Planète mineure

Portrait de William Herschel qui a proposé dès 1802 le terme astéroïde pour parler de la nouvelle famille d'objets initiée par (1) Cérès et (2) Pallas.

Les termes astéroïde, planétoïde et planète mineure sont très proches. Ils ont longtemps cohabité comme différentes alternatives pour désigner les mêmes objets. Les usages ont toutefois évolué au fur et à mesure des découvertes montrant la diversité de ces « petites planètes ».

Le terme « astéroïde » est apparu au début du XIX^e siècle et renvoie à l'aspect étoilé des astéroïdes observés au télescope. Il est longtemps resté le terme d'usage le plus courant pour désigner l'ensemble des « petites planètes ». Un usage de plus en plus courant vise à donner ce rôle chapeau au terme « planète mineure » et à distinguer astéroïdes et objets transneptuniens (voir section Astéroïdes et objets transneptuniens).

Le terme « planétoïde » est apparu à la fin du XIX^e siècle comme alternative au terme astéroïde mais est toujours resté d'usage moins fréquent. On le rencontre aujourd'hui soit comme synonyme de planète mineure, soit pour désigner de manière informelle les planètes mineures de grande taille (usage toutefois concurrencé depuis 2006 par l'introduction du concept plus précis de planète naine).

Le terme « planète mineure » est d'usage ancien mais a surtout pris de l'importance à la suite de la création en 1947 du Centre des planètes mineures, organisme officiel dépendant de l'Union astronomique internationale. C'est le mieux « normé » des trois dans le sens où son usage suit celui de cette institution. Il tend à devenir le terme générique pour permettre une distinction entre astéroïdes et objets transneptuniens.

Jusque dans les années 1980, tous les astéroïdes découverts gravitaient dans la ceinture principale ou dans des zones voisines (géocroiseurs, troyens de Jupiter, quelques centaures). La notion d'astéroïde était donc relativement univoque. Les découvertes de nouveaux centaures puis surtout, à partir des années 1990, d'objets transneptuniens toujours plus nombreux et plus lointains, sont venus bousculer la notion d'astéroïde. Deux usages sont progressivement entrés en concurrence et continuent de coexister :

• soit astéroïde reste un terme générique désignant tous les corps gravitant autour du Soleil et qui ne sont ni des planètes ni des comètes : astéroïde et planète mineure sont alors synonymes et les objets transneptuniens constituent une sous-classe d'astéroïdes ;
• soit astéroïde et objet transneptunien deviennent deux classes bien distinctes, l'une pour parler des objets internes au Système solaire (notamment ceinture principale, troyens de Jupiter, géocroiseurs), l'autre pour parler des objets externes (notamment ceinture de Kuiper, objets épars et détachés, hypothétiques nuages de Hills et d'Oort).

Diagramme d'Euler illustrant les relations entre les différents types d'objets du Système solaire.

À ce jour, aucune définition officielle ne vient trancher entre ces deux options. On constate toutefois que la deuxième tend progressivement à s'imposer, de même que le recours de plus en plus fréquent au terme « objet ». La cohabitation des deux usages peut être illustrée à travers les deux principales bases de données publiques sur le sujet : celle gérée par le Jet Propulsion Laboratory utilise la première option, alors que celle gérée par le Centre des planètes mineures utilise la deuxième.

Tailles comparées de la Terre, la Lune et Cérès, le plus grand astéroïde de la ceinture principale.

Tailles comparées de Cérès, Vesta et Éros, l'un des plus grands astéroïdes géocroiseurs.

Tailles comparées de la Terre et des grands objets transneptuniens (avec leurs satellites).

Hormis Cérès (diamètre d’environ 1 000 km), tous les astéroïdes découverts aux XIX^e et XX^e siècles ont un diamètre inférieur à 600 km et donc clairement inférieur à ceux de Mercure (4 880 km) ou de Pluton, alors considérée comme neuvième planète (2 375 km). Les choses changent subitement entre 2002 et 2005 avec les découvertes successives de plusieurs objets transneptuniens de diamètres approchant ou dépassant 1 000 km. Le plus gros d’entre eux, (136199) Éris, possède une taille comparable à celle de Pluton. Cela conduit l’Union astronomique internationale à clarifier en 2006 la distinction entre planètes, planètes naines et petits corps[2]. Le critère retenu n’est pas un critère de taille. Une planète vérifie deux critères : elle est en équilibre hydrostatique sa forme presque sphérique (éventuellement ellipsoïdale du fait de sa rotation) et elle a nettoyé le voisinage son orbite. Une planète naine vérifie le premier critère mais pas le second. Un petit corps ne respecte pas le premier critère (et a priori pas le second non plus).

Deux situations peuvent être distinguées suivant la zone du Système solaire étudiée.

À quelques rares exceptions près, les objets de cette zone présentent les caractéristiques typiques des astéroïdes : diamètre inférieur à 200 km, forme irrégulière caractérisant les petits corps, composition interne non différenciée, absence d'atmosphère… La principale exception est (1) Cérès (diamètre d'environ 1 000 km), reconnue planète naine en 2006. Outre sa forme en équilibre hydrostatique, elle possède une composition interne différenciée et une fine atmosphère de vapeur d'eau. (2) Pallas, (4) Vesta et (10) Hygie sont les plus gros astéroïdes de cette zone après Cérès (diamètres compris entre 400 et 550 km). Ils n'ont pas acquis le statut de planète naine mais peuvent présenter des propriétés intermédiaires (forme partiellement hydrostatique, début de différenciation…). Ces quatre objets sont en pratique considérés comme de « très gros astéroïdes ».

Quatre objets transneptuniens sont officiellement reconnus comme planètes naines : Pluton, Éris, Makémaké et Hauméa. D'autres objets respectent probablement les critères pour être considérés comme tels. Des études ont montré que leur nombre pourrait atteindre plusieurs centaines parmi les objets transneptuniens[3], l'équilibre hydrostatique étant susceptible d'être atteint, dans le cas de corps glacés, pour des diamètres inférieurs à 500 km. Cette zone est donc caractérisée par une relative continuité entre petits corps et planètes naines.

Les définitions usuelles (que ce soit pour astéroïde, planète mineure ou petit corps) ne donnent pas de limite inférieure de taille. En particulier, la définition donnée en 2006 par l'Union astronomique internationale pour la notion de petit corps ne dit rien sur ce point. Cette limite résulte donc, en pratique, de la limite de détection des planètes mineures progressivement référencées par le Centre des planètes mineures. Cette limite est aujourd'hui de l'ordre du mètre pour les astéroïdes géocroiseurs. 2011 CQ₁ est un exemple d'objet d'environ 1 mètre de diamètre détecté lors de son passage à proximité de la Terre et référencé comme planète mineure.

Parallèlement, la commission de l'Union astronomique internationale chargée de l'étude des météores et météorites a précisé en 1961 la notion de météoroïde. Ce terme (introduit au XIX^e siècle) désigne les objets ayant une taille comparable à ceux générant des étoiles filantes ou des bolides lorsqu'ils rentrent dans l'atmosphère. La définition a été revue en 2017, entre autres du fait de l'évolution des limites de détection des astéroïdes. Selon cette définition[4], un météoroïde est un corps de taille comprise approximativement entre 30 micromètres et 1 mètre. Cela conduit indirectement à proposer 1 mètre comme taille limite pour les planètes mineures. En dessous de 30 micromètres, on parle de poussières.

L'astéroïde de la ceinture principale (596) Scheila présentant une apparence cométaire le 12 décembre 2010. Cette activité est interprétée comme résultant d'une collision.

Contrairement aux comètes, les planètes mineures (astéroïdes ou objets transneptuniens) ne présentent pas d’activité cométaire (formation d’une chevelure ou d’une queue) lorsqu’elles passent à leur périhélie. Cette distinction historique a toutefois progressivement été questionnée par les découvertes accumulées depuis les années 1980.

Quelques astéroïdes ont été observés avec une activité cométaire, comme (7968) Elst-Pizarro dans la ceinture principale ou le centaure (2060) Chiron. Ces objets, qualifiés d'astéroïdes actifs, sont catalogués à la fois comme planète mineure et comme comète.

Les planètes mineures appartenant à la catégorie des damocloïdes sont des objets possédant une orbite à longue période et une forte excentricité tout comme les comètes périodiques. Il s’agit peut-être de comètes éteintes (noyaux cométaires devenus inactifs).

Selon une étude publiée dans la revue Nature en 2009, 20 % des objets de la ceinture principale seraient des noyaux cométaires[5]. Ces noyaux, provenant de la ceinture de Kuiper, auraient été propulsés vers le Système solaire interne lors du grand bombardement tardif provoqué notamment par la migration de Neptune.

Le 22 janvier 2014, l'Agence spatiale européenne a annoncé la première détection certaine de vapeur d'eau dans l'atmosphère de (1) Cérès, le plus grand objet de la ceinture d'astéroïdes[6].

La détection a été réalisée par des observations en infrarouge lointain du télescope spatial Herschel[7].

Cette découverte tend à confirmer la présence de glace à la surface de Cérès. Selon l'un des scientifiques, cela illustre à nouveau que « la délimitation entre les comètes et les astéroïdes devient de plus en plus floue »[7].

Il est envisagé que certains satellites gravitant autour des planètes sont en fait des astéroïdes « capturés » par ces planètes. C'est notamment le cas d'une partie des petits satellites irréguliers des quatre planètes externes. Ces objets sont classés comme satellites et non comme astéroïdes ou même planètes mineures.

Plusieurs bases de données recensent tout ou partie des planètes mineures. Les deux plus importantes sont :

• la MPC Database : base de données officielle mise à jour par le Centre des planètes mineures (MPC), organisme dépendant de l'Union astronomique internationale (UAI) ;
• la JPL Small-Body Database : base de données mise à jour par le Jet Propulsion Laboratory (JPL), organisme dépendant de la NASA.

Ces deux bases de données sont publiques et accessibles en ligne.

Au 18 mai 2019[List 1], le MPC recense 794 832 planètes mineures, dont 541 128 numérotées et 21 922 nommées.

La vitesse des découvertes s'est régulièrement accélérée du fait des évolutions technologiques. L'introduction des systèmes automatisés a encore amplifié le phénomène depuis les années 2000 (voir section Méthodes de détection et d'analyse).

Évolution du nombre d'astéroïdes identifiés entre 1995 et 2018.

Les orbites des planètes mineures décrivent des ellipses autour du Soleil. De telles orbites sont classiquement décrites par 5 paramètres appelés éléments orbitaux. Les deux premiers décrivent la forme et la taille de l'ellipse orbitale, les trois derniers sa position angulaire. Les classifications orbitales des planètes mineures reposent principalement sur les paramètres a, e et i.

• a = demi-grand axe (distance en ua) : le demi-grand axe est représentatif de la distance moyenne au Soleil
• e = excentricité (coefficient de 0 à 1) : une excentricité de 0 correspond à un cercle ; environ 75 % des planètes mineures ont une excentricité faible (≤ 0,2) et une orbite plus ou moins circulaire ; environ 550 ont une excentricité très forte (≥ 0,8) et une orbite très allongée dont environ 60 une excentricité extrême supérieure à 0,95 (avril 2019[JPL 1])
• i = inclinaison (angle en degrés) : il s'agit de l'inclinaison par rapport à l'écliptique (plan dans lequel gravite la Terre) ; environ 90 % des planètes mineures ont une faible inclinaison (≤ 20°) ; environ 230 ont une forte inclinaison (≥ 60°) dont environ 100 sont rétrogrades avec i > 90° (avril 2019[JPL 2])
• ω = argument du périhélie (angle en degrés)
• Ω = longitude du nœud ascendant (angle en degrés)

Deux autres paramètres orbitaux sont couramment utilisés, notamment pour étudier les phénomènes de croisement entre orbites. Les 4 paramètres a, e, q et Q sont redondants : la connaissance de deux d'entre eux permet de retrouver les deux autres.

• q = distance au périhélie (distance en ua) : distance au Soleil au point le plus rapproché (périhélie)
• Q = distance à l'aphélie (distance en ua) : distance au Soleil au point le plus éloigné (aphélie)

• P = période (durée en années) : temps mis par la planète mineure pour faire un tour complet autour du Soleil ; les périodes des objets transneptuniens les plus éloignés peuvent dépasser 50 000 ans (avril 2019[MPC 1])
• n = moyen mouvement (vitesse angulaire en °/jour) = 360/P
• t₀ = époque (date) : date de référence permettant de calculer la position actuelle de la planète mineure sur son orbite ; l'époque associée à chaque planète mineure est régulièrement mise à jour dans les bases de données officielles
• M₀ (ou M dans les bases de données) = anomalie moyenne à l'époque (angle en degrés) : position de l'objet sur son orbite à la date de référence t₀ (époque)

La position de l'objet à un instant t peut être donnée par l'anomalie moyenne (M = M₀ + n(t-t₀)), l'anomalie excentrique ou l'anomalie vraie.

Des perturbations tendent à modifier lentement l'orbite des planètes mineures. Ces perturbations sont notamment dues à l'attraction gravitationnelle des planètes. Elles influencent tous les éléments orbitaux, y compris a, e et i. Ces évolutions sont à l'origine de la distinction entre éléments orbitaux osculateurs (ceux généralement donnés, décrivant bien le mouvement actuel mais fluctuants sur le temps long) et éléments orbitaux propres (indépendants de ces fluctuations). Ce sont les paramètres propres qui permettent de repérer les familles d'astéroïdes (nées de collisions) au sein de la ceinture principale.

• T_P = paramètre de Tisserand par rapport à une planète P (paramètre sans dimension) : paramètre complexe (calculé à partir des paramètres a/a_P, e et i) caractérisant l'influence gravitationnelle de la planète P sur la planète mineure ; ce paramètre découle de la théorie du problème à 3 corps (ici Soleil, planète P, planète mineure) ; les paramètres T_J et T_N par rapport à Jupiter et à Neptune sont par exemple utilisés pour caractériser certains groupes orbitaux tels que damocloïdes, centaures, objets épars ou objets détachés
• DMIO-T (ou plus souvent E-MOID an anglais) (distance en ua) : la distance minimale d'intersection de l'orbite terrestre (DMIO-T) caractérise le risque de collision avec la Terre ; des paramètres comparables existent pour les autres planètes du Système solaire
• période de rotation (durée en heures) : temps mis par la planète mineure pour faire un tour complet sur elle-même ; certaines planètes mineures tournent très lentement sur elles-mêmes (périodes supérieures à 50 jours pour les plus lentes[JPL 3]), d'autres au contraire très rapidement (périodes inférieures à 1 minute pour les plus rapides[JPL 4])
• inclinaison de l'axe de rotation (angle en degrés)

L'élaboration d'une classification systématique des planètes mineures par types d'orbites est un exercice difficile. Les nombreux cas particuliers et un relatif continuum dans leur dispersion expliquent cette difficulté. On peut par exemple noter que les bases de données du MPC et du JPL utilisent des classifications légèrement différentes. Les définitions précises de chaque classe (et par suite les valeurs de demi-grand axe ou de dénombrement) varient également suivant les sources.

Le tableau ci-dessous ne reprend que les groupes les plus fréquemment utilisés. Les valeurs indiquées sont à voir comme des ordres de grandeur et non comme des valeurs absolues. La section Description des principaux groupes décrit plus en détail ces différents groupes.

Notes tableau :

L'astronome japonais Kiyotsugu Hirayama a été le premier à constater l'existence, au sein de la ceinture principale, de groupes d'astéroïdes présentant des paramètres orbitaux très proches. Ces groupes sont interprétés comme des fragments d'astéroïdes nés d'une collision et sont appelés familles d'astéroïdes (le terme famille est normalement réservé à ce cas) ou familles de Hirayama. Chaque famille porte le nom d'un membre caractéristique. Les familles d'Eos, d'Eunomie, de Flore, de Coronis, d'Hygie, de Thémis, de Vesta ou de Nysa comptent parmi les plus connues. Une vingtaine de familles sont clairement identifiées au sein de la ceinture principale et les études les plus récentes en dénombrent jusqu'à plus de cent.

Des familles du même type ont été identifiées parmi les troyens de Jupiter, en particulier les familles d'Eurybate et d'Ennomos. En 2006 a également été identifiée pour la première fois une famille interprétée comme d'origine collisionnelle au sein de la ceinture de Kuiper, la famille de Hauméa.

Échelle de Turin utilisée pour qualifier la dangerosité des objets potentiellement dangereux. Aucun objet n'est actuellement classé au-dessus de 0 (avril 2019).

Au sens strict, seuls les astéroïdes de type Aton et Apollon sont géocroiseurs (en anglais Earth-crosser asteroid ou ECA) et directement susceptibles de rentrer en collision avec la Terre. En pratique, en français, le terme géocroiseur est le plus souvent entendu au sens large et inclut les quatre groupes Atira, Aton, Apollon et Amor. Il est alors synonyme du terme anglais Near earth asteroid (NEA).

Seule une petite partie de ces astéroïdes sont classés comme astéroïdes potentiellement dangereux (APD) (souvent désignés par l'acronyme anglais PHA pour Potentially hazardous asteroid). Voir section Risques d'impact avec la Terre sur la page Astéroïde.

Les planètes mineures dont l'orbite croise celle d'une planète sont dits croiseurs de cette planète. Toutes les planètes du Système solaire possèdent de plusieurs centaines à plusieurs milliers de croiseurs.

Points de Lagrange d'un système de type Soleil-Planète. Les zones voisines des points L₄ et L₅ sont des zones de stabilité où peuvent graviter des troyens de la planète.

Les zones situées à 60° en avance ou en retard sur l'orbite d'une planète (appelées points de Lagrange L₄ et L₅ de la planète) permettent la stabilité d'un système à trois corps Soleil / planète / planète mineure et sont donc parfois occupées par des planètes mineures appelées troyens de la planète. Outre Jupiter qui possède plusieurs milliers de troyens, 4 autres planètes en possèdent au moins un : à fin 2018[List 5], 22 sont connus pour Neptune, 1 pour Uranus, 9 pour Mars et 1 pour la Terre.

Un objet est en résonance avec une planète lorsque sa période de révolution se trouve être une fraction entière (par exemple 1:2, 3:4, 3:2…) de celle de la planète. Une telle résonance assure une stabilité relative à l'orbite de l'objet considéré. Des résonances existent avec plusieurs planètes, en particulier avec Neptune (dont plutinos en résonance 2:3) et avec Jupiter (dont groupe de Hilda en résonance 3:2). Les astéroïdes troyens et les astéroïdes coorbitaux sont des cas particuliers correspondant à une résonance 1:1.

Outre les troyens, d'autres planètes mineures possèdent des orbites très proches de celle d'une planète avec laquelle elles sont en résonance 1:1. On parle alors d'astéroïde coorbital avec la planète (le terme inclut en toute rigueur aussi les troyens). Les deux situations les plus courantes sont celle des quasi-satellites et celle des orbites en fer à cheval. Il a été montré qu'un même astéroïde peut alterner entre ces deux situations. On connait des objets coorbitaux autour de plusieurs planètes dont la Terre (par exemple (3753) Cruithne).

La très grande majorité des planètes mineures tournent dans le même sens que les 8 planètes. Quelques-unes (une centaine connue en avril 2019[JPL 19]) tournent en sens inverse. On parle alors d’astéroïdes rétrogrades. Cette situation correspond à une inclinaison comprise entre 90 et 180°. Ces objets sont souvent classés comme damocloïdes ou comme « objets divers ».

Pour la première fois en octobre 2017 a été identifié un objet (1I/ʻOumuamua) possédant une orbite hyperbolique (et donc voué à quitter le Système solaire) mais ne présentant pas d'activité cométaire (cas des comètes hyperboliques). L'Union astronomique internationale a dès lors officialisé, en novembre 2017, la nouvelle classe des objets interstellaires et une nomenclature associée inspirée de celle des comètes. De tels objets sont également qualifiés d’astéroïdes hyperboliques. Un seul est connu à ce jour (avril 2019[JPL 20]).

Des géocroiseurs aux troyens de Jupiter : du centre à la périphérie, géocroiseurs (en vert et rouge), ceinture principale (en blanc), groupe de Hilda (en brun), troyens de Jupiter (en vert).

La ceinture principale d'astéroïdes, entre les orbites de Mars et Jupiter, distante de deux à quatre unités astronomiques du Soleil, est le principal groupement : environ 720 000 objets y ont été répertoriés à ce jour (avril 2019), auxquels on peut ajouter 30 000 autres gravitant dans sa périphérie immédiate (groupe de Hungaria, groupe de Cybèle et groupe de Hilda notamment). L’influence du champ gravitationnel de Jupiter les a empêchés de former une planète. Cette influence de Jupiter est également à l’origine des lacunes de Kirkwood, qui sont des orbites vidées par le phénomène de résonance orbitale.

Les troyens de Jupiter sont situés sur des orbites très proches de celle de Jupiter, à proximité des deux points de Lagrange L₄ et L₅. On en compte environ 7 200 en avril 2019[MPC 2]. Le nom fait référence à la Guerre de Troie : les points L₄ et L₅ sont associés respectivement au camp grec et au camp troyen et les astéroïdes y sont nommés, sauf exception, avec des noms de personnages du camp associé.

Astéroïdes géocroiseurs : ellipses orbitales des 4 astéroïdes ayant donné leurs noms aux groupes, (1221) Amor (extérieur proche), (1862) Apollon (croiseur extérieur), (2062) Aton (croiseur intérieur) et (163693) Atira (intérieur proche), relativement à celle de la Terre.

Au sens strict, les astéroïdes géocroiseurs sont des astéroïdes dont l’orbite croise celle de la Terre (Earth-crosser asteroid ou ECA en anglais). En pratique, en français, le terme est le plus souvent entendu au sens large et inclut également les astéroïdes dont l'orbite est « proche » de celle de la Terre (passe à moins de 0,3 unité astronomique) (near Earth asteroid ou NEA en anglais). On en dénombre environ 20 000 (avril 2019[JPL 21]).

Ces astéroïdes sont classiquement classés en quatre groupes :

• les astéroïdes Atira, dont l'orbite est entièrement contenue dans celle de la Terre (19 connus en avril 2019 selon la base de données du JPL[JPL 22]) ;
• les astéroïdes Aton, croiseurs dont l'orbite est principalement située à l'intérieur de celle de la Terre (a < 1 ua) (environ 1 500 connus en avril 2019[JPL 23]) ;
• les astéroïdes Apollon, croiseurs dont l'orbite est principalement située à l'extérieur de celle de la Terre (a > 1 ua) (environ 11 000 connus en avril 2019[JPL 24]) ;
• les astéroïdes Amor, dont l'orbite entoure entièrement celle de la Terre (environ 7 500 connus en avril 2019[JPL 25]).

L’intérêt médiatique parfois très fort porté sur les astéroïdes géocroiseurs est lié à la crainte de les voir entrer en collision avec la Terre. Voir section Risques d'impact avec la Terre sur la page Astéroïde.

Des troyens de Jupiter à la ceinture de Kuiper : du centre à la périphérie, troyens de Jupiter (en gris), centaures (en vert), ceinture de Kuiper (en bleu), objets épars (en rose) ; une dizaine de troyens de Neptune sont également représentés en violet.

Les centaures sont des planètes mineures qui gravitent entre les orbites des planètes géantes gazeuses. On en compte en avril 2019 entre 200 et 500 suivant le périmètre précis attribué à ce groupe (frontière non standardisée avec d'autres groupes tels que celui des damocloïdes). Le premier qui fut découvert est (2060) Chiron, en 1977. On suppose généralement que ce sont d'anciens objets de la ceinture de Kuiper ayant été éjectés de leurs trajectoires, suite, par exemple, à un passage à proximité de Neptune.

Ceinture de Kuiper et objets épars : distribution suivant demi-grand axe et inclinaison des cubewanos (en bleu), plutinos et twotinos (en rouge au niveau des résonances 2:3 et 1:2), autres résonances avec Neptune (en rouge), objets épars (en gris). Pluton, Makémaké et Éris correspondent aux plus grands cercles rouge, bleu et gris.

La ceinture de Kuiper est une seconde ceinture située au-delà de l'orbite de Neptune, comparable sur le plan dynamique à la ceinture principale (objets possédant des orbites relativement peu inclinées et de faible excentricité). On connait en avril 2019 environ 2 500 objets de cette ceinture. Ce petit nombre découle de son éloignement de la Terre (environ 30 fois supérieur à celui de la ceinture principale) rendant difficile les observations : sa population totale est en fait estimée supérieure à celle de la ceinture principale.

Pluton (découvert en 1930) est longtemps resté le seul objet connu de cette zone (avec son satellite Charon découvert en 1978). Son unicité et sa taille du même ordre que celle de Mercure ont fait qu'il a longtemps été considéré comme neuvième planète. Il faudra ensuite attendre 1992 pour qu'un autre objet de cette zone soit découvert, (15760) Albion. Cette découverte marque le début de l'étude des objets transneptuniens.

La ceinture de Kuiper se décompose elle-même en plusieurs groupes, les trois plus important étant :

• les plutinos (dont fait partie Pluton) : objets en résonance 2:3 avec Neptune (a ~ 39,5 ua) ; ce groupe marque le début de la zone principale de la ceinture de Kuiper ; environ 500 objets connus en avril 2019
• les cubewanos (où objets classiques de la ceinture de Kuiper) (dont fait partie (15760) Albion) : objets de la zone principale de la ceinture de Kuiper (comprise entre les résonances 2:3 et 1:2 avec Neptune) ne présentant pas de résonance avec Neptune ; le nom cubewano provient de 1992 QB₁, désignation provisoire de (15760) Albion ; environ 1 800 objets connus en avril 2019
• les twotinos : objets en résonance 1:2 avec Neptune (a ~ 48 ua) ; ce groupe marque la fin de la zone principale de la ceinture de Kuiper (falaise de Kuiper) ; le nom fait référence à la résonance 1:2

Cette ceinture serait la source de près de la moitié des comètes qui sillonnent le Système solaire.

Sednoïdes : orbites de 3 sednoïdes relativement à l'orbite de Neptune (en bleu).

Hormis la ceinture de Kuiper, la zone transneptunienne est marquée par un disque d'objets épars aux excentricités ou inclinaisons généralement moyennes ou élevées et ne présentant pas de résonance avec Neptune. Les plus éloignés de Neptune (à leur périhélie) échappent à l'influence gravitationnelle de cette planète et sont classés comme objets détachés. Le disque des objets épars ou détachés compte en avril 2019 entre 500 et 700 objets suivant les périmètres précis donnés à ces groupes (frontière non standardisée avec d'autres groupes tels que damocloïdes et périmètre variable des objets considérés ou non en résonance avec Neptune).

Les objets détachés les plus lointains (périhélie supérieur à 50 ua) sont classés comme sednoïdes, du nom de (90377) Sedna qui était, au moment de sa découverte en 2003, l'objet de plus grand périhélie (76 ua). En avril 2019[MPC 3], on connait 8 sednoïdes et l'objet de plus grand périhélie est 2012 VP₁₁₃ (80 ua). Ces objets sont parfois envisagés comme étant les premiers représentant du nuage d'Oort (ou plus précisément de sa partie interne ou nuage de Hills).

C'est la découverte en 2005 de (136199) Éris, objet épars dont le diamètre a d'abord été estimé à près de 3 000 kilomètres (depuis réévalué à 2 326 kilomètres) et donc supérieur à celui de Pluton (2 370 kilomètres), qui a relancé le débat sur la démarcation entre planètes à part entière et "grosses planètes mineures". Cela a conduit l’Union astronomique internationale à créer, en août 2006, les statuts de planète naine et de petit corps de Système solaire et à reclasser Pluton en planète naine[2].

Nuage d'Oort : vue d'artiste du nuage d'Oort illustrant sa forme sphérique et sa dimension relativement à la ceinture de Kuiper.

Le nuage de Hills, parfois nommé nuage d'Oort interne, serait un disque de débris situé entre 100 à 3 000 et 30 000 à 40 000 unités astronomiques du Soleil. Le nuage de Oort (ˈɔrt), aussi appelé le nuage d’Öpik-Oort (ˈøpik), est un vaste ensemble sphérique hypothétique de corps situé à environ 50 000 ua du Soleil[9] (≈ 0,8 année-lumière). Ces deux structures sont donc situées bien au-delà de l’orbite des planètes et de la ceinture de Kuiper. La limite externe du nuage de Oort, qui formerait la frontière gravitationnelle du Système solaire[10], se situerait à plus d’un millier de fois la distance séparant le Soleil et Pluton, soit environ une année-lumière et le quart de la distance à Proxima du Centaure, l’étoile la plus proche du Soleil. Il n'est d'ailleurs pas exclu qu'il existe un continuum entre le nuage de Oort « solaire » et une structure similaire autour du système Alpha Centauri.

Jusque vers 1890, les découvertes se font de manière directe, en scrutant le ciel au sein des observatoires.

Superposition de cinq photographies de la découverte de l'objet transneptunien 2014 MU₆₉, prises le 24 juin 2014 par le télescope spatial Hubble, par intervalles de 10 minutes.

La découverte de (323) Brucia en 1891 par Max Wolf sur la base de clichés photographiques marque un tournant. Le rythme des découvertes s'accélère au cours des décennies suivantes. Cette méthode, progressivement améliorée, a été utilisée jusque dans les années 1990.

Le processus repose sur des photographies prises à intervalles réguliers (par exemple toutes les heures), à travers un télescope, d'une large région du ciel. Les photographies sont ensuite observées dans un stéréoscope par des techniciens qui recherchent des objets se déplaçant d'un cliché à l'autre. Le cas échéant, la position précise de l'objet est déterminée au microscope et envoyée à un organisme centralisant les différentes observations et chargé de calculer l'orbite et de déterminer s'il s'agit d'un objet nouveau ou déjà catalogué. Ce rôle centralisateur est tenu par le Centre des planètes mineures depuis 1947. L'introduction des ordinateurs, à partir des années 1950, a bien sûr grandement facilité ces phases de calculs d'orbites.

Le recours à la photographie numérique via des capteurs CCD marque une nouvelle révolution. Le processus général reste le même mais l'amélioration rapide des capteurs permet d'abaisser le niveau de sensibilité et donc la taille des objets détectés. La numérisation permet par ailleurs des traitements informatiques automatisés, de plus ou plus rapides et pointus au fur et à mesure de l'amélioration des puissances de calcul. Le programme Spacewatch est le premier à expérimenter ces techniques en 1984, suivi par le programme NEAT qui en modernise les outils et méthodes en 1995[12].

Depuis les années 2000, toutes les planètes mineures sont découvertes à travers ces systèmes numériques automatisés.

Découverte d'astéroïdes géocroiseurs par années et par programmes, entre 1995 et 2017.

(50000) Quaoar, gros objet de la ceinture de Kuiper (diamètre estimé à environ 1 100 km) photographié en 2002 par le télescope spatial Hubble.

Image radar de l'astéroïde géocroiseur (4179) Toutatis prise par les radiotélescopes de Goldstone en 1996.

L'analyse des planètes mineures repose essentiellement sur les outils classiques de l'astronomie, à travers les télescopes (terrestres ou spatiaux). Sauf pour les plus grandes, la visualisation reste le plus souvent très grossière (quelques pixels). La taille des objets est estimée à travers l'analyse de leur magnitude (luminosité) et de leur albédo (pouvoir réfléchissant). Elle peut également être estimée par occultation lors de l'observation d'un transit de l'objet devant une étoile. La composition des objets (notamment en surface) est estimée à travers l'analyse de leur spectre et de leur albédo.

Détaillons à présent le calcul du diamètre ${\displaystyle \ d}$ d’un astéroïde en connaissant sa luminosité ${\displaystyle \ L}$, son albédo ${\displaystyle \ A}$ et sa distance à la Terre ${\displaystyle \ {D_{T}}}$ . Notant ${\displaystyle \ I}$ (en unités SI) l’intensité lumineuse de l’astéroïde mesurée sur Terre nous avons:

${\displaystyle \ I={\frac {L}{4\pi {D_{T}}^{2}}}}$ .

L’intensité lumineuse des astres étant généralement exprimée en magnitudes dans le milieu astronomique nous rappelons l’expression de la magnitude apparente ${\displaystyle \ {m_{app}}=-1,46-2,5\log(I(sir))}$.

D’où,

${\displaystyle \ I(sir)={10}^{\frac {m_{app}+1,46}{-2,5}}}$ avec ${\displaystyle \ I(W/{m}^{2})=1,69\times {10}^{-7}I(sir)}$.

Nous avons fixé pour magnitude de référence la magnitude apparente de Sirius qui vaut -1,46.

Or, ${\displaystyle \ L=lS}$ avec ${\displaystyle \ S=\pi {({\frac {d}{2}})}^{2}}$ la surface interceptant la même quantité de lumière que l’ensemble du corps de diamètre ${\displaystyle \ d}$ et ${\displaystyle \ l}$ l’intensité lumineuse surfacique de l’astéroïde dont l’expression est donnée par ${\displaystyle \ l=A{I_{S}}=A{\frac {L_{S}}{4\pi {D_{S}}^{2}}}}$ en considérant que celui-ci est d’albédo ${\displaystyle \ A}$ et qu'il est éclairé par le Soleil avec une intensité ${\displaystyle \ {I_{S}}}$ (${\displaystyle \ L_{S}}$ et ${\displaystyle \ D_{S}}$ désignent respectivement la luminosité du Soleil et la distance de l’astéroïde au Soleil)[14].

En recombinant les équations on obtient:

${\displaystyle \ 4\pi {D_{T}}^{2}I={\frac {A{L_{S}}{d}^{2}}{16{D_{S}}^{2}}}}$.

D’où l’on déduit:

${\displaystyle \ d=8\times {\sqrt {\frac {\pi {D_{T}}^{2}{D_{S}}^{2}I}{A{L_{S}}}}}}$.

Les techniques d'analyse par radar micro-ondes sont aujourd'hui suffisamment performantes pour permettre l'analyse des astéroïdes géocroiseurs et même des plus gros astéroïdes de la ceinture principale. Elles permettent notamment une visualisation plus fine de leur forme et de leur taille ainsi qu'une détermination plus précise de leur orbite (vitesse mesurée par effet Doppler). L'une des premières études de ce type a concerné l'astéroïde (4769) Castalie en 1989.

Sonde spatiale New Horizons au Centre spatial Kennedy (NASA), en 2005, avant son lancement.

Objet transneptunien (486958) 2014 MU₆₉ photographié le 1^er janvier 2014 par la sonde New Horizons.

À ce jour (avril 2019), 10 sondes ont exploré (a minima survolé à moins de 10 000 km) 14 astéroïdes géocroiseurs ou de la ceinture principale. Les premières images rapprochées d’astéroïdes sont l’œuvre de la sonde Galileo qui, lors de son transit vers Jupiter, put s'approcher de (951) Gaspra en 1991 puis de (243) Ida en 1993. La sonde NEAR Shoemaker est la première dont la mission principale a concerné l'étude d'un astéroïde via une mise en orbite, en février 2000, autour de (433) Éros. La sonde Hayabusa est la première à avoir ramené, en juin 2010, un échantillon d'astéroïde prélevé sur (25143) Itokawa en novembre 2005.

La sonde New Horizons est la première et à ce jour la seule à avoir exploré des objets transneptuniens. Lancée par la NASA en janvier 2006, elle n'arrive au niveau de son objectif principal, Pluton, que 8 ans et demi plus tard en juillet 2015. Des résultats remarquables sont apportés sur la géographie, la géologie, l'atmosphère ou encore les satellites de Pluton. La sonde est ensuite dirigée vers (486958) 2014 MU₆₉ qui devient ainsi le deuxième objet transneptunien photographié de près.

Les planètes mineures sont classées par ordre de demi-grand axe croissant. D est le diamètre moyen (dans le cas d'objets plus ou moins sphériques) et L est la plus grande longueur (dans les autres cas).

• 
  2010 TK₇, astéroïde troyen de la Terre, a = 1,00 ua, D ~ 300 m (télescope spatial WISE, 2010).
• 
  (101955) Bénou, géocroiseur (apollon), a = 1,12 ua, D ~ 500 m (sonde OSIRIS-REx, 2018).
• 
  (433) Éros, géocroiseur (amor), a = 1,46 ua, L ~ 34 km (sonde NEAR Shoemaker, 2001).
• 
  (951) Gaspra, ceinture principale, a = 2,21 ua, L ~ 19 km (sonde Galileo, 1991).
• 
  (4) Vesta, ceinture principale, a = 2,36 ua, D ~ 530 km (sonde Dawn, 2011).
• 
  (21) Lutèce, ceinture principale, a = 2,43 ua, L ~ 120 km (sonde Rosetta, 2010).
• 
  (4179) Toutatis, géocroiseur (apollon), a = 2,52 ua, L ~ 4,5 km (modélisation basée sur images radar).
• 
  (4015) Wilson-Harrington, géocroiseur (apollon), astéroïde anciennement actif référencé comme comète 107P, a = 2,64 ua, D ~ 4 km (observatoire Palomar, 1949).
• 
  (253) Mathilde, ceinture principale, a = 2,65 ua, L ~ 66 km (sonde NEAR Shoemaker, 1997).
• 
  (1) Cérès, planète naine, ceinture principale, a = 2,77 ua, D ~ 946 km (sonde Dawn, 2015).
• 
  (216) Cléopâtre, ceinture principale, a = 2,79 ua, L ~ 220 km (modélisation basée sur images radar).
• 
  (243) Ida, ceinture principale, a = 2,86 ua, L ~ 60 km, et son satellite Dactyle (D ~ 1,4 km) (sonde Galileo, 1993).
• 
  (624) Hector, troyen de Jupiter, a = 5,22 ua, L ~ 370 km (image amateur, 2009).
• 
  Pluton, ceinture de Kuiper, a ~ 39,5 ua, D ~ 2375 km, et 3 de ses 5 satellites, Charon, Hydre et Nix (télescope spatial Hubble, 2005).
• 
  Pluton, planète naine, ceinture de Kuiper (plutino), a ~ 39,5 ua, D ~ 2375 km (sonde New Horizons, 2015).
• 
  Tailles comparées des cinq satellites de Pluton : Charon (D ~ 1212 km), Hydre (L ~ 51 km), Nix (L ~ 50 km), Kerbéros (L ~ 19 km), Styx (L ~ 16 km) (sonde New Horizons, 2015, montage).
• 
  (136108) Hauméa, ceinture de Kuiper (cubewano), a ~ 43,2 ua, L ~ 2000 km, et ses deux satellites Namaka et Hiʻiaka (télescope spatial Hubble, 2015)
• 
  (486958) Arrokoth, ceinture de Kuiper (cubewano), a ~ 44,5 ua, L ~ 32 km (sonde New Horizons, 2019).
• 
  (136472) Makémaké, ceinture de Kuiper (cubewano), a ~ 45,7 ua, D ~ 1400 km, et son satellite S/2015 (136472) 1 (télescope spatial Hubble, 2015)
• 
  (136199) Éris, objet épars, a ~ 68 ua, D ~ 2300 km, et son satellite Dysnomie (télescope spatial Hubble, 2006)
• 
  (90377) Sedna, objet détaché (sednoïde), a ~ 510 ua, D ~ 1000 km (télescope spatial Hubble, 2004)

• 
  Régolithe sur (433) Éros (sonde NEAR Shoemaker, 2001).
• 
  Cratères sur (4) Vesta (sonde Dawn, 2011).
• 
  Cratère Occator sur (1) Cérès avec tâches blanches de sels interprétées comme d'origine hydrothermale (sonde Dawn, 2016).
• 
  Flanc du cratère Occator sur (1) Cérès (sonde Dawn, 2018).
• 
  Reliefs remarquables sur (1) Cérès (sonde Dawn, 2015-2018).
• 
  Plaine Spoutnik sur Pluton, région glacée vierge de cratères et donc de formation récente (moins de 100 millions d'années) (sonde New Horizons, 2015).
• 
  Hypothèse de structure interne de Pluton : croûte d'azote gelé, couche de glace d'eau, noyau rocheux.
• 
  Hypothèse de la formation de (486958) Arrokoth, archétype de petit corps binaire à contact.
• 
  Schéma de (25143) Itokawa, géocroiseur de type agglomérat lâche, également supposé binaire à contact (basé sur une image de la sonde Hayabusa, 2005).
• 
  Image d'artiste du centaure (10199) Chariclo et de ses anneaux.

• (en) Page MPC Database Search sur le site du Minor Planet Center :

• (en) Page JPL Small-Body Database Search Engine sur le site Solar System Dynamics du Jet Propulsion Laboratory :

• (en) Page Lists and Plots: Minor Planets sur le site du Minor Planet Center :

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• Conférence donnée à l'Institut d'astrophysique de Paris le 8 novembre 2011, par Patrick Michel, astrophysicien et responsable du Groupe de Planétologie de l'Observatoire de la Côte d'Azur.