Mniejsza planeta

Cztery obiekty transneptunowe są oficjalnie uznawane za planety karłowate: Pluton , Eris , Makemake i Hauméa . Inne obiekty prawdopodobnie spełniają kryteria uznania za takie. Badania wykazały, że wśród obiektów transneptunowych ich liczba może sięgać kilkuset, przy czym równowaga hydrostatyczna może być osiągnięta w przypadku ciał lodowych dla średnic mniejszych niż 500 km. Dlatego strefa ta charakteryzuje się względną ciągłością między małymi ciałami a planetami karłowatymi.

Mniejsze planety i meteoroidy

Zwykłe definicje (czy to dla asteroidy, mniejszej planety czy małego ciała) nie podają niższego limitu rozmiaru. W szczególności definicja pojęcia małego ciała podana w 2006 roku przez Międzynarodową Unię Astronomiczną nic nie mówi w tej kwestii. Ta granica wynika zatem w praktyce z granicy wykrywalności mniejszych planet, do których stopniowo odwołuje się Centrum mniejszych planet. Ta granica jest dziś rzędu metra dla asteroid bliskich Ziemi. 2011 CQ 1 to przykład obiektu o średnicy około 1 metra wykrytego podczas jego przejścia w pobliżu Ziemi i określanego jako mniejsza planeta.

Jednocześnie komisja Międzynarodowej Unii Astronomicznej odpowiedzialna za badanie meteorów i meteorytów wyjaśniła w 1961 roku pojęcie meteorytu . Termin ten (wprowadzony w XIX th  wieku) odnosi się do obiektów o porównywalnej wielkości do tych generujących spadające gwiazdy i meteory , gdy wracają do atmosfery. Definicja została skorygowana w 2017 roku, między innymi ze względu na zmiany granic wykrywalności asteroid. Zgodnie z tą definicją meteoroid to ciało o wielkości od około 30 mikrometrów do 1 metra. To pośrednio prowadzi do zaproponowania 1 metra jako limitu rozmiaru dla mniejszych planet. Poniżej 30 mikrometrów mówimy o pyle.

Mniejsze planety i komety

W przeciwieństwie do komet , mniejsze planety (asteroidy lub obiekty transneptunowe) nie wykazują aktywności kometarnej (tworzenie się włosów lub ogonów), kiedy przechodzą przez ich peryhelium. Jednak to historyczne rozróżnienie jest stopniowo kwestionowane przez odkrycia gromadzone od lat 80.

Zaobserwowano kilka asteroid z aktywnością komet, takich jak (7968) Elst-Pizarro w głównym pasie lub centaur (2060) Chiron.Obiekty te, nazywane aktywnymi asteroidami , są skatalogowane zarówno jako mniejsza planeta, jak i kometa.

Mniejsze planety należące do kategorii damokoloidów to obiekty o długiej orbicie i silnej ekscentryczności, podobnie jak okresowe komety. Mogą to być wymarłe komety (jądra komet, które stały się nieaktywne).

Według badań opublikowanych w czasopiśmie Nature w 2009 roku, 20% obiektów w głównym pasie to jądra komet. Jądra te, pochodzące z pasa Kuipera, zostałyby wyrzucone w kierunku wewnętrznego Układu Słonecznego podczas wielkiego późnego bombardowania spowodowanego w szczególności przez migrację Neptuna.

Plik 22 stycznia 2014The European Space Agency ogłosiła pierwszy określony wykrywanie pary wodnej w atmosferze (1) Ceres , największy obiekt w pasie planetoid.

Wykrywanie zostało przeprowadzone przez obserwacje w dalekiej podczerwieni Kosmicznego Teleskopu Herschela .

To odkrycie ma tendencję do potwierdzania obecności lodu na powierzchni Ceres. Według jednego z naukowców to po raz kolejny pokazuje, że „granica między kometami a asteroidami coraz bardziej się zaciera”.

Asteroidy przechwycone przez planety

Przewiduje się, że niektóre satelity krążące wokół planet są w rzeczywistości asteroidami „przechwyconymi” przez te planety. Dzieje się tak zwłaszcza w przypadku niektórych małych nieregularnych satelitów czterech planet zewnętrznych. Obiekty te są klasyfikowane jako satelity, a nie asteroidy lub mniejsze planety.

Historia

Określenie

Pierwsze „małe planety” zostały po raz pierwszy oznaczone nazwą bóstwa i symbolem astronomicznym ( Ceres, Pallas, Juno itd.), Podobnie jak planety Układu Słonecznego. W 1851 roku, w obliczu rosnącej liczby odkryć, niemiecki specjalista Johann Franz Encke zdecydował się zastąpić te symbole numeracją. W 1947 roku amerykański Paul Herget , dyrektor Obserwatorium w Cincinnati , otrzymał zlecenie Międzynarodowej Unii Astronomicznej na założenie Center for Minor Planet . Od tego czasu wyznaczanie mniejszych planet jest zapewniane przez to centrum.

Po określeniu orbity czegoś, co wydaje się być nową mniejszą planetą, obiekt otrzymuje tymczasowe oznaczenie składające się z roku odkrycia, po którym następuje litera reprezentująca dwa tygodnie, w których nastąpiło odkrycie, oraz druga litera wskazująca kolejność odkryć podczas w te dwa tygodnie (litera I nie jest używana). Jeśli w ciągu dwóch tygodni zostanie odkrytych więcej niż 25 obiektów, zaczynamy alfabet ponownie, dodając liczbę, która wskazuje, ile razy druga litera jest ponownie używana (przykład: 1998 FJ 74 ).

Po kilku zgodnych obserwacjach, odkrycie zostaje potwierdzone, a mniejsza planeta otrzymuje ostateczne oznaczenie składające się ze stałego numeru zapisanego w nawiasach, po którym następuje tymczasowe oznaczenie (przykład: (26308) 1998 SM 165 ). Niektóre mniejsze planety otrzymują następnie nazwę, która zastępuje tymczasowe oznaczenie (przykład: (588) Achilles ). Pierwszym mniejszym planetom nadano imiona postaci z mitologii greckiej lub rzymskiej , podobnie jak planety i ich satelity. Następnie wykorzystano inne mitologie ( nordyckie , celtyckie , egipskie ...), a także nazwy miejsc, imiona lub zdrobnienia, imiona fikcyjnych postaci, artystów, naukowców, osobistości z najróżniejszych środowisk, odniesienia do wydarzeń historycznych… Źródła Inspiracje do nazwania mniejszych planet są teraz bardzo zróżnicowane. Od lat 90. tempo odkryć było takie, że mniejsze planety bez nazw stanowią większość.

Mniejsze planety niektórych grup orbitalnych mają nazwy o wspólnym temacie. Na przykład centaury zostały nazwane na cześć centaurów z mitologii, trojanów Jowisza od bohaterów wojny trojańskiej , trojanów Neptuna po Amazonkach .

Bazy danych i liczba wymienionych mniejszych planet

Baza danych

Kilka baz danych zawiera listę wszystkich lub części mniejszych planet. Dwa najważniejsze to:

• Database RPP  : oficjalna baza danych aktualizowana przez Centrum planetoid (RPP), organizacji zależnej od Międzynarodowej Unii Astronomicznej (IAU)
• JPL Small-Body bazy danych  : baza danych aktualizowana przez Jet Propulsion Laboratory (JPL), organizacja zależy od NASA

Te dwie bazy danych są publiczne i dostępne online.

Liczba wymienionych mniejszych planet

W 18 maja 2019 rRPP wymienia 794 832 mniejszych planet, z których 541 128 jest ponumerowanych, a 21 922 ma nazwy.

Szybkość odkrywania stale przyspieszała ze względu na rozwój technologiczny. Wprowadzenie zautomatyzowanych systemów jeszcze bardziej wzmocniło to zjawisko od 2000 roku (patrz sekcja Metody wykrywania i analizy ).

Parametry orbitalne

Poniżej ua jest zapisem jednostki astronomicznej , jednostki długości odpowiadającej odległości Słońce-Ziemia (około 150 milionów km).

Główne parametry orbitalne

Że orbity planet mniejszych opisania elipsy wokół Słońca Takie orbity są konwencjonalnie opisywane przez 5 parametrów zwanych elementami orbitalnymi. Pierwsze dwa opisują kształt i rozmiar elipsy orbitalnej, a ostatnie trzy jej położenie kątowe. Klasyfikacja orbit mniejszych planet opiera się głównie na parametrach a, e oraz i.

• a = półoś wielka (odległość w ua): półoś wielka reprezentuje średnią odległość od Słońca
• e = mimośrodowość (współczynnik od 0 do 1): mimośrodowość 0 odpowiada okręgowi; około 75% mniejszych planet ma słabą ekscentryczność (≤ 0,2) i mniej więcej kołową orbitę; około 550 ma bardzo silną mimośrodowość (≥ 0,8) i bardzo wydłużoną orbitę, z których około 60 ma skrajny mimośrodowość większą niż 0,95 (kwiecień 2019)
• i = nachylenie (kąt w stopniach): jest to nachylenie względem ekliptyki (płaszczyzny, w której grawituje Ziemia); około 90% mniejszych planet ma małe nachylenie (≤ 20 °)  ; około 230 ma silne nachylenie (≥ 60 °), z których około 100 jest wstecznych z i> 90 ° (kwiecień 2019)
• ω = argument peryhelium (kąt w stopniach)
• Ω = długość węzła wstępującego (kąt w stopniach)

Powszechnie stosuje się dwa inne parametry orbitalne, w szczególności do badania zjawisk przecinania się między orbitami. Cztery parametry a, e, q i Q są zbędne: znajomość dwóch z nich umożliwia znalezienie pozostałych dwóch.

• q = odległość do peryhelium (odległość w ua): odległość do Słońca w najbliższym punkcie ( peryhelium )
• Q = odległość do aphelium (odległość w ua): odległość do Słońca w najbardziej odległym punkcie ( aphelium )

Parametry związane z ruchem małej planety po jej orbicie

• P = okres (czas trwania w latach): czas potrzebny mniejszej planecie na wykonanie pełnego obrotu wokół Słońca; okresy najodleglejszych obiektów transneptunowych mogą przekraczać 50000 lat (kwiecień 2019)
• n = średni ruch (prędkość kątowa w ° / dzień) = 360 / P
• t 0 = epoka (data): data odniesienia umożliwiająca obliczenie aktualnej pozycji mniejszej planety na jej orbicie; epoka związana z każdą mniejszą planetą jest regularnie aktualizowana w oficjalnych bazach danych
• M 0 (lub M w bazach danych) = średnia anomalia w epoce (kąt w stopniach): położenie obiektu na jego orbicie w dniu odniesienia t 0 (epoka)

Położenie obiektu w chwili t można określić za pomocą średniej anomalii (M = M 0 + n (tt 0 )), anomalii ekscentrycznej lub anomalii prawdziwej .

Oczyść elementy orbitalne

Zakłócenia mają tendencję do powolnej zmiany orbity mniejszych planet. Te zaburzenia są w szczególności spowodowane grawitacyjnym przyciąganiem planet. Wpływają na wszystkie elementy orbity, w tym a, e oraz i. Te ewolucje są źródłem rozróżnienia pomiędzy oskulującymi elementami orbitalnymi (tymi ogólnie podanymi, dobrze opisującymi bieżący ruch, ale zmieniającymi się przez długi czas) i określonymi elementami orbitalnymi (niezależnymi od tych fluktuacji). Są to specyficzne parametry, które umożliwiają identyfikację rodzin asteroid (powstałych w wyniku zderzeń) w pasie głównym.

Inne parametry

• T P = parametr Tisserand w odniesieniu do planety P (parametr bezwymiarowy): parametr złożony (obliczany z parametrów a / a P , e oraz i) charakteryzujący grawitacyjny wpływ planety P na mniejszą planetę; parametr ten wynika z teorii problemu trzech ciał (tutaj Słońce, planeta P, planeta mniejsza); parametry T J i T N w odniesieniu do Jowisza i Neptuna służą na przykład do scharakteryzowania pewnych grup orbit, takich jak damokloidy , centaury , obiekty rozproszone lub obiekty odłączone
• T-DMIO (lub częściej E-MOID w języku angielskim) (odległość w ua): minimalna odległość przecięcia orbity Ziemi (T-DMIO) charakteryzuje ryzyko zderzenia z Ziemią; porównywalne parametry istnieją dla innych planet Układu Słonecznego
• okres rotacji (czas trwania w godzinach): czas, w jakim mniejsza planeta wykonuje pełny obrót; niektóre mniejsze planety obracają się wokół siebie bardzo wolno (okresy dłuższe niż 50 dni dla najwolniejszych), inne wręcz przeciwnie bardzo szybko (okresy krótsze niż 1 minuta dla najszybszych)
• pochylenie osi obrotu (kąt w stopniach)

Klasyfikacje orbitalne

Grupy orbitalne

Opracowanie systematycznej klasyfikacji mniejszych planet według rodzaju orbity jest trudnym zadaniem. Wiele szczególnych przypadków i względne kontinuum w ich rozproszeniu wyjaśniają tę trudność. Na przykład można zauważyć, że bazy danych MPC i JPL używają nieco innych klasyfikacji. Dokładne definicje każdej klasy (a zatem półoś wielkiej lub wartości liczebności) również różnią się w zależności od źródeł.

Poniższa tabela przedstawia tylko najczęściej używane grupy. Wskazane wartości należy traktować jako rzędy wielkości, a nie jako wartości bezwzględne. Sekcja Opis głównych grup zawiera bardziej szczegółowy opis tych różnych grup.

Uwagi do tabeli:

1. Baza danych MPC konsultowana 12 maja 2019 r. Wymienia 2 apollony z a> 5 au: 2011 AF 3 (a ~ 7 au) i 1999 XS 35 (a ~ 18 au).
2. Baza danych MPC konsultowana 12 maja 2019 wymienia 3 startery o wartości> 5 UA: 2014 PP 69 (a ~ 21 UA), 2019 EJ 3 (a ~ 86 UA) i 2017 UR 52 (a ~ 325 UA). Dwie ostatnie to transneptunowe, które klasyfikuje jako odległe obiekty.
3. Nazwa tej klasy używana przez bazy danych MPC i JPL jest myląca: jest to tylko kwestia planetoid planetoidowych, które nie są ani bliskie Ziemi (w szerokim sensie), ani nie są przypisane do innych "grup priorytetowych" " takie jak Hungaria, Hilda, centaury czy transneptunowie.
4. To są znane obiekty. Pas Kuipera znajduje się około 30 razy dalej od Ziemi niż Pas Główny, co ogranicza możliwość wykrywania małych obiektów. Zakłada się, że całkowita populacja Pasu Kuipera jest większa niż w Pasie Głównym.
5. Baza danych MPC konsultowana 20 maja 2019 wymienia 5 obiektów z> 1000  AU i wskazuje rekord posiadany przez 2017 MB 7 z ~ 3500  AU .
6. Te chmury pozostają hipotetyczne do dziś. Czasami uważa się, że najbardziej odległe oderwane obiekty (lub sednoidy ) mogą być pierwszymi elementami chmury Hills. W bazie danych RPP konsultowanej 15 czerwca 2019 r. Wymieniono 4 sednoidy (w sensie> 150 ua i q> 50 ua). Uważa się, że Chmura Oorta zawiera kilka miliardów małych lodowych ciał.

Koncepcja rodziny

Japoński astronom Kiyotsugu Hirayama jako pierwszy zaobserwował istnienie w głównym pasie grup asteroid o bardzo podobnych parametrach orbitalnych. Grupy te są interpretowane jako fragmenty asteroid powstałe w wyniku zderzenia i nazywane są rodzinami asteroid (termin rodzina jest zwykle zarezerwowany dla tego przypadku) lub rodzinami Hirayama. Każda rodzina nosi imię charakterystycznego członka. Do najbardziej znanych należą rodziny Eos , Eunomia , Flore , Coronis , Hygieia , Themis , Vesta czy Nysa . Około dwudziestu rodzin jest wyraźnie zidentyfikowanych w głównym pasie, a najnowsze badania obejmują ponad sto.

Podobne rodziny zostały zidentyfikowane wśród trojanów Jowisza , w szczególności rodziny Eurybate i Ennomos . W 2006 r. Po raz pierwszy zidentyfikowano rodzinę zinterpretowaną jako kolizyjne pochodzenie w pasie Kuipera , rodzinę de Hauméa .

Zajęcia związane z ryzykiem zderzenia z Ziemią

Ściśle mówiąc , tylko asteroidy typu Aton i Apollo są w pobliżu -Earth-crosser (w języku angielskim asteroida Earth-crosser lub ECA) i są bezpośrednio podatne na zderzenie z Ziemią. W praktyce w języku francuskim termin NEO jest najczęściej słyszany w szerokim znaczeniu i obejmuje cztery grupy: Atira, Aton, Apollon i Amor. Jest zatem synonimem angielskiego terminu asteroida blisko ziemi (NEA).

Tylko niewielka część tych asteroid jest klasyfikowana jako potencjalnie niebezpieczne asteroidy (PAD) (często określane skrótem PHA dla potencjalnie niebezpiecznej asteroidy ). Zobacz sekcję Ryzyko zderzenia z Ziemią na stronie Asteroid .

Rodzaje orbit w stosunku do planet

Mniejsze planety, których orbita przecina orbitę planety, są uważane za krążowniki tej planety. Wszystkie planety Układu Słonecznego mają od kilkuset do kilku tysięcy krążowników.

Obszary 60 ° w przód lub w tył orbity planety (zwany Lagrange'a wskazuje  L 4 i L 5 planety) umożliwiają stabilność trójwymiarowego ciała Sun / planety / system drobne planety i dlatego są często zajęte przez drobne planety zwane trojany planety. Oprócz Jowisza, który ma kilka tysięcy trojanów, 4 inne planety mają co najmniej jeden: pod koniec 2018 roku 22 były znane z Neptuna, 1 z Urana, 9 z Marsa i 1 z Ziemi.

Obiekt rezonuje z planetą, gdy jego okres rewolucji przypada na cały ułamek (np. 1: 2, 3: 4, 3: 2…) czasu planety. Taki rezonans zapewnia względną stabilność względem orbity rozpatrywanego obiektu. Rezonanse istnieją z kilkoma planetami, w szczególności z Neptunem (w tym plutinos w rezonansie 2: 3) i z Jowiszem (w tym grupa Hilda w rezonansie 3: 2). Asteroidy trojańskie i asteroidy współorbitalne to szczególne przypadki odpowiadające rezonansowi 1: 1.

Oprócz trojanów, inne mniejsze planety mają orbity bardzo zbliżone do orbity planety, z którą rezonują 1: 1. Następnie mówimy o współorbitalnej asteroidzie z planetą (termin ten obejmuje również ściśle trojany). Dwie najczęstsze sytuacje to quasi-satelity i orbity podkowiaste . Wykazano, że ta sama asteroida może występować naprzemiennie w tych dwóch sytuacjach. Wiemy o obiektach współobrotowych wokół kilku planet, w tym Ziemi (na przykład (3753) Cruithne ).

Inne typy określonych orbit

Zdecydowana większość mniejszych planet obraca się w tym samym kierunku co 8 planet. Niektóre (sto znanych wkwiecień 2019) obracają się w przeciwnym kierunku. Następnie mówimy o asteroidach wstecznych . Sytuacja ta odpowiada nachyleniu od 90 do 180 °. Obiekty te są często klasyfikowane jako damokloidy lub „różne obiekty”.

Po raz pierwszy w październik 2017Zidentyfikowano obiekt ( 1I / ʻOumuamua ) posiadający orbitę hiperboliczną (a zatem skazany na opuszczenie Układu Słonecznego), ale nie wykazujący aktywności kometarnej (przypadek komet hiperbolicznych ). Dlatego Międzynarodowa Unia Astronomiczna sformalizowała wlistopad 2017, nowa klasa obiektów międzygwiazdowych i związana z nimi nomenklatura inspirowana nazewnictwem komet. Takie obiekty nazywane są również asteroidami hiperbolicznymi . Do tej pory znany jest tylko jeden (kwiecień 2019).

Właściwości fizyczne

Opis głównych grup

Główny pas

Główny pas planetoid pomiędzy orbitami Marsa i Jowisza , dwa do czterech jednostek astronomicznych z dala od Słońca, jest głównym grupowanie: około 720.000 obiektów zostały tam wymienione do tej pory (kwiecień 2019), do którego możemy dodać 30 000 innych grawitujących na jego bezpośrednim obrzeżu (w szczególności grupa Węgrów , grupa Kybele i grupa Hilda ). Wpływ pola grawitacyjnego Jowisza uniemożliwił im utworzenie planety. Ten wpływ Jowisza jest również źródłem pustych miejsc w Kirkwood , które są orbitami opróżnionymi przez zjawisko rezonansu orbitalnego .

Asteroidy trojańskie Jowisza

Trojany Jowisza znajdują się na orbitach bardzo zbliżonych do orbit Jowisza, w pobliżu dwóch punktów Lagrange  L 4 i L 5 . Jest około 7200 calikwiecień 2019. Nazwa odnosi się do wojny trojańskiej  : punkty L 4 i L 5 są powiązane odpowiednio z obozem greckim i obozem trojańskim, a asteroidy są tam nazwane, z pewnymi wyjątkami, z imionami postaci z powiązanego obozu.

Asteroidy bliskie Ziemi

Ściśle mówiąc, asteroidy bliskie Ziemi to asteroidy, których orbita przecina orbitę Ziemi (asteroida przecinająca Ziemię lub ECA). W praktyce, w języku francuskim termin ten jest najczęściej słyszany w szerokim znaczeniu i obejmuje również asteroidy, których orbita jest „zbliżona” do orbity Ziemi (zbliża się do mniej niż 0,3 jednostki astronomicznej) (w pobliżu planetoidy Ziemi lub NEA w języku angielskim). Istnieje około 20000 (kwiecień 2019).

Te asteroidy są klasycznie podzielone na cztery grupy:

• z asteroidy atira , których orbity jest całkowicie zawarte w tym Ziemi (19 znanakwiecień 2019 wg bazy JPL);
• z asteroidy Aton , krążowniki których orbity znajduje się głównie wewnątrz, że obszar (a <1) (UA 1500 znanekwiecień 2019);
• z planetoidy Apollo , krążowniki których orbity głównie znajduje się na zewnątrz, że obszar (a> 1 ua) (11000 znanakwiecień 2019);
• z asteroidy Amor , których orbity całkowicie otacza, że obszar (około 7500 znanakwiecień 2019).

Zainteresowanie mediów, które czasami bardzo mocno koncentruje się na asteroidach znajdujących się w pobliżu Ziemi, wiąże się ze strachem przed zobaczeniem ich zderzenia z Ziemią. Zobacz sekcję Ryzyko zderzenia z Ziemią na stronie Asteroid .

Centaury

Te centaury są mniejsze planety, które obracają się pomiędzy orbitami planet . Liczymy siękwiecień 2019od 200 do 500, w zależności od dokładnego obwodu przypisanego tej grupie (granica nie jest standaryzowana z innymi grupami, takimi jak granica damokloidu ). Pierwszym odkrytym jest (2060) Chiron w 1977 roku. Ogólnie przyjmuje się, że są to starożytne obiekty z pasa Kuipera, które zostały wyrzucone z ich trajektorii, na przykład po przejściu w pobliżu Neptuna.

Pas Kuipera

Pas Kuipera to drugi pas znajdujący się poza orbitą Neptuna, dynamicznie porównywalny z pasem głównym (obiekty o stosunkowo niewielkich nachylonych orbitach i małej mimośrodowości). Wiemy wkwiecień 2019około 2500 obiektów z tego pasa. Ta niewielka liczba wynika z jego odległości od Ziemi (około 30 razy większej niż odległość głównego pasa), co utrudnia obserwacje: szacuje się, że jego całkowita populacja jest większa niż w pasie głównym.

Pluton (odkryty w 1930 r.) Od dawna pozostaje jedynym znanym obiektem na tym obszarze (wraz z jego satelitą Charon odkrytym w 1978 r.). Jego wyjątkowość i rozmiar tego samego rzędu co Merkurego sprawiły, że od dawna uważano ją za dziewiątą planetę. Dopiero w 1992 roku odkryto inny obiekt na tym obszarze (15760) Albion . Odkrycie to wyznacza początek badań obiektów transneptunowych .

Sam Pas Kuipera dzieli się na kilka grup, z których trzy najważniejsze to:

• z Plutinos (której część Pluton) rezonansu obiektów 2: 3 (A z Neptune ~ 39,5  ua ); grupa ta wyznacza początek głównego obszaru pasa Kuipera; około 500 znanych obiektów wkwiecień 2019
• z cubewanos (gdzie konwencjonalny pasek obiektów Kuiper) (która obejmuje (15760)) Albion Przedmioty z głównej części pasa (Kuiper rezonansów pomiędzy 2: 3 i 1: 2 z Neptune), niemających rezonowania z Neptune; nazwa cubewano pochodzi z 1992 QB 1 , tymczasowe oznaczenie (15760) Albion; około 1800 znanych obiektów wkwiecień 2019
• z twotinos  Przedmioty 1: 2 rezonans z Neptune (A ~ 48  ua ); grupa ta oznacza koniec głównego obszaru pasa Kuipera ( klif Kuipera ); nazwa odnosi się do rezonansu 1: 2

Uważa się, że ten pas jest źródłem prawie połowy komet krążących po Układzie Słonecznym.

Rozrzucone i oderwane przedmioty

Poza pasem Kuipera strefę transneptunową wyznacza dysk rozproszonych obiektów o generalnie średnich lub wysokich ekscentrycznościach lub nachyleniach, które nie rezonują z Neptunem. Te najbardziej oddalone od Neptuna (w ich peryhelium ) uciekają przed grawitacyjnym wpływem tej planety i są klasyfikowane jako obiekty oderwane . Dysk z rozproszonymi lub oderwanymi przedmiotami liczy siękwiecień 2019od 500 do 700 obiektów zgodnie z dokładnymi obwodami nadanymi tym grupom (niestandaryzowana granica z innymi grupami, takimi jak damokloidy i zmienny obwód obiektów rozpatrywanych lub nie w rezonansie z Neptunem).

Najbardziej odległe obiekty (wolnostojących Peryhelium większe niż 50  AU ) są klasyfikowane jako sednoids , nazwanych (90377) Sednie który był w chwili jego odkrycia w 2003 roku, przedmiotem największego perihelium (76  AU ). Wkwiecień 2019Znanych jest 8 sednoidów, a obiektem największego peryhelium jest 2012 VP 113 (80  AU ). Obiekty te są czasami uważane za pierwszych przedstawicieli chmury Oorta (a dokładniej jej wewnętrznej części, czyli Chmury Wzgórz ).

Jest to odkrycie w 2005 roku (136199) Eris , rozproszonego obiektu, którego średnicę po raz pierwszy oszacowano na prawie 3000 kilometrów (po ponownej ocenie na 2326 kilometrów), a zatem większą niż Plutona (2370 kilometrów). rozgraniczenie między pełnymi planetami a „dużymi małymi planetami”. To skłoniło Międzynarodową Unię Astronomiczną do stworzenia wsierpień 2006, status planety karłowatej i małego ciała w Układzie Słonecznym oraz przeklasyfikowanie Plutona na planetę karłowatą.

Wzgórza i chmury Oorta

Hills chmura , czasami zwany wewnętrzny obłok Oorta, to dysk gruzu znajduje się pomiędzy 100 do 3000 i 30000 do 40000 jednostek astronomicznych od Słońca Obłok Oorta ( ɔrt ), zwany także Öpik-Oorta Chmura ( Öpik ), jest duża hipotetyczny sferyczny zestaw organów położonych około 50,000  AU od Słońca ( ≈ 0,8  lat świetlnych ). Dlatego te dwie struktury znajdują się daleko poza orbitą planet i pasem Kuipera . Zewnętrzna granica chmury Oorta, która utworzyłaby granicę grawitacyjną Układu Słonecznego , byłaby ponad tysiąc razy większa niż odległość między Słońcem a Plutonem , czyli około roku świetlnego i jedna czwarta odległości do Proximy od Centaura , gwiazda najbliżej Słońca. Nie jest również wykluczone, że istnieje kontinuum między „słoneczną” chmurą Oorta a podobną strukturą wokół systemu Alpha Centauri .

Mniejsze planety i historia układu słonecznego

Heinrich Olbers , odkrywca Pallas i Westy, spekulował, że asteroidy to fragmenty zniszczonej planety. Ten domniemany obiekt został jeszcze później ochrzczony Faeton . Hipoteza, która jest obecnie najczęściej akceptowana, traktuje mniejsze planety jako pozostałości prymitywnego Układu Słonecznego, które nie mogą się aglomerować, tworząc planety. W szczególności główny pas byłby powiązany z grawitacyjnym wpływem Jowisza, który zapobiegłby powstaniu planety między Marsem a Jowiszem.

Dlatego też mniejsze planety są uważane za relikty Układu Słonecznego. Ich badanie (a także komet ), w szczególności przez sondy kosmiczne, jest jednym ze sposobów na lepsze zrozumienie jego powstawania.

Metody wykrywania i analizy

Historię metod wykrywania mniejszych planet można podzielić na 3 główne fazy:

• do około 1890 roku: metoda „optyczna” = bezpośrednia obserwacja przez teleskop
• od 1891 do około 1990: metoda "fotograficzna" = porównanie zdjęć wykonanych w regularnych odstępach czasu
• od 1980, a zwłaszcza po 1990: metoda "cyfrowa" = metoda zautomatyzowana z wykorzystaniem kamer CCD i cyfrowego przetwarzania

Do obserwacji i analiz, oprócz konwencjonalnych metod optycznych, od 1989 r. Stosuje się również analizy radarowe. Ponadto od 1991 r. Kilka sond kosmicznych odwiedziło asteroidy i obiekty trans-Neptuna.

Detekcja optyczna

Do około 1890 roku odkryć dokonywano bezpośrednio, skanując niebo w obserwatoriach.

Wykrywanie metodą fotograficzną

Odkrycie (323) Brucii w 1891 roku przez Maxa Wolfa na podstawie fotografii fotograficznej jest punktem zwrotnym. Tempo odkryć przyspieszyło w następnych dziesięcioleciach. Ta stopniowo ulepszana metoda była stosowana do lat 90.

Proces ten polega na wykonywaniu zdjęć dużego obszaru nieba w regularnych odstępach czasu (na przykład co godzinę) przez teleskop . Fotografie są następnie obserwowane w stereoskopie przez techników, którzy szukają obiektów przemieszczających się z jednego obrazu na drugi. W razie potrzeby dokładne położenie obiektu jest określane pod mikroskopem i wysyłane do organizacji centralizującej różne obserwacje i odpowiedzialnej za obliczenie orbity i określenie, czy jest to nowy, czy już skatalogowany obiekt. Tę centralizującą rolę pełni Centrum Planet Mniejszych od 1947 roku. Wprowadzenie komputerów od lat pięćdziesiątych XX wieku oczywiście znacznie ułatwiło te fazy obliczeń orbitalnych.

Wykrywanie cyfrowe

Wykorzystanie fotografii cyfrowej za pośrednictwem czujników CCD oznacza nową rewolucję. Ogólny proces pozostaje taki sam, ale szybkie ulepszenie czujników pozwala obniżyć poziom czułości, a tym samym rozmiar wykrywanych obiektów. Cyfryzacja umożliwia również zautomatyzowane przetwarzanie komputerowe, które jest szybsze lub szybsze i bardziej wyrafinowane wraz ze wzrostem mocy obliczeniowej. Program Spacewatch był pierwszym, który eksperymentował z tymi technikami w 1984 r., A następnie program NEAT , który zmodernizował swoje narzędzia i metody w 1995 r. .

Od 2000 roku wszystkie mniejsze planety są odkrywane za pomocą tych zautomatyzowanych systemów cyfrowych.

Klasyczne analizy optyczne

Analiza mniejszych planet jest zasadniczo oparta na klasycznych narzędziach astronomii, poprzez teleskopy (ziemskie lub kosmiczne). Oprócz największych wizualizacja jest najczęściej bardzo zgrubna (kilka pikseli). Wielkość obiektów szacuje się, analizując ich wielkość (jasność) i albedo (moc odbijania). Można to również oszacować przez zakrycie podczas obserwacji przejścia obiektu przed gwiazdą. Skład obiektów (zwłaszcza na powierzchni) jest oceniany poprzez analizę ich widma i albedo .

Spójrzmy teraz szczegółowo na obliczenie średnicy asteroidy, znając jej jasność , albedo i odległość od Ziemi . Odnotowując (w jednostkach SI ) natężenie światła asteroidy mierzone na Ziemi otrzymujemy:  re{\ displaystyle \ d}  L{\ displaystyle \ L}  W{\ displaystyle \ A} reT{\ displaystyle \ {D_ {T}}} ja{\ displaystyle \ I}

 ja=L4πreT2{\ Displaystyle \ I = {\ Frac {L} {4 \ pi {D_ {T}} ^ {2}}}} .

Natężenie światła gwiazd, które jest ogólnie wyrażane w jasnościach w środowisku astronomicznym, przypominamy sobie wyrażenie pozornej wielkości gwiazdowej .  mwpp=-1,46-2,5log⁡(ja(sjar)){\ Displaystyle \ {m_ {aplikacja}} = - 1,46-2,5 \ log (ja (pan))}

Skąd,

 ja(sjar)=10mwpp+1,46-2,5{\ Displaystyle \ I (proszę pana) = {10} ^ {\ Frac {m_ {aplikacja} +1,46} {- 2,5}}}z .  ja(W./m2)=1,69×10-7ja(sjar){\ Displaystyle \ I (W / {m} ^ {2}) = 1,69 \ razy {10} ^ {- 7} ja (proszę pana)}

Ustaliliśmy dla wielkości odniesienia pozorną wielkość Syriusza, która jest równa -1,46.

Jednakże, z powierzchni wychwytującej taką samą ilość światła w całym korpusie o średnicy i na powierzchni natężeniu asteroidy, którego ekspresja jest przez zważywszy, że jest Albedo i jest oświetlony przez Sun o natężeniu ( i oznaczają odpowiednio jasność Słońca i odległość asteroidy od Słońca). L=lS{\ displaystyle \ L = lS} S=π(re2)2{\ Displaystyle \ S = \ pi {({\ Frac {d} {2}})} ^ {2}} re{\ displaystyle \ d} l{\ displaystyle \ l} l=WjaS=WLS4πreS2{\ displaystyle \ l = A {I_ {S}} = A {\ Frac {L_ {S}} {4 \ pi {D_ {S}} ^ {2}}}}  W{\ displaystyle \ A} jaS{\ displaystyle \ {I_ {S}}} LS{\ displaystyle \ L_ {S}} reS{\ displaystyle \ D_ {S}}

Poprzez rekombinację równań otrzymujemy:

 4πreT2ja=WLSre216reS2{\ Displaystyle \ 4 \ pi {D_ {T}} ^ {2} ja = {\ frac {A {L_ {S}} {d} ^ {2}} {16 {D_ {S}} ^ {2} }}}.

Z którego wywnioskujemy:

 re=8×πreT2reS2jaWLS{\ Displaystyle \ d = 8 \ razy {\ sqrt {\ Frac {\ pi {D_ {T}} ^ {2} {D_ {S}} ^ {2} Ja} {A {L_ {S}}}} }}.

Analizy radarowe

Techniki analizy radaru mikrofalowego są obecnie wystarczająco potężne, aby umożliwić analizę asteroid bliskich Ziemi, a nawet największych asteroid w głównym pasie. Pozwalają w szczególności na dokładniejszą wizualizację ich kształtu i wielkości oraz dokładniejsze określenie ich orbity (prędkość mierzona efektem Dopplera ). Jedno z pierwszych badań tego typu dotyczyło asteroidy (4769) Castalie w 1989 roku.

Eksploracja przez sondy kosmiczne

Dzisiaj (kwiecień 2019), Zbadano 10 sond (przynajmniej przeleciał na odległość mniejszą niż 10 000  km ) 14 planetoid bliskich Ziemi lub główny pas. Pierwsze zbliżenia asteroid są dziełem sondy Galileo, która podczas przelotu na Jowisza była w stanie zbliżyć się do (951) Gaspry w 1991 r., A następnie (243) do Idy w 1993 r. Sonda NEAR Shoemaker jest pierwszą, której głównym misja dotyczyła badania asteroidy przez orbitę wLuty 2000, około (433) Eros . Sonda Hayabusa jest pierwszą, która sprowadziła z powrotemczerwiec 2010, próbka asteroidy pobrana z (25143) Itokawa wlistopad 2005.

Sonda New Horizons jest pierwszą i jak dotąd jedyną, która zbadała obiekty trans-Neptuna . Uruchomiony przez NASA wstyczeń 2006, osiąga poziom swojego głównego celu, Plutona , dopiero osiem i pół roku późniejlipiec 2015. Niezwykłe rezultaty przynosi geografia, geologia, atmosfera lub satelity Plutona. Sonda jest następnie skierowana w stronę (486958) 2014 MU 69, która w ten sposób staje się drugim obiektem transneptunowym sfotografowanym z bliska.

Ryzyko uderzenia w Ziemię

Założenia górnicze

Godne uwagi mniejsze planety

Większość mniejszych planet grawituje anonimowo w Pasie Głównym lub Pasie Kuipera. Jednak niektórzy zdobyli rozgłos, zwłaszcza w odniesieniu do historii odkryć, nietypowej własności, ich niebezpieczeństwa dla Ziemi  itp.

Galerie

Mniejsze planety i satelity

Mniejsze planety są klasyfikowane w kolejności rosnącej półosi wielkiej. D to średnia średnica (w przypadku obiektów mniej lub bardziej kulistych), a L to największa długość (w pozostałych przypadkach).

• 2010 TK 7 ,ziemskaasteroidatrojańska,a = 1,00 AU,D ~ 300 m(WISESpace Telescope, 2010).

• (101955) Bénou , NEO ( Apollo ), a = 1,12 AU , D ~ 500 m (sonda OSIRIS-REx , 2018).

• (433) Eros , blisko Ziemi ( amor ), a = 1,46 AU , L ~ 34 km (Sonda NEAR Shoemaker , 2001).

• (951) Gaspra , pas główny , a = 2,21 au , L ~ 19 km (sonda Galileo , 1991).

• (4) Westa , pas główny , a = 2,36 AU , D ~ 530 km (sonda Dawn , 2011).

• (21) Lutèce , pas główny , a = 2,43 AU , L ~ 120 km (sonda Rosetta , 2010).

• (4179) Toutatis , NEO ( Apollo ), a = 2,52 AU , L ~ 4,5 km (modelowanie na podstawie obrazów radarowych).

• (4015) Wilson-Harrington , blisko Ziemi ( Apollo ), dawniej aktywna asteroida określana jako kometa 107P, a = 2,64 AU , D ~ 4 km ( Obserwatorium Palomar , 1949).

• (253) Mathilde , pas główny , a = 2,65 AU , L ~ 66 km (Sonda NEAR Shoemaker , 1997).

• (1) Ceres , planeta karłowata , pas główny , a = 2,77 AU , D ~ 946 km (sonda świtu , 2015).

• (216) Kleopatra , pas główny , a = 2,79 AU , L ~ 220 km (modelowanie na podstawie obrazów radarowych).

• (243) Ida , pas główny , a = 2,86 AU , L ~ 60 km i jego satelita Dactyle ( D ~ 1,4 km ) (sonda Galileo , 1993).

• (624) Hector , Trojan Jowisza , a = 5,22 AU , L ~ 370 km (zdjęcie amatorskie, 2009).

• Pluton , Pas Kuipera , na ~ 39,5 AU , D ~ 2375 km i 3 z 5 satelitów, Charon , Hydra i Nix (Kosmiczny Teleskop Hubble'a , 2005).

• Pluton , planeta karłowata , pas Kuipera ( plutino ), a ~ 39,5 au , D ~ 2375 km (sonda New Horizons , 2015).

• Porównawcze rozmiary 5 satelitów Plutona  : Charon ( D ~ 1212 km ), Hydra ( L ~ 51 km ), Nix ( L ~ 50 km ), Kerbéros ( L ~ 19 km ), Styx ( L ~ 16 km ) ( Nowość sondy Horizons , 2015, red.).

• (136108) Haumea , Kuiper Belt ( Classical Kuiper Belt Object ), a ~ 43,2 ua , L ~ 2000 km , i jego dwa satelity Namaka i Hi'iaka (teleskop kosmiczny Hubble , 2015)

• (486958) Arrokoth ,Kuiper Belt(cubewano),w odległości ~ 44,5 AU,L ~ 32 km(sondaNew Horizons, 2019).

• (136472) Makemake , Kuiper Belt ( Classical Kuiper Belt Object ), a ~ 45,7 ua , D ~ 1400 km i jego satelita S / 2015 (136472) 1 (teleskop kosmiczny Hubble , 2015)

• (136199) Eris , rozproszony obiekt , ~ 68 au , D ~ 2300 km , i jego satelita Dysnomy (Hubble Space Telescope , 2006)

• (90377) Sedna , obiekt wolnostojący ( sednoid ), a ~ 510 AU , D ~ 1000 km (Teleskop Kosmiczny Hubble'a , 2004)

Szczegóły i schematy

• Regolit na (433) Eros (sonda NEAR Shoemaker , 2001).

• Kratery na (4) Westie (sonda Dawn , 2011).

• Krater Occator na (1) Ceres z białymi plamami solnymi zinterpretowanymi jako pochodzenia hydrotermalnego (sonda Dawn , 2016).

• Bok krateru Occator na (1) Ceres (sonda świtu , 2018).

• Niezwykłe płaskorzeźby na (1) Cérès (sonda świtu , 2015-2018).

• Równina Sputnik na Plutonie , oblodzonym regionie dziewiczym z kraterów, a zatem niedawnej formacji (mniej niż 100 milionów lat) (sonda New Horizons , 2015).

• Hipoteza o budowie wewnętrznej Plutona  : zamarznięta skorupa azotowa, warstwa lodu wodnego, skaliste jądro.

• Hipoteza powstania (486958) Arrokotha , archetypu małego binarnego ciała kontaktowego .

• Diagram (25143) Itokawa , luźny aglomerat typu NEO , również uznany za kontakt binarny (na podstawie obrazu z sondy Hayabusa , 2005).

• Artysta impresja centaura (10199) Chariclo i jego pierścienie.

Bibliografia

• Ten artykuł jest częściowo lub w całości zaczerpnięty z artykułu zatytułowanego „  Asteroid  ” (zobacz listę autorów ) .

Konsultacje dotyczące baz danych

• Strona Przeszukiwanie bazy danych MPC na stronie Minor Planet Center  :

1. Skonsultowano się 27 kwietnia 2019 r. Z kryteriami „Okres min. 50 000” (3 obiekty: 2012 DR 30 , 2014 FE 72 i 2017 MB 7 ).
2. Dostęp 27 kwietnia 2019 r. Z kryteriami „Jupiter Trojans” (7 227 obiektów).
3. Skonsultowano się 28 kwietnia 2019 r. Z kryterium „Odległość peryhelium min. 50” (8 obiektów).
4. Dostęp 30 czerwca 2019 r.

• Strona JPL Wyszukiwarka baz danych małych ciał na stronie internetowej Laboratorium Napędów Odrzutowych Dynamiki Układu Słonecznego  :

1. Dostęp 27 kwietnia 2019 r. Z kryteriami „asteroidy” (794 717 obiektów), „asteroidy ie ≤ 0,2” (596047 obiektów), „asteroidy ie> = 0,8” (557 obiektów) i „asteroidy ie> = 0,95” ( 67 pozycji).
2. Dostęp 27 kwietnia 2019 r. Z kryteriami „asteroidy” (794 717 obiektów), „asteroidy i ≤ 20” (737 298 obiektów), „asteroidy i i> = 60” (233 obiekty) oraz „asteroidy i i> 90” (104 przedmiotów).
3. Sprawdzono 27 kwietnia 2019 r. Z kryteriami „asteroidy i rot_per> = 1200” (10 obiektów, w tym rekord (300163) 2006 VW 139 z szacowanym okresem rotacji 135 dni).
4. Skonsultowano się 27 kwietnia 2019 r. Z kryteriami „asteroidy i rot_per ≤ 0,0166” (12 obiektów, w tym rekord z 2014 r. RC z szacowanym okresem obrotu 15,8 sekundy).
5. Skonsultowano się 17 czerwca 2019 r. Z kryterium „Atira” (19 pozycji).
6. Dostęp 17 czerwca 2019 z kryteriami „Atira lub Aten lub Apollo lub Amor” (20 295 obiektów).
7. Dostęp 17 czerwca 2019 z kryterium „Aten” (1521 obiektów).
8. Dostęp 17 czerwca 2019 z kryteriami „Apollo” (11146 obiektów).
9. Skonsultowano się 17 czerwca 2019 r. Z kryterium „Amor” (7 609 obiektów).
10. Dostęp 17 czerwca 2019 r. Z kryterium „Asteroida przecinająca Marsa” (17 043 obiektów).
11. Dostęp 17 czerwca 2019 z kryterium „Wewnętrzny pas główny” (17 098 obiektów).
12. Dostęp 17 czerwca 2019 z kryteriami „Wewnętrzny pas główny lub Główny pas lub Zewnętrzny pas główny” (747 493 pozycji).
13. Konsultacja w dniu17 czerwca 2019 r z kryteriami „Pas główny lub Zewnętrzny pas główny i <3,27” (722,184 pozycji).
14. Dostęp 17 czerwca 2019 z kryteriami „Pas główny lub Zewnętrzny pas główny i> 3,27” (8211 obiektów).
15. Dostęp 17 czerwca 2019 r. Z kryterium „Jupiter Trojan” (7 281 obiektów).
16. Dostęp 17 czerwca 2019 z kryterium „Centaur” (488 obiektów).
17. Dostęp 17 czerwca 2019 r. Z kryterium „TransNeptunian Object” (3,298 obiektów).
18. Dostęp 17 czerwca 2019 r. Z kryterium „Asteroid” (795 995 obiektów).
19. Dostęp 27 kwietnia 2019 z kryteriami „asteroidy i> 90” (104 obiekty).
20. Dostęp 3 kwietnia 2019 z kryteriami „asteroida paraboliczna lub asteroida hiperboliczna” (1 obiekt: 1I / ʻOumuamua ).
21. Skonsultowano się 27 kwietnia 2019 z kryteriami „Atira lub Aten lub Apollo lub Amor” (20 021 obiektów).
22. Konsultacja w dniu27 kwietnia 2019 rz kryterium „Atira” (19 obiektów). Uwaga: baza danych MPC podaje liczbę 34; różnica wynika z faktu, że RPP zachowuje kryterium Q <1, podczas gdy JPL stosuje ostrzejsze kryterium Q <q Ziemia = 0,983.
23. Konsultowano 27 kwietnia 2019 z kryterium „Aten” (1508 obiektów).
24. Dostęp 27 kwietnia 2019 z kryteriami „Apollo” (10 996 obiektów). Uwaga: Baza danych MPC zawiera około 10 000 obiektów; różnica wynika z nieco innego kryterium peryhelium obiektów, które przesuwa granicę między apollonami i amorami.
25. Sprawdzono 27 kwietnia 2019 r. Z kryterium „Amor” (7 498 obiektów). Uwaga: Baza danych MPC zawiera około 8500 obiektów; różnica wynika z nieco innego kryterium peryhelium obiektów, które przesuwa granicę między apollonami i amorami.
26. Dostęp 6 kwietnia 2019 z kryteriami „asteroida paraboliczna lub asteroida hiperboliczna” (1 obiekt: 1I / ʻOumuamua ).
27. Dostęp 30 czerwca 2019.

• Listy stron i wykresy: Mniejsze planety na terenie Minor Planet Center  :

1. Lista Archiwum MPC Statystyki / Orbity i nazwy dostępne 31 maja 2019.
2. Lista MPC Archive Statistics / Orbits And Names obejrzano 26 lutego 2019 r.
3. Lista Lista obiektów transneptunii ( 2553 obiektów dla całego pasa Kuipera).
4. Lists List Of Centaurs and Scattered-Disk Objects (684 obiekty z> 30,1 AU) oraz List Of Other Unusual Objects (51 obiektów z > 30,1 UA ), dostęp 17 czerwca 2019.
5. Listy Lista trojanów Neptune , lista trojanów Uran , lista trojanów marsjańskich i lista trojanów ziemskich, do których dostęp uzyskano 3 kwietnia 2019 r.
6. Lista Minor Planet Discoverers dostępna 27 kwietnia 2019.
7. Lista Trojanów Earth, do których uzyskano dostęp 6 kwietnia 2019 r.
8. Lista Lista trojanów marsjańskich, do których uzyskano dostęp 6 kwietnia 2019.

Inne referencje

1. http://basu.daneshlink.ir/Handler10.ashx?server=3&id=1572/core/services/aop-cambridge-core/content/view/D1CF0AC6744D24146A4640BFC97F0FDC/S174392130802382Xa.pdf/commandor_motionandites_position
2. Międzynarodowej Unii Astronomicznej , "  UAI Walne Zgromadzenie 2006: Uchwały 5 i 6  " [PDF] ,24 sierpnia 2006
3. Mike Brown, "Ile planet karłowatych znajduje się w zewnętrznym Układzie Słonecznym?" , regularnie aktualizowany od 1 listopada 2013 r. na web.gps.caltech.edu/~mbrown/
4. (in) Komisja F1 Międzynarodowej Unii Astronomicznej , „  Definicje terminów w astronomii meteorowej  ” [PDF] ,30 kwietnia 2017 r
5. "  Komety przebrane za asteroidy  " , na cieletespace.fr ,2009(dostęp 16 lutego 2011 ) .
6. Michael Küppers , Laurence O'Rourke , Dominique Bockelée-Morvan , Vladimir Zakharov , Seungwon Lee , Paul von Allmen , Benoît Carry , David Teyssier , Anthony Marston , Thomas Müller , Jacques Crovisier , M. Antonietta Barucci i Raphael Moreno , „  Localized sources pary wodnej na planecie karłowatej (1) Ceres  ”, Nature , vol.  505 n O  7484,2014, s.  525–527 ( ISSN  0028-0836 , DOI  10.1038 / nature12918 , Bibcode  2014Natur.505..525K ).
7. J.D. Harrington , „  Teleskop Herschela wykrywa wodę na planecie karłowatej - wydanie 14-021  ” , NASA ,22 stycznia 2014(dostęp 22 stycznia 2014 ) .
8. „  The Names of Asteroids  ” [PDF] , na adsabs.harvard.edu (dostęp 25 lutego 2011 ) .
9. (w) A. Morbid „  Pochodzenie i ewolucja dynamicznych komet i ich czołgów  ” wersja 12005. .
10. (w) NASA Solar System Exploration, „  Oort Cloud  ” (dostęp 2 grudnia 2008 ) .
11. (w) Pan Masetti K. Mukai, „  Origin of the Asteroid Belt  ” , Goddard Spaceflight Center NASA ,1 st grudzień 2005(dostęp 23 lutego 2011 ) .
12. (w) Jenifer B. Evans, Frank C. Shelly i Grant H. Stokes, „  Detection and Discovery of Near-Earth Asteroids by the LINEAR Program  ” , Lincoln Laboratory Journal , vol.  14 N O  22003, s.  200-203 ( czytaj online ).
13. (w) „  NASA NEOWISE kończy skanowanie w poszukiwaniu asteroid i komet  ” , NASA, Jet Propulsion Laboratory ,1 st lutego 2011( czytaj online , sprawdzono 7 marca 2011 r. ).
14. „Astronomy and Astrophysics”, M.Séguin, B. Villeneuve, Ed. De Boeck University

Załączniki

Powiązane artykuły

Generał

• Grupa mniejszych planet
• Rodzina mniejszych planet
• Centrum mniejszych planet
• Wyznaczanie mniejszych planet
• Układ Słoneczny
• Mały korpus Układu Słonecznego
• Asteroida
• Kometa
• Meteoryt
• Pole magnetyczne asteroid

Główne grupy orbitalne

• Asteroida w pobliżu Ziemi
• Pas asteroid
• Asteroidy trojańskie Jowisza
• Centaur
• Obiekt transneptuński
• Pas Kuipera
• Dysk rozproszonych obiektów
• Chmura Oorta

Specjalne typy mniejszych planet

• Planeta krasnoludków
• Aktywna asteroida
• Wymarła kometa
• Układ planetoidalny
• Mały satelita planety
• Mały binarny korpus kontaktowy
• Asteroida wsteczna

Asteroidy i Ziemia

• Obiekt blisko Ziemi
• Potencjalnie niebezpieczny przedmiot
• Skala turyńska
• Palermo Scale
• Samochód wyścigowy
• Kosmiczny wpływ
• Krater uderzeniowy
• Strategie odchylania planetoid
• Wydobywanie asteroid

Listy

• Lista mniejszych planet
• Lista mniejszych planet nazwanych na cześć osoby
• Lista mniejszych planet, których nazwy pochodzą od lokalizacji
• Lista obiektów Układu Słonecznego (posortowane według rozmiaru)
• Lista największych asteroid w pasie głównym
• Lista głównych asteroid głównego pasa sklasyfikowanych według masy
• Lista planetoid bliskich Ziemi
• Lista asteroid, które otarły się o Ziemię
• Lista kraterów uderzeniowych na Ziemi
• Lista obiektów transneptunowych
• Lista najbardziej odległych znanych obiektów transneptunowych
• Lista potencjalnych planet karłowatych
• Lista systemów asteroid
• Lista mniejszych rodzin planet

Linki zewnętrzne

• Konferencja wygłoszona w Institut d'astrophysique de Paris nt8 listopada 2011, autorstwa Patricka Michela , astrofizyka i szefa Grupy Planetologicznej w Obserwatorium na Lazurowym Wybrzeżu .