un număr care indică de câte ori a doua literă este refolosită (exemplu: 1998 FJ 74 ).
După mai multe observații concordante, descoperirea este confirmată și planeta minoră primește o desemnare definitivă constând dintr-un număr permanent, notat între paranteze, urmat de desemnarea provizorie a acesteia (exemplu: (26308) 1998 SM 165 ). Anumite planete minore primesc ulterior un nume care apoi înlocuiește denumirea provizorie (exemplu: (588) Ahile ). Primele planete minore au primit nume de personaje din mitologia greacă sau romană , cum ar fi planetele și sateliții lor. Au fost apoi folosite alte mitologii ( nordice , celtice , egiptene ...), precum și nume de locuri, prenume sau diminutive, nume de personaje fictive, artiști, oameni de știință, personalități din cele mai diverse medii, referințe la evenimente istorice ... Sursele inspirația pentru numirea planetelor minore este acum foarte variată. Începând cu anii 1990, ritmul descoperirii a fost atât de mare încât planetele minore fără nume sunt majoritare.
Planetele minore ale unor grupuri orbitale au nume cu o temă comună. De exemplu, centaurii sunt numiți după Centaurii mitologiei, troienii din Jupiter după eroii războiului troian , troienii din Neptun după amazoane .
Mai multe baze de date enumeră toate sau o parte din planetele minore. Cele mai importante două sunt:
Aceste două baze de date sunt publice și accesibile online.
La 18 mai 2019, MPC listează 794.832 de planete minore, dintre care 541.128 sunt numerotate și 21.922 sunt numite.
Viteza descoperirii s-a accelerat constant din cauza dezvoltărilor tehnologice. Introducerea sistemelor automate a amplificat fenomenul și mai mult din anii 2000 (a se vedea secțiunea Metode de detectare și analiză ).
1800 | 1850 | 1900 | 1950 | 2000 | 2018 | |
---|---|---|---|---|---|---|
Data informațiilor MPC | 11 decembrie | 26 octombrie | ||||
Numărul de planete minore numerotate | 0 | 13 | 463 | 1.568 | 19 910 | 523 824 |
Creştere | / | 13 | 450 | 1.105 | 18 342 | 503 914 |
1995 | 2000 | 2005 | 2010 | 2015 | 2018 | |
---|---|---|---|---|---|---|
Data informațiilor MPC | 7 decembrie | 11 decembrie | 15 decembrie | 28 noiembrie | 25 decembrie | 26 octombrie |
Numărul de planete minore la care se face referire | 29.039 | 108.066 | 305 224 | 540.573 | 701 660 | 789.069 |
Numărul de planete minore numerotate | 6,752 | 19 910 | 120.437 | 257.455 | 455,144 | 523 824 |
Numărul de planete minore numite | 4.974 | 7 956 | 12,779 | 16,216 | 19 712 | 21 787 |
Increment pentru planetele minore numerotate | / | 13 158 | 100.527 | 137.018 | 197 689 | 68 680 |
În cele ce urmează, ua este notația unității astronomice , unitate de lungime corespunzătoare distanței Soare-Pământ (aproximativ 150 de milioane de km).
Cele mai Orbitele planetelor minore descriu elipse in jurul Soarelui Astfel de orbite sunt descrise în mod convențional prin 5 parametri numiți elemente orbitale. Primele două descriu forma și dimensiunea elipsei orbitale, ultimele trei poziția unghiulară. Clasificările orbitale ale planetelor minore se bazează în principal pe parametrii a, e și i.
Alți doi parametri orbitali sunt utilizați în mod obișnuit, în special pentru a studia fenomenele de încrucișare între orbite. Cei 4 parametri a, e, q și Q sunt redundanți: cunoașterea a doi dintre ei face posibilă găsirea celorlalți doi.
Poziția obiectului la un moment t poate fi dată de anomalia medie (M = M 0 + n (tt 0 )), anomalia excentrică sau adevărata anomalie .
Perturbările tind să schimbe încet orbita planetelor minore. Aceste tulburări se datorează în special atracției gravitaționale a planetelor. Ele influențează toate elementele orbitale, inclusiv a, e și i. Aceste evoluții se află la originea distincției dintre elementele orbitale osculante (cele date în general, care descriu bine mișcarea curentă, dar fluctuează în timp) și elementele orbitale specifice (independente de aceste fluctuații). Aceștia sunt parametrii specifici care permit identificarea familiilor de asteroizi (născuți din coliziuni) din centura principală.
Dezvoltarea unei clasificări sistematice a planetelor minore după tipul de orbită este un exercițiu dificil. Numeroasele cazuri speciale și un relativ continuu în dispersia lor explică această dificultate. De exemplu, se poate observa că bazele de date MPC și JPL utilizează clasificări ușor diferite. Definițiile precise ale fiecărei clase (și, prin urmare, axa semi-majoră sau valorile numărului) variază, de asemenea, în funcție de surse.
Tabelul de mai jos prezintă doar cele mai frecvent utilizate grupuri. Valorile indicate trebuie privite ca ordine de mărime și nu ca valori absolute. Secțiunea Descrierea grupurilor majore descrie aceste grupuri diferite în detaliu.
Principalele grupuri orbitale | Axa semi-majoră tipică (în au) |
Numărul de planete minore la care se face referire (actualizare17 iunie 2019) |
|||
---|---|---|---|---|---|
Asteroizii lângă Pământ | Asteroizii Atira | 0,6 la 1 | 19 | ~ 20.000 | |
Asteroizii din apropierea Pământului | Asteroizii Aton | 0,6 la 1 | ~ 1.500 | ||
Asteroizii Apollo | 1 la 5 și + | ~ 11.100 | |||
Asteroizii Amor | 1 la 5 și + | ~ 7.600 | |||
Asteroizi areocroisti (în sensul clasificărilor MPC și JPL) | 1,3 până la 5 | ~ 17.000 | ~ 17.000 | ||
Centura principală și periferia | Periferie internă (inclusiv grupul Hungaria ) | 1.7 la 2.0 | ~ 17.000 | ~ 747.000 | |
Centura principală (zonele I, II și III) | 2.0 la 3.3 | ~ 722.000 | |||
Periferia exterioară (inclusiv grupul Cybele și grupul Hilda ) | 3.3 la 4.1 | ~ 8.200 | |||
Troienii lui Jupiter | aproximativ 5,2 / 4,8 la 5,4 | ~ 7.300 | ~ 7.300 | ||
Centauri și damocloizi cu 5,5 <a <30,1 UA | 5,5 până la 30 | ~ 490 | ~ 490 | ||
Obiecte transneptuniene | Centura Kuiper | Plutinos | aproximativ 39,4 / 39 până la 40 | ~ 500? |
~ 3.300 |
Cubewanos | 40 la 48 | ~ 1.500? | |||
Alte articole din Centura Kuiper | 30 la 50 | ~ 600? | |||
Alte rezonanțe cu Neptun cu > 50 au, damocloizi cu > 30,1 au, obiecte împrăștiate și obiecte detașate | 30 la 1.000 și + | ~ 740 | |||
Norul Dealurilor și Norul Oort | 1000? la 100.000? | 0 sau? | 0 sau? | ||
Set de planete minore de referință | 0,6 până la 3,500 | 796.000 |
Note de masă:
Astronomul japonez Kiyotsugu Hirayama a fost primul care a observat existența, în interiorul centurii principale , a grupurilor de asteroizi cu parametri orbitali foarte similari. Aceste grupuri sunt interpretate ca fragmente de asteroizi născuți dintr-o coliziune și sunt numite familii de asteroizi (termenul familie este rezervat în mod normal pentru acest caz) sau familii Hirayama. Fiecare familie poartă numele unui membru caracteristic. Familiile Eos , Eunomia , Flore , Coronis , Hygieia , Themis , Vesta sau Nysa sunt printre cele mai cunoscute. Aproximativ douăzeci de familii sunt identificate în mod clar în centura principală și cele mai recente studii contează până la peste o sută.
Au fost identificate familii similare printre troienii din Jupiter , în special familiile Eurybate și Ennomos . În 2006, a fost identificată pentru prima dată și o familie interpretată ca origine colizională în centura Kuiper , familia de Hauméa .
Strict vorbind , doar asteroizii de tip Aton și Apollo sunt aproape de -Earth-crossers (în engleză Earth-crosser asteroid sau ECA) și sunt susceptibili de a se ciocni cu Pământul. În practică, în franceză, termenul NEO este cel mai adesea auzit în sens larg și include cele patru grupuri Atira, Aton, Apollon și Amor. Este apoi sinonim cu termenul englezesc Near earth asteroid (NEA).
Doar o mică parte din acești asteroizi sunt clasificați ca asteroizi potențial periculoși (PAD) (adesea menționați prin acronimul PHA pentru asteroid potențial periculos ). A se vedea secțiunea Riscuri de impact cu Pământul pe pagina Asteroid .
Se spune că planetele minore a căror orbită se intersectează cu cea a unei planete sunt crucișătoarele acelei planete. Toate planetele din sistemul solar au câteva sute până la câteva mii de crucișătoare.
Zonele de 60 ° înainte sau în spatele orbita unei planete (numită Lagrange punctele L 4 și L 5 a planetei) permite stabilitatea unui trei-corp Soare / planeta sistem / planeta minor și , prin urmare , sunt uneori ocupate de planete minore numit troienii planetei. Pe lângă Jupiter, care are câteva mii de troieni, alte 4 planete au cel puțin una: la sfârșitul anului 2018, 22 erau cunoscute pentru Neptun, 1 pentru Uranus, 9 pentru Marte și 1 pentru Pământ.
Un obiect rezonează cu o planetă atunci când perioada sa de revoluție se întâmplă să fie o fracțiune întreagă (de exemplu 1: 2, 3: 4, 3: 2 ...) din cea a planetei. O astfel de rezonanță asigură o stabilitate relativă la orbita obiectului luat în considerare. Rezonanțele există cu mai multe planete, în special cu Neptun (inclusiv plutini în rezonanță 2: 3) și cu Jupiter (inclusiv grupul Hilda în rezonanță 3: 2). Asteroizii troieni și asteroizii co-orbitali sunt cazuri speciale care corespund unei rezonanțe 1: 1.
Pe lângă troieni, alte planete minore au orbite foarte apropiate de cea a unei planete cu care rezonează 1: 1. Vorbim apoi despre un asteroid coorbital cu planeta (termenul include, de asemenea, strict troienii). Cele două situații cele mai frecvente sunt cea a cvasi-sateliților și cea a orbitelor potcoavelor . S-a demonstrat că același asteroid poate alterna între aceste două situații. Știm despre obiecte co-orbitale în jurul mai multor planete, inclusiv Pământul (de exemplu (3753) Cruithne ).
Marea majoritate a planetelor minore se rotesc în aceeași direcție ca cele 8 planete. Unii (o sută cunoscuți înaprilie 2019) rotiți în direcția opusă. Vorbim apoi de asteroizi retrograd . Această situație corespunde unei înclinații cuprinse între 90 și 180 °. Aceste obiecte sunt adesea clasificate ca damocloizi sau ca „obiecte diverse”.
Pentru prima dată în octombrie 2017A fost identificat un obiect ( 1I / ʻOumuamua ) care posedă o orbită hiperbolică (și, prin urmare, condamnat să părăsească sistemul solar), dar care nu prezintă activitate cometară (cazul cometelor hiperbolice ). Prin urmare, Uniunea Astronomică Internațională a oficializat, înnoiembrie 2017, noua clasă de obiecte interstelare și o nomenclatură asociată inspirată de cea a cometelor. Astfel de obiecte sunt denumite și asteroizi hiperbolici . Doar unul este cunoscut până în prezent (aprilie 2019).
Principal centura de asteroizi , între orbitele lui Marte și Jupiter , două până la patru unități astronomice departe de Soare, este gruparea principală: în jurul valorii de 720.000 de obiecte au fost enumerate acolo până în prezent (aprilie 2019), la care putem adăuga alți 30.000 care gravitează în periferia sa imediată ( grupul Hungaria , grupul Cibelei și grupul Hilda în special). Influența câmpului gravitațional al lui Jupiter i-a împiedicat să formeze o planetă. Această influență din Jupiter se află și la originea posturilor vacante Kirkwood , care sunt orbite golite de fenomenul rezonanței orbitale .
Troienii lui Jupiter se află pe orbite foarte apropiate de cea a lui Jupiter, lângă cele două puncte ale Lagrange L 4 și L 5 . Există aproximativ 7.200 înaprilie 2019. Numele se referă la războiul troian : punctele L 4 și L 5 sunt asociate respectiv cu tabăra greacă și cu tabăra troiană, iar asteroizii sunt numiți acolo, cu unele excepții, cu numele personajelor din tabăra asociată.
Strict vorbind, asteroizii din apropierea Pământului sunt asteroizi a căror orbită o intersectează pe cea a Pământului ( asteroidul Earth-crosser asteroid sau ECA). În practică, în franceză, termenul este cel mai adesea auzit în sens larg și include și asteroizi a căror orbită este „apropiată” de cea a Pământului (merge la mai puțin de 0,3 unități astronomice) ( lângă asteroidul Pământului sau NEA în engleză). Sunt aproximativ 20.000 (aprilie 2019).
Acești asteroizi sunt clasificați clasic în patru grupe:
Interesul mass-media uneori foarte puternic axat pe asteroizii din apropierea Pământului este legat de teama de a-i vedea colizionați cu Pământul. A se vedea secțiunea Riscuri de impact cu Pământul pe pagina Asteroid .
Cele Centaurii sunt planete minore care gravitează între orbitele planetelor gigantice . Contăm înaprilie 2019între 200 și 500 în funcție de perimetrul exact atribuit acestui grup (granița ne standardizată cu alte grupuri precum cea a damocloidului ). Primul care a fost descoperit este (2060) Chiron , în 1977. În general se presupune că acestea sunt obiecte antice ale centurii Kuiper care au fost scoase din traiectoria lor, urmând, de exemplu, un pasaj lângă Neptun.
Centura Kuiper este oa doua centură situată dincolo de orbita lui Neptun, dinamic comparabil cu centura principală (obiecte cu orbite relativ puțin înclinată și excentricitatea scăzută). Știm înaprilie 2019aproximativ 2.500 de obiecte din această centură. Acest număr mic provine din distanța față de Pământ (de aproximativ 30 de ori mai mare decât cea a centurii principale), ceea ce face dificile observațiile: populația sa totală este de fapt estimată a fi mai mare decât cea a centurii principale.
Pluto (descoperit în 1930) a rămas mult timp singurul obiect cunoscut în această zonă (cu satelitul său Charon descoperit în 1978). Unicitatea și dimensiunea sa de aceeași ordine cu cea a lui Mercur au făcut-o considerată de mult a noua planetă. Abia în 1992 a fost descoperit un alt obiect din această zonă, (15760) Albion . Această descoperire marchează începutul studiului obiectelor transneptuniene .
Centura Kuiper în sine se împarte în mai multe grupuri, dintre care cele mai importante trei sunt:
Se crede că această centură este sursa a aproape jumătate din cometele care colindă sistemul solar.
În afară de centura Kuiper, zona transneptuniană este marcată de un disc de obiecte împrăștiate cu excentricități sau înclinații în general medii sau ridicate și care nu rezonează cu Neptun. Cei mai îndepărtați de Neptun (la periheliu ) scapă de influența gravitațională a acestei planete și sunt clasificați ca obiecte detașate . Discul obiectelor împrăștiate sau detașate contează înaprilie 2019între 500 și 700 de obiecte conform perimetrelor exacte date acestor grupuri (frontieră nestandardizată cu alte grupuri precum damocloizi și perimetru variabil de obiecte considerate sau nu în rezonanță cu Neptun).
Cele mai îndepărtate obiecte detașate (periheliu mai mare de 50 UA ) sunt clasificate ca sednoizi , numite după (90377) Sedna care a fost, în momentul descoperirii sale în 2003, obiectul celui mai mare periheliu (76 UA ). Înaprilie 2019, 8 sednoizi sunt cunoscuți și obiectul celui mai mare periheliu este 2012 VP 113 (80 AU ). Aceste obiecte sunt uneori considerate a fi primii reprezentanți ai norului Oort (sau mai precis al părții sale interne sau norului Hills ).
Aceasta este descoperirea în 2005 a (136199) Eris , un obiect împrăștiat al cărui diametru a fost estimat pentru prima dată la aproape 3.000 de kilometri (de atunci reevaluat la 2.326 kilometri) și, prin urmare, mai mare decât cel al lui Pluton (2.370 de kilometri)., Care a reînviat dezbaterea asupra demarcarea între planete pline și „mari planete minore”. Acest lucru a determinat Uniunea Astronomică Internațională să creeze, înaugust 2006, statutul planetei pitice și al corpului mic al sistemului solar și de reclasificare a lui Pluto ca planetă pitică.
Hills nor , numit uneori interne Oort nor, este un disc de resturi situate între 100 până la 3.000 și 30.000 până la 40.000 de unitati astronomice ale Soarelui Norul Oort ( ɔrt ), de asemenea , numit Opik-Oort Cloud ( Öpik ), este un set sferic ipotetic mare de corpuri situate aproximativ 50.000 UA de Soare ( ≈ de 0.8 ani lumină ). Aceste două structuri sunt așadar situate mult dincolo de orbita planetelor și a centurii Kuiper . Limita exterioară a norului Oort, care ar forma frontiera gravitațională a sistemului solar , ar fi de peste o mie de ori distanța dintre Soare și Pluton , sau aproximativ un an lumină și un sfert din distanța de Proxima de la Centaur , steaua cea mai apropiată de Soare. De asemenea, nu este exclus faptul că există un continuum între norul „solar” Oort și o structură similară în jurul sistemului Alpha Centauri .
Heinrich Olbers , descoperitorul lui Pallas și Vesta, speculase că asteroizii sunt fragmentele unei planete distruse. Acest presupus obiect a fost botezat chiar mai târziu Faeton . Ipoteza cea mai frecvent acceptată astăzi consideră planetele minore ca reziduuri ale sistemului solar primitiv care nu s-ar putea aglomera pentru a forma planete. În special, centura principală ar fi legată de influența gravitațională a lui Jupiter, care ar fi împiedicat formarea unei planete între Marte și Jupiter.
Prin urmare, planetele minore sunt considerate relicve ale sistemului solar. Studiul lor (precum și cel al cometelor ), în special prin sondele spațiale, este una dintre modalitățile de a dobândi o mai bună înțelegere a formării sale.
Istoria metodelor de detectare a planetelor minore poate fi împărțită în 3 faze principale:
Pentru observații și analize, pe lângă metodele optice convenționale, analizele radar au fost utilizate și din 1989. În plus, din 1991, mai multe sonde spațiale au vizitat asteroizi și obiecte trans-neptuniene.
Până în jurul anului 1890, descoperirile au fost făcute direct, prin scanarea cerului în cadrul observatoarelor.
Descoperirea (323) Brucia în 1891 de către Max Wolf pe baza fotografiilor fotografice marchează un punct de cotitură. Ritmul descoperirii s-a accelerat în deceniile următoare. Această metodă îmbunătățită treptat a fost utilizată până în anii 1990.
Procesul se bazează pe fotografii făcute la intervale regulate (de exemplu la fiecare oră), printr-un telescop , al unei regiuni mari a cerului. Fotografiile sunt apoi observate într-un stereoscop de către tehnicieni care caută obiecte care se mișcă de la o imagine la alta. Dacă este necesar, poziția precisă a obiectului este determinată la microscop și trimisă unei organizații centralizând diferitele observații și responsabilă pentru calcularea orbitei și determinarea dacă este un obiect nou sau deja catalogat. Acest rol centralizator a fost deținut de Centrul pentru Planete Minore din 1947. Introducerea computerelor, din anii 1950, a facilitat, desigur, aceste faze ale calculelor orbitale.
Utilizarea fotografiei digitale prin intermediul senzorilor CCD marchează o nouă revoluție. Procesul general rămâne același, dar îmbunătățirea rapidă a senzorilor face posibilă scăderea nivelului de sensibilitate și, prin urmare, a dimensiunii obiectelor detectate. Digitalizarea permite, de asemenea, procesarea automată a computerului, care este mai rapidă sau mai rapidă și mai sofisticată pe măsură ce puterea de calcul se îmbunătățește. Programul Spacewatch a fost primul care a experimentat aceste tehnici în 1984, urmat de programul NEAT care și-a modernizat instrumentele și metodele în 1995 .
Din anii 2000, toate planetele minore au fost descoperite prin intermediul acestor sisteme digitale automatizate.
Program | Naţionalitate | Localizarea telescopului | Ținta prioritară | Numărul de planete minore numerotate |
Perioadă |
---|---|---|---|---|---|
Lincoln Near-Earth Asteroid Research (LINEAR) | Statele Unite | New Mexico | NEO | 149.099 | 1997-2012 |
Spacewatch | Statele Unite | Arizona | 146.555 | 1985-2016 | |
Sondajul Mount Lemmon | Statele Unite | Arizona | NEO | 62.535 | 2004-2016 |
Urmărirea asteroizilor din apropierea Pământului (NEAT) | Statele Unite | Hawaii și California | NEO | 41 239 | 1995-2007 |
Catalina Sky Survey (CSS) | Statele Unite | Arizona | NEO | 27 633 | 1998-2016 |
Căutarea obiectelor din apropierea Pământului de la Observatorul Lowell (LONEOS) | Statele Unite | Arizona | NEO | 22 332 | 1998-2008 |
Pan-STARRS 1 | Statele Unite | Hawaii | 6.395 | 2009-2016 | |
Explorator de sondaje cu infraroșu pe câmp larg (WISE) | Statele Unite | Satelit | 4.096 | 2010-2015 |
Analiza planetelor minore se bazează în esență pe instrumentele clasice ale astronomiei, prin telescoape (terestre sau spațiale). Cu excepția celor mai mari, vizualizarea este cel mai adesea foarte grosieră (câțiva pixeli). Mărimea obiectelor este estimată analizând magnitudinea (luminozitatea) și albedo - ul (puterea de reflectare). Poate fi estimat și prin ocultare în timpul observării unui tranzit al obiectului în fața unei stele. Compoziția obiectelor (în special la suprafață) este estimată prin analiza spectrului și a albedo - ului lor .
Să detaliați acum calculul diametrului unui asteroid cunoscându-i luminozitatea , albedo - ul și distanța față de Pământ . Observând (în unități SI ) intensitatea luminoasă a asteroidului măsurată pe Pământ avem:
.
Intensitatea luminoasă a stelelor fiind exprimată în general în magnitudini în mediul astronomic, ne amintim expresia magnitudinii aparente .
De unde,
cu .
Am stabilit pentru magnitudinea de referință magnitudinea aparentă a lui Sirius care este egală cu -1,46.
Cu toate acestea, cu suprafața de interceptării aceeași cantitate de lumină ca și întregul corp al diametrului și suprafeței intensitatea luminoasă a asteroidului a cărei expresie este dată de considerând că este de albedo și că este luminată de Soare , cu o intensitate ( și denote respectiv luminozitatea Soarelui și distanța asteroidului față de Soare).
Recombinând ecuațiile obținem:
.
Din care deducem:
.
Tehnicile de analiză a radarelor cu microunde sunt astăzi suficient de puternice pentru a permite analiza asteroizilor din apropierea Pământului și chiar a celor mai mari asteroizi din centura principală. Acestea permit, în special, o vizualizare mai detaliată a formei și mărimii lor, precum și o determinare mai precisă a orbitei lor (viteza măsurată prin efect Doppler ). Unul dintre primele studii de acest tip a fost asteroidul (4769) Castalie în 1989.
In zilele de azi (aprilie 2019), 10 sonde au explorat (cel puțin zboară pe mai puțin de 10.000 km ) 14 asteroizi din apropierea Pământului sau centura principală. Primele imagini de aproape ale asteroizilor sunt opera sondei Galileo care, în timpul tranzitului său către Jupiter, a reușit să se apropie de (951) Gaspra în 1991, apoi (243) de Ida în 1993. Sonda NEAR Shoemaker este prima a cărei principală misiunea a vizat studiul unui asteroid prin intermediul unei orbite, înFebruarie 2000, în jurul (433) Eros . Sonda Hayabusa este prima care a adus înapoi, îniunie 2010, o probă de asteroizi preluată de la (25143) Itokawa înnoiembrie 2005.
Sonda New Horizons este prima și până în prezent singura care a explorat obiecte trans-neptuniene . Lansat de NASA înianuarie 2006, nu atinge nivelul obiectivului său principal, Pluto , până la 8 ani și jumătate mai târziuiulie 2015. Rezultate remarcabile sunt aduse geografiei, geologiei, atmosferei sau sateliților din Pluto. Sonda este apoi îndreptată către (486958) 2014 MU 69, care devine astfel al doilea obiect transneptunian fotografiat de aproape.
Majoritatea planetelor minore gravitează anonim în Centura principală sau Centura Kuiper. Cu toate acestea, unii au câștigat notorietate, în special în ceea ce privește istoria descoperirilor, o proprietate atipică, pericolul lor pentru Pământ etc.
Primul identificat (anul de referință) |
Mai mare (diametru mediu) |
Vizitat de o sondă spațială (actualizareiunie 2019) |
Referințe ale unui grup sau ale unei familii | |
---|---|---|---|---|
Centura principală și periferia | Ceres (1801), Pallas (1802), Juno (1804), Vesta (1807), Astrée (1845) | Ceres (946 km), Pallas , Vesta , Hygie (între 400 și 550 km), Interamnia , Europa , Sylvia , Davida (între 250 și 350 km) | Gaspra , Ida (și Dactyle ), Mathilde , Annefrank , Šteins , Lutèce , Vesta , Cérès |
Hungaria , Cybele , Hilda , Alinda , Griqua (grupe) (+ multe familii colizionale inclusiv Phocée , Vesta , Flore , eos , Eunomie , Coronis , etc. ) |
Troienii lui Jupiter | Ahile (1906), Patroclu (1906) | Hector (aproximativ 230 km) | (nimeni până în prezent, 06/2019) | Eurybate , Ennomos (familii) |
Asteroizii din apropierea Pământului |
|
Atira , Aton , Apollo , Amor | ||
Centauri și Damocloizi | Hidalgo (1920) sau Chiron (1977) după criterii, Damoclès (1991), Pholos (1992) | Chariclo (aproximativ 250 km) | (nimeni până în prezent, 06/2019) | Damocles (damoccoids) |
Obiecte transneptuniene | Pluto (1930), Charon (1978), Albion (1992) | Pluto (2376 km), Eris (2326 km), Hauméa , Makémaké , Gonggong , Charon , Quaoar (între 1100 și 1500 km), Sedna , Orcus (între 900 și 1100 km) | Pluto (și Charon ), (486958) Arrokoth | Pluto (plutoizi, plutini), Albion = 1992 QB 1 (cubewanos), Sedna (sednoïdes), Hauméa (familie) |
Primele identificate | Alte exemple | |
---|---|---|
Grupuri orbitale particulare | ||
Asteroizi potențial periculoși | (1862) Apollo (1932) | Hermès , Toutatis , Asclepios , Florența , Apophis , (144898) 2004 VD 17 |
Asteroizii detectați înainte de a cădea pe Pământ | 2008 TC 3 (2008) (descoperit cu 2 zile înainte de impactul său) | 2014 AA , 2018 LA |
Troieni de pământ | 2010 TK 7 (2010) (doar unul identificat până în prezent, 04/2019) | / |
Cobitalii Pământului (cu excepția troienilor) |
(3753) Cruithne (orbită specială identificată în 1997) | (54509) YORP , (469219) Kamoʻoalewa , 2002 AA 29 , 2003 YN 107 , |
Troieni de pe Marte | (5261) Eureka (1990) | (121514) 1999 UJ 7 (troian unic de pe Marte situat la L 4 ) |
Crucișătoarele celor patru planete interioare | (1566) Icar (1949) | (2212) Hefest , (3200) Faeton |
Asteroizi retrograd | (20461) Dioretsa (1999) | (514107) Ka'epaoka'awela , (65407) 2002 RP 120 |
Obiecte detașate de tip sednoid | (90377) Sedna (2003) | 2012 VP 113 , 2015 TG 387 |
Orbite hiperbolice ( obiecte interstelare ) |
1I / ʻOumuamua (2017) (doar unul identificat până în prezent, 04/2019) | / |
Proprietăți speciale | ||
Planete pitice oficiale | Cérès , Pluto , Eris (recunoaștere în 2006), Makémaké , Hauméa (recunoaștere în 2008) | / |
Sisteme binare |
Pluto + Charon (1978) (transneptunian) (243) Ida + Dactyle (1994) (centura principală) |
(136199) Eris + Disnomie (transneptunian) (136472) Makemake + S / 2015 (136472) 1 (transneptunian) (50000) Quaoar + Weywot (transneptunian) (90482) Orcus + Vanth (transneptunian) (121) Hermione + S / 2002 (121) 1 (centura principală) |
Sisteme triple | (87) Sylvia + Romulus (2001) și Rémus (2005) (centura principală) |
(136108) Hauméa + Hiʻiaka și Namaka (transneptunian) (45) Eugénie + Petit-Prince și S / 2004 (45) 1 (centura principală) |
Sisteme cvadruple sau mai multe | Pluton + Charon (1978), Hydre (2005), Nix (2005), Kerbéros (2011) și Styx (2012) (doar unul identificat până în prezent, 04/2019) | / |
Sisteme cu inele | (10199) Chariclo (inele descoperite în 2014) (centaur) | (2060) Chiron (centaur), (136108) Hauméa (transneptunian) |
Asteroizi activi | (7968) Elst-Pizarro (activitate descoperită în 1996) | Chiron , LINEAR , Wilson-Harrington , Phaeton |
Metode de detectare și analiză | ||
Detectarea prin metoda fotografică | (323) Brucia ( Max Wolf în 1891) | |
Detectarea prin satelit | (3200) Phaéton (satelit IRAS în 1983) | |
Analiza radar | (4769) Castalie (analiză în 1989) | |
Detectarea de către un sistem automatizat | (11885) Summanus (programul Spacewatch în 1990) | (aproximativ 95% din planetele minore au făcut referire) |
Observarea de către o sondă spațială | (951) Gaspra (sonda Galileo în 1991) | (a se vedea tabelul anterior pentru o listă exhaustivă) |
Observarea de către o sondă plasată pe orbită | (433) Eros (sonda NEAR Shoemaker în 2000) | (25143) Itokawa , (4) Vesta , (1) Ceres , (162173) Ryugu , (101955) Bénou |
Analiza pe eșantioane returnează | (25143) Itokawa (sonda Hayabusa în 2010) (experiență unică până în prezent, 06/2019) | (sonda Hayabusa 2 a prelevat mostre de la (162173) Ryugu la începutul anului 2019 , cu o întoarcere pe Pământ programată pentru sfârșitul anului 2020) |
Proprietăți orbitale extreme | |
---|---|
Cel mai mic periheliu |
|
Cea mai mică axă semi-majoră |
|
Afeliu mai mic |
|
Cel mai mare periheliu |
|
Cea mai mare axă semi-majoră |
|
Cel mai mare afeliu |
|
O excentricitate mai mare |
|
Planetele minore sunt clasificate în ordinea creșterii axei semi-majore. D este diametrul mediu (în cazul obiectelor mai mult sau mai puțin sferice) și L este lungimea cea mai mare (în alte cazuri).
2010 TK 7 , asteroidultroian al Pământului,a = 1,00 AU,D ~ 300 m(Telescop spațialWISE, 2010).
(101955) Bénou , NEO ( Apollo ), a = 1,12 AU , D ~ 500 m (sonda OSIRIS-REx , 2018).
(433) Eros , near-Earth ( amor ), a = 1,46 AU , L ~ 34 km ( NEAR Shoemaker probe, 2001).
(951) Gaspra , centura principală , a = 2,21 au , L ~ 19 km (sonda Galileo , 1991).
(4) Vesta , centura principală , a = 2,36 AU , D ~ 530 km (Sonda Dawn , 2011).
(21) Lutèce , centura principală , a = 2,43 AU , L ~ 120 km (sonda Rosetta , 2010).
(4179) Toutatis , NEO ( Apollo ), a = 2,52 AU , L ~ 4,5 km (modelare bazată pe imagini radar).
(4015) Wilson-Harrington , lângă - Pământ ( Apollo ), anterior asteroid activ menționat ca cometa 107P, a = 2,64 AU , D ~ 4 km ( Observatorul Palomar , 1949).
(253) Mathilde , centura principală , a = 2,65 UA , L ~ 66 km ( NEAR Shoemaker probe, 1997).
(1) Ceres , planeta pitică , centura principală , a = 2,77 UA , D ~ 946 km (Sonda Dawn , 2015).
(216) Cleopatra , centura principală , a = 2,79 AU , L ~ 220 km (modelare bazată pe imagini radar).
(243) Ida , centura principală , a = 2,86 AU , L ~ 60 km și satelitul său Dactyle ( D ~ 1,4 km ) (sonda Galileo , 1993).
(624) Hector , troianul lui Jupiter , a = 5,22 AU , L ~ 370 km (imagine amator, 2009).
Pluto , centura Kuiper , la ~ 39,5 AU , D ~ 2375 km , și 3 din 5 sateliților săi, Charon , Hydra și Nix (Hubble Space Telescope , 2005).
Pluto , planeta pitică , centura Kuiper ( plutino ), a ~ 39,5 au , D ~ 2375 km (sonda New Horizons , 2015).
Mărimi comparative ale celor 5 sateliți ai lui Pluto : Charon ( D ~ 1212 km ), Hydra ( L ~ 51 km ), Nix ( L ~ 50 km ), Kerbéros ( L ~ 19 km ), Styx ( L ~ 16 km ) ( Nou probe Horizons , 2015, editare).
(136108) Haumea , Centura Kuiper ( obiect clasic al centurii Kuiper ), o ~ 43,2 ua , L ~ 2000 km , și cei doi sateliți ai săi Namaka și Hi'iaka (telescop spațial Hubble , 2015)
(486958) Arrokoth ,centura Kuiper(cubewano),la ~ 44,5 UA,L ~ 32 km(sondaNew Horizons, 2019).
(136472) Makemake , Centura Kuiper ( obiect clasic al centurii Kuiper ), o ~ 45,7 ua , D ~ 1400 km , și satelitul său S / 2015 (136472) 1 (telescop spațial Hubble , 2015)
(136199) Eris , obiect împrăștiată , o ~ 68 UA , D ~ 2300 km , și sa Dysnomy satelit(Hubble Space Telescope , 2006)
(90377) Sedna , obiect detașat ( sednoid ), o ~ 510 UA , D ~ 1000 km (Hubble Space Telescope , 2004)
Regolith on (433) Eros ( NEAR Shoemaker probe , 2001).
Craterul ocupator pe (1) Ceres cu pete albe de sare interpretate ca fiind de origine hidrotermală (sondă Dawn , 2016).
Flancul craterului Occator pe (1) Ceres (sonda Dawn , 2018).
Reliefuri remarcabile pe (1) Ceres (sondă Dawn , 2015-2018).
Câmpia Sputnik pe Pluto , o regiune înghețată virgină a craterelor și, prin urmare, de formație recentă (mai puțin de 100 de milioane de ani) ( New Horizons probe , 2015).
Ipoteza structurii interne a lui Pluton : crustă de azot înghețată, strat de gheață de apă, miez stâncos.
Ipoteza formării (486958) Arrokoth , arhetip al corpului binar de contact mic .
Diagrama lui (25143) Itokawa , aglomerat liber tip NEO , de asemenea presupus a fi binar de contact (pe baza unei imagini din sonda Hayabusa , 2005).
Impresia artistului asupra centaurului (10199) Chariclo și inelele sale.
General
Principalele grupuri orbitale
Tipuri speciale de planete minore
Asteroizii și Pământul