Astéroïdes nommés et points fictifs. Comment ça marche en pratique

Image composite (à l'échelle) d'astéroïdes prise en haute résolution. En 2011, il s'agissait, du plus grand au plus petit : (4) Vesta, (21) Lutetia, (253) Matilda, (243) Ida et son compagnon Dactyl, (433) Eros, (951) Gaspra, (2867) Steins. , (25143) Itokawa

Astéroïde (synonyme courant jusqu'en 2006 - planète mineure) est un corps céleste relativement petit se déplaçant en orbite. Les astéroïdes sont nettement inférieurs en masse et en taille, ont une forme irrégulière et n'en ont pas, bien qu'ils puissent également en avoir.

Définitions

Tailles comparées de l'astéroïde (4) Vesta, de la planète naine Cérès et de la Lune. Résolution 20 km par pixel

Le terme astéroïde (du grec ancien ἀστεροειδής - « comme une étoile », de ἀστήρ - « étoile » et εἶδος - « apparence, apparence, qualité ») a été inventé par le compositeur Charles Burney et introduit par William Herschel sur la base du fait que ces objets observées sous forme de points - contrairement aux planètes qui, observées au télescope, ressemblent à des disques. La définition exacte du terme « astéroïde » n’est toujours pas établie. Jusqu’en 2006, les astéroïdes étaient également appelés planètes mineures.

Le principal paramètre selon lequel la classification est effectuée est la taille du corps. Les astéroïdes sont considérés comme des corps d'un diamètre supérieur à 30 m ; les corps plus petits sont appelés .

En 2006, l'Union astronomique internationale a classé la plupart des astéroïdes comme .

Astéroïdes dans le système solaire

Ceinture d'astéroïdes principale (blanche) et astéroïdes troyens de Jupiter (verts)

Actuellement, des centaines de milliers d’astéroïdes ont été découverts dans le système solaire. Au 11 janvier 2015, la base de données comptait 670 474 objets, dont 422 636 avaient des orbites déterminées avec précision et un numéro officiel, et plus de 19 000 d'entre eux avaient des noms officiellement approuvés. On estime qu’il pourrait y avoir entre 1,1 et 1,9 millions d’objets dans le système solaire mesurant plus de 1 km. La plupart des astéroïdes actuellement connus sont concentrés dans la zone située entre les orbites et.

Il était considéré comme le plus gros astéroïde du système solaire, mesurant environ 975 × 909 km, mais depuis le 24 août 2006, il a reçu ce statut. Les deux autres plus gros astéroïdes sont (2) Pallas et ont un diamètre d'environ 500 km. (4) Vesta est le seul objet de la ceinture d’astéroïdes observable à l’œil nu. Des astéroïdes se déplaçant sur d'autres orbites peuvent également être observés lors de passages rapprochés (par exemple, (99942) Apophis).

La masse totale de tous les astéroïdes de la ceinture principale est estimée à 3,0-3,6 10 21 kg, ce qui ne représente qu'environ 4 % de la masse. La masse de Cérès est de 9,5 10 20 kg, soit environ 32 % du total, et avec les trois plus gros astéroïdes (4) Vesta (9 %), (2) Pallas (7 %), (10) Hygie ( 3% ) - 51%, c'est-à-dire que la grande majorité des astéroïdes ont une masse insignifiante selon les normes astronomiques.

Exploration des astéroïdes

L'étude des astéroïdes a commencé après la découverte de la planète en 1781 par William Herschel. Sa distance héliocentrique moyenne s'est avérée correspondre à la règle de Titius-Bode.

A la fin du XVIIIe siècle, Franz Xaver organise un groupe de 24 astronomes. Depuis 1789, ce groupe recherche une planète qui, selon la règle de Titius-Bode, devrait être située à une distance d'environ 2,8 unités astronomiques du Soleil, entre les orbites de Mars et de Jupiter. La tâche consistait à décrire les coordonnées de toutes les étoiles dans la zone des constellations zodiacales à un moment donné. Les nuits suivantes, les coordonnées ont été vérifiées et les objets qui s'étaient déplacés sur de plus grandes distances ont été identifiés. Le déplacement estimé de la planète souhaitée aurait dû être d'environ 30 secondes d'arc par heure, ce qui aurait dû être facile à remarquer.

Ironiquement, le premier astéroïde, Cérès, a été découvert par accident par l'Italien Piazzi, qui n'était pas impliqué dans ce projet, en 1801, dans la première nuit du siècle. Trois autres - (2) Pallas, (3) Junon et (4) Vesta - furent découvertes au cours des années suivantes - la dernière, Vesta, en 1807. Après encore 8 années de recherches infructueuses, la plupart des astronomes ont décidé qu'il n'y avait plus rien là-bas et ont arrêté leurs recherches.

Cependant, Karl Ludwig Henke persista et, en 1830, il reprit la recherche de nouveaux astéroïdes. Quinze ans plus tard, il découvre Astraea, le premier nouvel astéroïde depuis 38 ans. Il a également découvert Hébé moins de deux ans plus tard. Après cela, d'autres astronomes se sont joints à la recherche et, par la suite, au moins un nouvel astéroïde a été découvert chaque année (à l'exception de 1945).

En 1891, Max Wolf fut le premier à utiliser la méthode d'astrophotographie pour rechercher des astéroïdes, dans laquelle les astéroïdes laissaient de courtes lignes lumineuses sur des photographies avec une longue période d'exposition. Cette méthode a considérablement accéléré la découverte de nouveaux astéroïdes par rapport aux méthodes d'observation visuelle utilisées auparavant : Max Wolf a découvert à lui seul 248 astéroïdes, à commencer par (323) Brusius, alors qu'un peu plus de 300 avaient été découverts avant lui. , 385 000 astéroïdes ont un numéro officiel, et 18 000 d'entre eux ont également un nom.

En 2010, deux équipes indépendantes d'astronomes des États-Unis, d'Espagne et du Brésil ont annoncé avoir découvert simultanément de la glace d'eau à la surface de l'un des plus gros astéroïdes de la ceinture principale, Thémis. Cette découverte donne un aperçu des origines de l'eau sur Terre. Au début de son existence, la Terre était trop chaude pour contenir suffisamment d’eau. Cette substance était censée arriver plus tard. On pensait que les comètes auraient pu apporter de l'eau sur Terre, mais la composition isotopique de l'eau terrestre et de l'eau des comètes ne correspond pas. On peut donc supposer que de l’eau a été amenée sur Terre lors de sa collision avec des astéroïdes. Les chercheurs ont également découvert des hydrocarbures complexes sur Thémis, notamment des molécules précurseurs de la vie.

Dénomination des astéroïdes

Au début, les astéroïdes recevaient les noms de héros de la mythologie romaine et grecque, puis les découvreurs ont reçu le droit de les appeler comme ils voulaient - par exemple, par leur propre nom. Au début, les astéroïdes recevaient des noms majoritairement féminins ; seuls les astéroïdes ayant des orbites inhabituelles (par exemple, Icare, se rapprochant du Soleil) recevaient des noms masculins. Plus tard, cette règle n’a plus été respectée.

Aucun astéroïde ne peut recevoir un nom, mais seulement un astéroïde dont l'orbite a été calculée de manière plus ou moins fiable. Il y a eu des cas où un astéroïde a reçu un nom des décennies après sa découverte. Jusqu'à ce que l'orbite soit calculée, l'astéroïde reçoit une désignation temporaire reflétant la date de sa découverte, par exemple 1950 DA. Les chiffres indiquent l'année, la première lettre est le numéro du croissant de l'année au cours de laquelle l'astéroïde a été découvert (dans l'exemple donné, il s'agit de la deuxième quinzaine de février). La deuxième lettre indique le numéro de série de l'astéroïde dans le croissant spécifié ; dans notre exemple, l'astéroïde a été découvert en premier. Puisqu'il y a 24 croissants et 26 lettres anglaises, deux lettres ne sont pas utilisées dans la désignation : I (en raison de la similitude avec l'unité) et Z. Si le nombre d'astéroïdes découverts lors du croissant dépasse 24, ils reviennent à nouveau au début de l'alphabet, en attribuant à la seconde l'index des lettres est 2, la prochaine fois qu'il reviendra - 3, etc.

Après avoir reçu un nom, la dénomination officielle de l'astéroïde se compose d'un numéro (numéro de série) et d'un nom - (1) Cérès, (8) Flore, etc.

Déterminer la forme et la taille d'un astéroïde

Astéroïde (951) Gaspra. L'une des premières images d'un astéroïde obtenues à partir d'un vaisseau spatial. Transmis par la sonde spatiale Galileo lors de son survol de Gaspra en 1991 (couleurs renforcées)

Les premières tentatives de mesure du diamètre des astéroïdes en utilisant la méthode de mesure directe des disques visibles avec un micromètre à filament ont été réalisées par William Herschel en 1802 et Johann Schröter en 1805. Après eux, au XIXe siècle, d’autres astronomes ont mesuré les astéroïdes les plus brillants de la même manière. Le principal inconvénient de cette méthode résidait dans les divergences importantes dans les résultats (par exemple, les tailles minimales et maximales de Cérès obtenues par différents scientifiques différaient décuplé).

Les méthodes modernes pour déterminer la taille des astéroïdes comprennent les méthodes de polarimétrie, de radar, d'interférométrie speckle, de transit et de radiométrie thermique.

L'une des méthodes de transit les plus simples et les plus qualitatives. Lorsqu'un astéroïde se déplace par rapport à la Terre, il passe parfois sur fond d'étoile lointaine, ce phénomène est appelé occultation d'astéroïde. En mesurant la durée de la diminution de la luminosité d'une étoile donnée et en connaissant la distance à l'astéroïde, vous pouvez déterminer assez précisément sa taille. Cette méthode permet de déterminer assez précisément la taille des gros astéroïdes, comme Pallas.

La méthode de polarimétrie consiste à déterminer la taille en fonction de la luminosité de l'astéroïde. Plus l’astéroïde est gros, plus il reflète la lumière du soleil. Cependant, la luminosité d'un astéroïde dépend fortement de l'albédo de la surface de l'astéroïde, qui est lui-même déterminé par la composition des roches qui le constituent. Par exemple, l'astéroïde Vesta, en raison de l'albédo élevé de sa surface, réfléchit 4 fois plus de lumière que Cérès et est l'astéroïde le plus visible du ciel, parfois observable à l'œil nu.

Cependant, l’albédo lui-même peut également être déterminé assez facilement. Le fait est que plus la luminosité d'un astéroïde est faible, c'est-à-dire moins il réfléchit le rayonnement solaire dans le domaine visible, plus il l'absorbe et, lorsqu'il est chauffé, l'émet ensuite sous forme de chaleur dans le domaine infrarouge.

La méthode de polarimétrie peut également être utilisée pour déterminer la forme d'un astéroïde, en enregistrant les changements de sa luminosité lors de la rotation, et pour déterminer la période de cette rotation, ainsi que pour identifier les grandes structures à la surface. De plus, les résultats obtenus à partir de télescopes infrarouges sont utilisés pour déterminer les dimensions par radiométrie thermique.

Classification des astéroïdes

La classification générale des astéroïdes repose sur les caractéristiques de leurs orbites et sur une description du spectre visible de la lumière solaire réfléchie par leur surface.

Groupes et familles d'orbite

Les astéroïdes sont regroupés en groupes et familles en fonction des caractéristiques de leurs orbites. Habituellement, le groupe porte le nom du premier astéroïde découvert sur une orbite donnée. Les groupes sont des formations relativement lâches, tandis que les familles sont plus denses, formées dans le passé lors de la destruction de gros astéroïdes suite à des collisions avec d'autres objets.

Classes spectrales

En 1975, Clark R. Chapman, David Morrison et Ben Zellner ont développé un système de classification des astéroïdes basé sur la couleur, l'albédo et les caractéristiques du spectre de la lumière solaire réfléchie. Initialement, cette classification définissait seulement trois types d'astéroïdes :

Classe C - carbone, 75 % des astéroïdes connus.
Classe S - silicate, 17% des astéroïdes connus.
Classe M - métal, la plupart des autres.

Cette liste a ensuite été élargie et le nombre de types continue de croître à mesure que de plus en plus d'astéroïdes sont étudiés en détail :

Classe A - caractérisée par un albédo assez élevé (entre 0,17 et 0,35) et une couleur rougeâtre dans la partie visible du spectre.
Classe B - en général, ils appartiennent aux astéroïdes de classe C, mais ils n'absorbent presque pas les ondes inférieures à 0,5 microns et leur spectre est légèrement bleuâtre. L'albédo est généralement supérieur à celui des autres astéroïdes carbonés.
Classe D - caractérisée par un albédo très faible (0,02−0,05) et un spectre rougeâtre lisse sans raies d'absorption claires.
Classe E - la surface de ces astéroïdes contient un minéral tel que l'enstatite et peut être similaire aux achondrites.
Classe F - généralement similaire aux astéroïdes de classe B, mais sans traces « d'eau ».
Classe G - caractérisée par un faible albédo et un spectre de réflectance presque plat (et incolore) dans le domaine visible, indiquant une forte absorption ultraviolette.
Classe P - comme les astéroïdes de classe D, ils sont caractérisés par un albédo plutôt faible (0,02−0,07) et un spectre rougeâtre lisse sans raies d'absorption claires.
Classe Q - à une longueur d'onde de 1 micron, le spectre de ces astéroïdes contient des lignes larges et brillantes d'olivine et de pyroxène et, en outre, des caractéristiques indiquant la présence de métal.
Classe R - caractérisée par un albédo relativement élevé et un spectre de réflectance rougeâtre sur une longueur de 0,7 µm.
Classe T - caractérisée par un faible albédo et un spectre rougeâtre (avec une absorption modérée à une longueur d'onde de 0,85 µm), similaire au spectre des astéroïdes des classes P et D, mais occupant une position intermédiaire en inclinaison.
Classe V - les astéroïdes de cette classe sont moyennement brillants et assez proches de la classe S plus générale, qui sont également principalement composés de roches, de silicates et de fer (chondrites), mais se distinguent par leur teneur plus élevée en pyroxène.
La classe J est une classe d'astéroïdes qui se seraient formés à l'intérieur de Vesta. Leurs spectres sont proches de ceux des astéroïdes de classe V, mais ils se distinguent par des raies d'absorption particulièrement fortes à une longueur d'onde de 1 µm.

Il convient de garder à l’esprit que le nombre d’astéroïdes connus classés dans un type particulier ne correspond pas forcément à la réalité. Certains types sont assez difficiles à déterminer et le type d'un astéroïde donné peut changer avec des recherches plus approfondies.

Problèmes de classification spectrale

Initialement, la classification spectrale reposait sur trois types de matériaux qui composent les astéroïdes :

Classe C - carbone (carbonates).
Classe S - silicium (silicates).
Classe M - métal.

Cependant, il existe des doutes quant au fait qu'une telle classification détermine sans ambiguïté la composition de l'astéroïde. Bien que les différentes classes spectrales des astéroïdes indiquent leur composition différente, rien ne prouve que les astéroïdes de la même classe spectrale soient composés des mêmes matériaux. En conséquence, les scientifiques n’ont pas accepté le nouveau système et la mise en œuvre de la classification spectrale s’est arrêtée.

Répartition des tailles

Le nombre d’astéroïdes diminue sensiblement à mesure que leur taille augmente. Bien que cela suive généralement une loi de puissance, il existe des pics à 5 km et 100 km où il y a plus d'astéroïdes que ce que l'on pourrait attendre d'une distribution logarithmique.

Formation d'astéroïdes

En juillet 2015, la caméra DECam du télescope Victor Blanco aurait découvert les 11e et 12e chevaux de Troie de Neptune, 2014 QO441 et 2014 QP441. Cela a porté à 9 le nombre de chevaux de Troie au point L4 de Neptune. Cette enquête a également découvert 20 autres objets désignés comme centre des planètes mineures, dont 2013 RF98, qui possède l'une des périodes orbitales les plus longues.

Les objets de ce groupe portent les noms de centaures de la mythologie ancienne.

Le premier centaure découvert fut Chiron (1977). À l'approche du périhélie, elle présente une coma caractéristique des comètes, de sorte que Chiron est classé à la fois comme une comète (95P/Chiron) et un astéroïde (2060 Chiron), bien qu'il soit nettement plus gros qu'une comète typique.



Nathan Eismont
Candidat en sciences physiques et mathématiques, chercheur principal (Institut de recherche spatiale de l'Académie des sciences de Russie)
Anton Ledkov,
Chercheur (Institut de recherche spatiale RAS)
« Science et vie » n°1, 2015, n°2, 2015

Le système solaire est généralement perçu comme un espace vide dans lequel tournent huit planètes, certaines avec leurs satellites. Quelqu'un se souviendra de plusieurs petites planètes auxquelles Pluton a été récemment assignée, de la ceinture d'astéroïdes, des météorites qui tombent parfois sur Terre et des comètes qui ornent occasionnellement le ciel. Cette idée est tout à fait juste : aucun des nombreux vaisseaux spatiaux n'a été endommagé par une collision avec un astéroïde ou une comète - l'espace est assez spacieux.

Et pourtant, l’énorme volume du système solaire ne contient pas des centaines de milliers ou des dizaines de millions, mais des quadrillions (uns suivis de quinze zéros) de corps cosmiques de tailles et de masses diverses. Ils se déplacent et interagissent tous selon les lois de la physique et de la mécanique céleste. Certains d'entre eux se sont formés au tout début de l'Univers et sont constitués de sa matière primordiale, et ce sont les objets les plus intéressants de la recherche astrophysique. Mais il existe également des corps très dangereux - de gros astéroïdes dont la collision avec la Terre peut y détruire la vie. Suivre et éliminer le danger des astéroïdes est un domaine de travail tout aussi important et passionnant pour les astrophysiciens.

Histoire de la découverte des astéroïdes

Le premier astéroïde a été découvert en 1801 par Giuseppe Piasi, directeur de l'observatoire de Palerme (Sicile). Il l'a baptisée Cérès et l'a d'abord considérée comme une petite planète. Le terme « astéroïde », traduit du grec ancien par « comme une étoile », a été proposé par l'astronome William Herschel (voir « Science et vie » n° 7, 2012, article « L'histoire du musicien William Herschel, qui a doublé l'espace ». ). Cérès et des objets similaires (Pallas, Junon et Vesta), découverts au cours des six années suivantes, étaient visibles comme des points plutôt que comme des disques dans le cas des planètes ; en même temps, contrairement aux étoiles fixes, elles se déplaçaient comme des planètes. Il convient de noter que les observations qui ont abouti à la découverte de ces astéroïdes ont été effectuées délibérément dans le but de découvrir la planète « manquante ». Le fait est que les planètes déjà découvertes étaient situées sur des orbites séparées du Soleil à des distances correspondant à la loi de Bode. Conformément à cela, il aurait dû y avoir une planète entre Mars et Jupiter. Comme on le sait, aucune planète n'a été trouvée sur une telle orbite, mais une ceinture d'astéroïdes, appelée principale, a ensuite été découverte à peu près dans cette zone. De plus, il s’est avéré que la loi de Bode n’a aucune base physique et est actuellement considérée simplement comme une sorte de combinaison aléatoire de nombres. De plus, Neptune, découverte plus tard (1848), se retrouva sur une orbite qui ne lui correspondait pas.

Après la découverte des quatre astéroïdes mentionnés, d'autres observations pendant huit ans n'ont pas abouti. Ils ont été arrêtés en raison des guerres napoléoniennes, au cours desquelles la ville de Lilienthal près de Brême, où se tenaient des réunions d'astronomes et de chasseurs d'astéroïdes, a brûlé. Les observations reprennent en 1830, mais le succès n'arrive qu'en 1845 avec la découverte de l'astéroïde Astrea. Depuis lors, des astéroïdes ont commencé à être découverts à une fréquence d’au moins un par an. La plupart d’entre eux appartiennent à la ceinture principale d’astéroïdes, entre Mars et Jupiter. En 1868, il y avait déjà une centaine d'astéroïdes découverts, en 1981 - 10 000 et en 2000 - plus de 100 000.

Composition chimique, forme, taille et orbites des astéroïdes

Si nous classons les astéroïdes en fonction de leur distance au Soleil, alors le premier groupe comprend les vulcanoïdes - une certaine ceinture hypothétique de planètes mineures entre le Soleil et Mercure. Aucun objet de cette ceinture n'a encore été découvert, et bien que de nombreux cratères d'impact formés par la chute d'astéroïdes soient observés à la surface de Mercure, cela ne peut servir de preuve de l'existence de cette ceinture. Auparavant, ils essayaient d'expliquer les anomalies dans le mouvement de Mercure par la présence d'astéroïdes, mais ensuite elles étaient expliquées sur la base de la prise en compte des effets relativistes. La réponse définitive à la question sur la présence éventuelle de vulcanoïdes n’a donc pas encore été reçue. Viennent ensuite les astéroïdes géocroiseurs appartenant à quatre groupes.

Astéroïdes de la ceinture principale se déplacent sur des orbites situées entre les orbites de Mars et de Jupiter, c'est-à-dire à des distances de 2,1 à 3,3 unités astronomiques (UA) du Soleil. Les plans de leurs orbites sont situés à proximité de l'écliptique, leur inclinaison par rapport à l'écliptique va principalement jusqu'à 20 degrés, atteignant jusqu'à 35 degrés pour certains, les excentricités - de zéro à 0,35. Évidemment, les astéroïdes les plus gros et les plus brillants ont été découverts en premier : les diamètres moyens de Cérès, Pallas et Vesta sont respectivement de 952, 544 et 525 kilomètres. Plus les astéroïdes sont petits, plus ils sont nombreux : seuls 140 sur 100 000 astéroïdes de la ceinture principale ont un diamètre moyen supérieur à 120 kilomètres. La masse totale de tous ses astéroïdes est relativement petite, ne représentant qu'environ 4 % de la masse de la Lune. Le plus gros astéroïde, Cérès, a une masse de 946·10 15 tonnes. La valeur elle-même semble très grande, mais elle ne représente que 1,3 % de la masse de la Lune (735·10 17 tonnes). En première approximation, la taille d’un astéroïde peut être déterminée par sa luminosité et sa distance au Soleil. Mais il faut aussi prendre en compte les caractéristiques réfléchissantes de l’astéroïde – son albédo. Si la surface d’un astéroïde est sombre, elle brille moins. C’est pour ces raisons que dans la liste des dix astéroïdes, classés sur la figure dans l’ordre de leur découverte, le troisième plus gros astéroïde, Hygiea, occupe la dernière place.

Les images de la ceinture principale d’astéroïdes montrent généralement de nombreuses roches se rapprochant les unes des autres. En fait, l'image est très éloignée de la réalité, puisque, d'une manière générale, la faible masse totale de la ceinture est répartie sur son grand volume, de sorte que l'espace est tout à fait vide. Tous les engins spatiaux lancés jusqu’à présent au-delà de l’orbite de Jupiter ont survolé la ceinture d’astéroïdes sans risque significatif de collision avec un astéroïde. Cependant, selon les normes de l'époque astronomique, les collisions d'astéroïdes entre eux et avec des planètes ne semblent plus aussi improbables, comme en témoigne le nombre de cratères à leur surface.

chevaux de Troie- des astéroïdes se déplaçant le long des orbites des planètes, dont le premier a été découvert en 1906 par l'astronome allemand Max Wulf. L'astéroïde se déplace autour du Soleil sur l'orbite de Jupiter, devant lui en moyenne de 60 degrés. Ensuite, tout un groupe de corps célestes a été découvert se déplaçant devant Jupiter.

Initialement, ils ont reçu des noms en l'honneur des héros de la légende de la guerre de Troie, qui ont combattu aux côtés des Grecs assiégeant Troie. En plus des astéroïdes devant Jupiter, il y a un groupe d'astéroïdes en retard à peu près du même angle ; ils furent nommés chevaux de Troie en l'honneur des défenseurs de Troie. Actuellement, les astéroïdes des deux groupes sont appelés chevaux de Troie et se déplacent à proximité des points de Lagrange L 4 et L 5, points de mouvement stable dans le problème à trois corps. Les corps célestes qui tombent à proximité effectuent un mouvement oscillatoire sans aller trop loin. Pour des raisons qui n’ont pas encore été expliquées, il y a environ 40 % plus d’astéroïdes devant Jupiter que d’astéroïdes en retard. Cela a été confirmé par des mesures récemment réalisées par le satellite américain NEOWISE à l'aide d'un télescope de 40 centimètres équipé de détecteurs fonctionnant dans le domaine infrarouge. Les mesures dans le domaine infrarouge élargissent considérablement les possibilités d’étude des astéroïdes par rapport à celles fournies par la lumière visible. Leur efficacité peut être jugée par le nombre d’astéroïdes et de comètes du système solaire catalogués à l’aide de NEOWISE. Il y en a plus de 158 000, et la mission de l'appareil continue. Il est intéressant de noter que les chevaux de Troie sont sensiblement différents de la plupart des astéroïdes de la ceinture principale. Ils ont une surface mate, une couleur brun rougeâtre et appartiennent principalement à ce qu'on appelle la classe D. Ces astéroïdes ont un albédo très faible, c'est-à-dire une surface faiblement réfléchissante. Des phénomènes similaires ne peuvent être trouvés que dans les régions extérieures de la ceinture principale.

Il n'y a pas que Jupiter qui possède des chevaux de Troie ; d'autres planètes du système solaire, dont la Terre (mais pas Vénus et Mercure), sont également accompagnées de chevaux de Troie, se regroupant au voisinage de leurs points de Lagrange L 4, L 5. L'astéroïde troyen terrestre 2010 TK7 a été découvert assez récemment à l'aide du télescope NEOWISE - en 2010. Il se déplace devant la Terre, tandis que l'amplitude de ses oscillations autour du point L 4 est très grande : l'astéroïde atteint un point opposé à la Terre dans son mouvement autour du Soleil, et s'éloigne inhabituellement du plan de l'écliptique.

Une si grande amplitude d'oscillations conduit à son approche possible de la Terre jusqu'à 20 millions de kilomètres. Cependant, une collision avec la Terre, au moins dans les 20 000 prochaines années, est totalement exclue. Le mouvement du cheval de Troie terrestre est très différent du mouvement des chevaux de Troie de Jupiter, qui ne quittent pas leurs points de Lagrange à des distances angulaires aussi importantes. Cette nature du mouvement rend difficile les missions des engins spatiaux, car en raison de l'inclinaison importante de l'orbite du cheval de Troie par rapport au plan de l'écliptique, atteindre l'astéroïde depuis la Terre et y atterrir nécessite une vitesse caractéristique trop élevée et, par conséquent, une consommation élevée de carburant. consommation.

Ceinture de Kuiper se situe au-delà de l’orbite de Neptune et s’étend jusqu’à 120 UA. du soleil. Il est proche du plan de l'écliptique, habité par un grand nombre d'objets, notamment de la glace d'eau et des gaz gelés, et sert de source de comètes dites à courte période. Le premier objet de cette région a été découvert en 1992, et à ce jour plus de 1 300 d'entre eux ont été découverts. Les corps célestes de la ceinture de Kuiper étant situés très loin du Soleil, leurs tailles sont difficiles à déterminer. Ceci est effectué sur la base de mesures de la luminosité de la lumière qu'ils réfléchissent, et la précision du calcul dépend de la façon dont nous connaissons la valeur de leur albédo. Les mesures dans la gamme infrarouge sont beaucoup plus fiables, car elles fournissent les niveaux de rayonnement des objets. Ces données ont été obtenues par le télescope spatial Spitzer pour les plus grands objets de la ceinture de Kuiper.

L'un des objets les plus intéressants de la ceinture est Haumea, du nom de la déesse hawaïenne de la fertilité et de l'accouchement ; il représente une partie d'une famille formée à la suite de collisions. Cet objet est apparemment entré en collision avec un autre deux fois plus petit. L'impact a dispersé de gros morceaux de glace et a provoqué une rotation de Haumea sur une période d'environ quatre heures. Cette rotation rapide lui donnait la forme d’un ballon de football américain ou d’un melon. Haumea est accompagnée de deux compagnons - Hi'iaka et Namaka.

Selon les théories actuellement acceptées, environ 90 % des objets de la ceinture de Kuiper se déplacent sur des orbites circulaires lointaines au-delà de l'orbite de Neptune, où ils se sont formés. Plusieurs dizaines d'objets de cette ceinture (on les appelle centaures, car selon la distance au Soleil, ils se manifestent soit sous forme d'astéroïdes, soit de comètes), pourraient s'être formés dans des régions plus proches du Soleil, puis l'influence gravitationnelle d'Uranus et de Neptune a été transférée les placer sur des orbites elliptiques élevées avec des aphélies allant jusqu'à 200 UA. et de grandes inclinaisons. Ils ont formé un disque de 10 UA d’épaisseur, mais le bord extérieur réel de la ceinture de Kuiper n’est toujours pas défini. Jusqu'à récemment, Pluton et Charon étaient considérés comme les seuls exemples des plus grands objets sur les mondes glacés du système solaire externe. Mais en 2005, un autre corps planétaire a été découvert - Eris (du nom de la déesse grecque de la discorde), dont le diamètre est légèrement inférieur au diamètre de Pluton (on pensait initialement qu'il était 10 % plus grand). Éris se déplace sur une orbite avec un périhélie de 38 UA. et aphélie 98 au. Elle a un petit compagnon - Dysnomie. Au début, Éris devait être considérée comme la dixième planète (après Pluton) du système solaire, mais l'Union astronomique internationale a ensuite exclu Pluton de la liste des planètes, formant ainsi une nouvelle classe appelée planètes naines, qui comprenait Pluton, Éris et Cérès. On suppose que la ceinture de Kuiper contient des centaines de milliers de corps glacés d'un diamètre de 100 kilomètres et au moins un billion de comètes. Cependant, ces objets sont pour la plupart relativement petits (10 à 50 kilomètres de diamètre) et peu brillants. Leur période orbitale autour du Soleil est de plusieurs centaines d’années, ce qui rend leur détection très difficile. Si nous acceptons l'hypothèse selon laquelle seuls environ 35 000 objets de la ceinture de Kuiper ont un diamètre supérieur à 100 kilomètres, leur masse totale est alors plusieurs centaines de fois supérieure à la masse des corps de cette taille provenant de la ceinture principale d'astéroïdes. En août 2006, il a été rapporté que dans les archives de données sur la mesure du rayonnement X de l'étoile à neutrons Scorpius X-1, ses éclipses par de petits objets avaient été découvertes. Cela permet d'affirmer que le nombre d'objets de la ceinture de Kuiper mesurant environ 100 mètres ou plus est d'environ un quadrillion (10 15). Initialement, aux premiers stades de l'évolution du système solaire, la masse des objets de la ceinture de Kuiper était beaucoup plus grande qu'aujourd'hui - de 10 à 50 masses terrestres. Actuellement, la masse totale de tous les corps de la ceinture de Kuiper, ainsi que du nuage d'Oort situé encore plus loin du Soleil, est bien inférieure à la masse de la Lune. Comme le montre la modélisation informatique, la quasi-totalité de la masse du disque primordial dépasse 70 UA. a été perdu en raison de collisions provoquées par Neptune, qui ont conduit à l'écrasement d'objets de la ceinture en poussière, qui a été balayée dans l'espace interstellaire par le vent solaire. Tous ces corps présentent un grand intérêt, car on suppose qu'ils ont été conservés dans leur forme originale depuis la formation du système solaire.

Nuage d'Oort contient les objets les plus éloignés du système solaire. C'est une région sphérique qui s'étend sur des distances de 5 à 100 000 UA. du Soleil et est considérée comme une source de comètes à longue période atteignant la région interne du système solaire. Le nuage lui-même n’a été observé instrumentalement qu’en 2003. En mars 2004, une équipe d'astronomes a annoncé la découverte d'un objet semblable à une planète tournant autour du Soleil à une distance record, ce qui le rend particulièrement froid.

Cet objet (2003VB12), nommé Sedna en l'honneur de la déesse esquimau qui donne la vie aux habitants des profondeurs marines arctiques, s'approche du Soleil pendant un temps très court, se déplaçant le long d'une orbite elliptique très allongée avec une période de 10 500 ans. Mais même lors de son approche du Soleil, Sedna n’atteint pas la limite extérieure de la ceinture de Kuiper, située à 55 UA. du Soleil : son orbite est comprise entre 76 (périhélie) et 1000 (aphélie) UA. Cela a permis aux découvreurs de Sedna de l'attribuer au premier corps céleste observé depuis le nuage d'Oort, situé en permanence en dehors de la ceinture de Kuiper.

Selon leurs caractéristiques spectrales, la classification la plus simple divise les astéroïdes en trois groupes :
C - carbone (75% connu),
S - silicium (17% connu),
U - non inclus dans les deux premiers groupes.

Actuellement, la classification ci-dessus est de plus en plus élargie et détaillée, incluant de nouveaux groupes. En 2002, leur nombre est passé à 24. Comme exemple de nouveau groupe, on peut citer la classe M composée d'astéroïdes principalement métalliques. Cependant, il faut garder à l’esprit que classer les astéroïdes selon les caractéristiques spectrales de leur surface est une tâche très difficile. Les astéroïdes d’une même classe n’ont pas nécessairement des compositions chimiques identiques.

Missions spatiales vers des astéroïdes

Les astéroïdes sont trop petits pour être étudiés en détail à l’aide de télescopes au sol. Leurs images peuvent être obtenues à l'aide d'un radar, mais pour cela, ils doivent voler suffisamment près de la Terre. Une méthode assez intéressante pour déterminer la taille des astéroïdes consiste à observer les éclipses d'étoiles par des astéroïdes à partir de plusieurs points le long de la ligne droite étoile - astéroïde - point à la surface de la Terre. La méthode consiste à calculer les points d'intersection de la direction étoile-astéroïde avec la Terre en utilisant la trajectoire connue de l'astéroïde, et des télescopes sont installés le long de cette trajectoire à certaines distances de celui-ci, déterminées par la taille estimée de l'astéroïde, en suivant la étoile. À un moment donné, l'astéroïde obscurcit l'étoile, elle disparaît pour l'observateur, puis réapparaît. Sur la base de la durée du temps d'ombrage et de la vitesse connue de l'astéroïde, son diamètre est déterminé et, avec un nombre suffisant d'observateurs, la silhouette de l'astéroïde peut être obtenue. Il existe désormais une communauté organisée d’astronomes amateurs qui effectuent avec succès des mesures coordonnées.

Les vols de vaisseaux spatiaux vers les astéroïdes ouvrent incomparablement plus de possibilités pour leur étude. L'astéroïde (951 Gaspra) a été photographié pour la première fois par la sonde spatiale Galileo en 1991 alors qu'il se dirigeait vers Jupiter, puis en 1993 il a photographié l'astéroïde 243 Ida et son satellite Dactyl. Mais cela a été fait, pour ainsi dire, par hasard.

Le premier véhicule spécialement conçu pour la recherche sur les astéroïdes a été le NEAR Shoemaker, qui a photographié l'astéroïde 253 Matilda, puis est entré en orbite autour de 433 Eros et a atterri sur sa surface en 2001. Il faut dire que l’atterrissage n’était pas initialement prévu, mais après une exploration réussie de cet astéroïde depuis l’orbite de son satellite, ils ont décidé de tenter un atterrissage en douceur. Bien que l'appareil ne soit pas équipé de dispositifs d'atterrissage et que son système de contrôle ne prévoie pas de telles opérations, suite aux commandes de la Terre, il a été possible d'atterrir l'appareil et ses systèmes ont continué à fonctionner à la surface. De plus, le survol de Matilda a permis non seulement d’obtenir une série d’images, mais également de déterminer la masse de l’astéroïde à partir de la perturbation de la trajectoire du véhicule.

En guise de tâche secondaire (tout en effectuant la tâche principale), la sonde Deep Space a exploré l'astéroïde 9969 Braille en 1999 et la sonde Stardust a exploré l'astéroïde 5535 Annafranc.

Grâce à l'appareil japonais Hayabusa (traduit par « faucon »), il a été possible en juin 2010 de restituer sur Terre des échantillons de sol provenant de la surface de l'astéroïde 25 143 Itokawa, qui appartient aux astéroïdes géocroiseurs (Apollos) de la planète. classe spectrale S (silicium). La photographie de l'astéroïde montre un terrain accidenté avec de nombreux rochers et pavés, dont plus de 1 000 mesurent plus de 5 mètres de diamètre, et certains mesurent jusqu'à 50 mètres. Nous reviendrons ensuite sur cette fonctionnalité d’Itokawa.

La sonde Rosetta, lancée par l'Agence spatiale européenne en 2004 vers la comète Churyumov-Gerasimenko, a posé en toute sécurité le module Philae sur son noyau le 12 novembre 2014. En cours de route, l’appareil a survolé les astéroïdes 2867 Steins en 2008 et 21 Lutetia en 2010. L'appareil tire son nom du nom de la pierre (Rosette), trouvée en Égypte par des soldats napoléoniens près de l'ancienne ville de Rosette sur l'île de Philae sur le Nil, qui a donné son nom au module d'atterrissage. Des textes sont gravés sur la pierre en deux langues : l'égyptien ancien et le grec ancien, qui ont fourni la clé pour percer les secrets de la civilisation des anciens Égyptiens : le déchiffrement des hiéroglyphes. En choisissant des noms historiques, les développeurs du projet ont souligné l'objectif de la mission : révéler les secrets de l'origine et de l'évolution du système solaire.

La mission est intéressante car au moment où le module Philae s’est posé à la surface du noyau de la comète, il était loin du Soleil et était donc inactif. À l'approche du Soleil, la surface du noyau se réchauffe et l'émission de gaz et de poussières commence. Le développement de tous ces processus peut être observé au centre des événements.

La mission Dawn en cours, réalisée dans le cadre du programme NASA, est très intéressante. L'appareil a été lancé en 2007, a atteint l'astéroïde Vesta en juillet 2011, puis a été transféré sur l'orbite de son satellite et y a mené des recherches jusqu'en septembre 2012. Actuellement, l'appareil est en route vers le plus gros astéroïde - Cérès. Il est propulsé par un moteur ionique de fusée électrique à faible poussée. Son efficacité, déterminée par le débit du fluide de travail (xénon), est presque d'un ordre de grandeur supérieur à l'efficacité des moteurs chimiques traditionnels (voir « Science et Vie » n° 9, 1999, article « Space Electric Locomotive »). . Cela a permis de voler de l'orbite d'un satellite d'un astéroïde à l'orbite d'un satellite d'un autre. Bien que les astéroïdes Vesta et Cérès se déplacent sur des orbites assez proches de la ceinture principale d'astéroïdes et en soient les plus gros, leurs caractéristiques physiques sont très différentes. Si Vesta est un astéroïde « sec », alors sur Cérès, selon des observations au sol, de l'eau, des calottes polaires saisonnières de glace d'eau et même une très fine couche d'atmosphère ont été découvertes.

Les Chinois ont également contribué à la recherche sur les astéroïdes en envoyant leur vaisseau spatial Chang'e vers l'astéroïde 4179 Tautatis. Il a pris une série de photographies de sa surface, alors que la distance minimale de vol n'était que de 3,2 kilomètres ; cependant, la meilleure photo a été prise à une distance de 47 kilomètres. Les images montrent que l'astéroïde a une forme allongée irrégulière – 4,6 kilomètres de longueur et 2,1 kilomètres de diamètre. La masse de l'astéroïde est de 50 milliards de tonnes ; sa particularité très intéressante est sa densité très inégale. Une partie du volume de l'astéroïde a une densité de 1,95 g/cm 3 , l'autre de 2,25 g/cm 3 . À cet égard, il a été suggéré que Tautatis s'est formé à la suite de la connexion de deux astéroïdes.

Quant aux projets de missions sur des astéroïdes dans un avenir proche, il faut commencer par l'Agence aérospatiale japonaise, qui prévoit de poursuivre son programme de recherche avec le lancement du vaisseau spatial Hayabusa-2 en 2015 afin de ramener sur Terre des échantillons de sol de l'astéroïde 1999 JU3. en 2020. L'astéroïde appartient à la classe spectrale C, se trouve sur une orbite coupant l'orbite de la Terre et son aphélie atteint presque l'orbite de Mars.

Un an plus tard, soit en 2016, démarre le projet OSIRIS-Rex de la NASA, dont le but est de restituer le sol de la surface de l'astéroïde géocroiseur 1999 RQ36, récemment nommé Bennu et affecté à la classe spectrale C. Il s'agit Il est prévu que l'appareil atteindra l'astéroïde en 2018 et qu'en 2023 il livrera 59 grammes de sa roche sur Terre.

Après avoir répertorié tous ces projets, impossible de ne pas évoquer un astéroïde pesant environ 13 000 tonnes, tombé près de Chelyabinsk le 15 février 2013, comme pour confirmer la déclaration du célèbre expert américain sur le problème des astéroïdes, Donald Yeomans : « Si nous ne volez pas vers les astéroïdes, alors ils volent vers nous " Cela a souligné l'importance d'un autre aspect de la recherche sur les astéroïdes : le risque astéroïde et la résolution des problèmes liés à la possibilité de collisions d'astéroïdes avec la Terre.

Une manière très inattendue d’étudier les astéroïdes a été proposée par la mission Asteroid Redirect ou, comme on l’appelle, le projet Keck. Son concept a été développé par le Keck Institute for Space Research de Pasadena (Californie). William Myron Keck est un célèbre philanthrope américain qui a fondé en 1954 une fondation pour soutenir la recherche scientifique aux États-Unis. Dans le projet, la condition initiale était que la tâche d'exploration de l'astéroïde soit résolue avec la participation humaine, en d'autres termes, la mission vers l'astéroïde devait être assurée par un équipage. Mais dans ce cas, la durée de l'ensemble du vol avec retour sur Terre sera inévitablement d'au moins plusieurs mois. Et ce qui est le plus désagréable pour une expédition habitée, c'est qu'en cas d'urgence ce temps ne peut être réduit à des limites acceptables. Par conséquent, il a été proposé, au lieu de voler vers l'astéroïde, de faire le contraire : amener l'astéroïde sur Terre à l'aide de véhicules sans pilote. Mais pas à la surface, comme cela s'est naturellement produit avec l'astéroïde de Tcheliabinsk, mais sur une orbite similaire à celle de la Lune, et envoyer un vaisseau spatial habité vers l'astéroïde qui s'est rapproché. Ce vaisseau s'en approchera, le capturera, et les astronautes l'étudieront, prélèveront des échantillons de roche et les livreront sur Terre. Et en cas d’urgence, les astronautes pourront revenir sur Terre d’ici une semaine. La NASA a déjà choisi l'astéroïde géocroiseur 2011 MD, membre de l'Amour, comme principal candidat pour le rôle de l'astéroïde ainsi déplacé. Son diamètre est de 7 à 15 mètres, sa densité est de 1 g/cm 3, c'est-à-dire qu'il peut ressembler à un tas de pierre concassée pesant environ 500 tonnes. Son orbite est très proche de l'orbite terrestre, inclinée par rapport à l'écliptique de 2,5 degrés, et sa période est de 396,5 jours, ce qui correspond à un demi-grand axe de 1,056 UA. Il est intéressant de noter que l'astéroïde a été découvert le 22 juin 2011 et que le 27 juin, il a volé très près de la Terre, à seulement 12 000 kilomètres.

Une mission visant à capturer un astéroïde sur l’orbite d’un satellite terrestre est prévue pour le début des années 2020. Le vaisseau spatial, conçu pour capturer un astéroïde et le transférer sur une nouvelle orbite, sera équipé de moteurs de fusée électriques à faible poussée fonctionnant au xénon. Les opérations visant à modifier l'orbite de l'astéroïde comprennent également une manœuvre gravitationnelle près de la Lune. L'essence de cette manœuvre est de contrôler le mouvement à l'aide de moteurs de fusée électriques, qui assureront le passage à proximité de la Lune. Dans le même temps, en raison de l’influence de son champ gravitationnel, la vitesse de l’astéroïde passe de l’hyperbolique initiale (c’est-à-dire conduisant à un écart du champ gravitationnel terrestre) à la vitesse du satellite terrestre.

Formation et évolution des astéroïdes

Comme déjà mentionné dans la section sur l'histoire de la découverte des astéroïdes, les premiers d'entre eux ont été découverts lors de la recherche d'une hypothétique planète qui, conformément à la loi de Bode (maintenant reconnue comme erronée), aurait dû être en orbite entre Mars et Jupiter. Il s'est avéré qu'il existe une ceinture d'astéroïdes près de l'orbite de la planète jamais découverte. Cela a servi de base à la construction d'une hypothèse selon laquelle cette ceinture s'est formée à la suite de sa destruction.

La planète a été nommée Phaéton en l’honneur du fils de l’ancien dieu solaire grec Hélios. Les calculs simulant le processus de destruction de Phaéton n'ont pas confirmé cette hypothèse dans toutes ses variétés, allant de la rupture de la planète par la gravité de Jupiter et de Mars jusqu'à une collision avec un autre corps céleste.

La formation et l'évolution des astéroïdes ne peuvent être considérées que comme une composante des processus d'émergence du système solaire dans son ensemble. Actuellement, la théorie généralement acceptée suggère que le système solaire est né d’une accumulation primordiale de gaz et de poussières. À partir de l'amas, un disque s'est formé dont les inhomogénéités ont conduit à l'émergence de planètes et de petits corps du système solaire. Cette hypothèse est confortée par les observations astronomiques modernes, qui permettent de détecter le développement de systèmes planétaires de jeunes étoiles à leurs débuts. La modélisation informatique le confirme également, en construisant des images remarquablement similaires aux photographies de systèmes planétaires à certaines phases de leur développement.

Au stade initial de la formation des planètes, sont apparus ce qu'on appelle les planétésimaux - des « embryons » de planètes, sur lesquels la poussière a ensuite adhéré en raison de l'influence gravitationnelle. Comme exemple d’une telle phase initiale de formation d’une planète, ils citent l’astéroïde Lutetia. Cet astéroïde assez gros, atteignant 130 kilomètres de diamètre, est constitué d'une partie solide et d'une épaisse couche de poussière adhérente (jusqu'à un kilomètre), ainsi que de rochers dispersés sur la surface. À mesure que la masse des protoplanètes augmentait, la force d’attraction et, par conséquent, la force de compression du corps céleste en formation augmentaient. La substance a été chauffée et fondue, conduisant à la stratification de la protoplanète en fonction de la densité de ses matériaux et à la transition du corps vers une forme sphérique. La plupart des chercheurs sont enclins à l'hypothèse selon laquelle au cours des phases initiales de l'évolution du système solaire, beaucoup plus de protoplanètes se sont formées que les planètes et les petits corps célestes observés aujourd'hui. À cette époque, les géantes gazeuses résultantes – Jupiter et Saturne – ont migré dans le système, plus près du Soleil. Cela a introduit un désordre important dans le mouvement des corps émergents du système solaire et a provoqué le développement d’un processus appelé période de bombardement intensif. En raison des influences résonantes provenant principalement de Jupiter, certains des corps célestes résultants ont été projetés à la périphérie du système et d'autres ont été projetés sur le Soleil. Ce processus s'est déroulé il y a 4,1 à 3,8 milliards d'années. Des traces de cette période, appelée étape tardive des bombardements intensifs, sont restées sous la forme de nombreux cratères d'impact sur la Lune et sur Mercure. La même chose s'est produite avec les corps en formation entre Mars et Jupiter : la fréquence des collisions entre eux était suffisamment élevée pour les empêcher de se transformer en objets plus grands et de forme plus régulière que ceux que nous voyons aujourd'hui. On suppose que parmi eux se trouvent des fragments de corps qui ont traversé certaines phases d'évolution puis se sont divisés lors de collisions, ainsi que des objets qui n'ont pas eu le temps de faire partie de corps plus grands et représentent ainsi des exemples de formations plus anciennes. . Comme mentionné ci-dessus, l’astéroïde Lutetia en est un exemple. Cela a été confirmé par les études de l'astéroïde réalisées par la sonde spatiale Rosetta, notamment par des photographies lors d'un survol rapproché en juillet 2010.

Ainsi, Jupiter joue un rôle important dans l’évolution de la ceinture principale d’astéroïdes. En raison de son influence gravitationnelle, nous avons obtenu l’image actuellement observée de la répartition des astéroïdes au sein de la ceinture principale. Quant à la ceinture de Kuiper, l'influence de Neptune s'ajoute au rôle de Jupiter, conduisant à l'éjection d'objets célestes dans cette région lointaine du système solaire. On suppose que l’influence des planètes géantes s’étend jusqu’au nuage d’Oort encore plus éloigné, qui s’est toutefois formé plus près du Soleil qu’il ne l’est actuellement. Dans les premières phases de l'évolution de l'approche des planètes géantes, les objets primordiaux (planétésimaux) dans leur mouvement naturel effectuaient ce que nous appelons des manœuvres gravitationnelles, reconstituant l'espace attribué au nuage d'Oort. Étant si éloignés du Soleil, ils sont également exposés à l'influence des étoiles de notre Galaxie - la Voie Lactée, ce qui conduit à leur transition chaotique sur une trajectoire de retour vers une région proche de l'espace circumsolaire. Nous observons ces planétésimaux comme des comètes à longue période. A titre d'exemple, on peut citer la comète la plus brillante du 20e siècle - la comète Hale-Bopp, découverte le 23 juillet 1995 et qui a atteint le périhélie en 1997. Sa période de révolution autour du Soleil est de 2534 ans et son aphélie est à une distance de 185 UA. du soleil.

Danger astéroïde-comète

Les nombreux cratères à la surface de la Lune, de Mercure et d’autres corps du système solaire sont souvent évoqués pour illustrer le niveau de danger astéroïde-comète pour la Terre. Mais une telle référence n’est pas tout à fait correcte, puisque l’écrasante majorité de ces cratères se sont formés pendant la « période des bombardements intensifs ». Néanmoins, à la surface de la Terre, grâce aux technologies modernes, notamment l’analyse de l’imagerie satellitaire, il est possible de détecter des traces de collisions avec des astéroïdes qui remontent à des périodes bien plus tardives de l’évolution du système solaire. Le plus grand et le plus ancien cratère connu, Vredefort, est situé en Afrique du Sud. Son diamètre est d'environ 250 kilomètres, son âge est estimé à deux milliards d'années.

Le cratère Chicxulub, sur la côte de la péninsule du Yucatan au Mexique, a été formé par un impact d'astéroïde il y a 65 millions d'années, équivalent à l'énergie d'explosion de 100 tératonnes (10,12 tonnes) de TNT. On pense aujourd’hui que l’extinction des dinosaures est une conséquence de cet événement catastrophique, qui a provoqué des tsunamis, des tremblements de terre, des éruptions volcaniques et un changement climatique dû à la formation d’une couche de poussière dans l’atmosphère qui a obscurci le Soleil. L'un des plus jeunes, le Barringer Crater, est situé dans le désert de l'Arizona, aux États-Unis. Son diamètre est de 1200 mètres et sa profondeur de 175 mètres. Il est apparu il y a 50 000 ans à la suite de l'impact d'une météorite ferreuse d'un diamètre d'environ 50 mètres et d'une masse de plusieurs centaines de milliers de tonnes.

Au total, on compte aujourd'hui environ 170 cratères d'impact formés par la chute de corps célestes. L'événement qui a le plus retenu l'attention s'est produit près de Tcheliabinsk, lorsque le 15 février 2013, dans cette zone, un astéroïde est entré dans l'atmosphère, dont la taille a été estimée à environ 17 mètres et une masse de 13 000 tonnes. Il a explosé dans les airs à une altitude de 20 kilomètres ; sa plus grande partie, pesant 600 kilogrammes, est tombée dans le lac Chebarkul.

Sa chute n'a pas fait de victimes, les destructions ont été notables, mais pas catastrophiques : du verre a été brisé sur une assez grande surface, le toit de l'usine de zinc de Tcheliabinsk s'est effondré et environ 1 500 personnes ont été blessées par des fragments de verre. On pense que la catastrophe n’est pas due à un élément de chance : la trajectoire de la chute de la météorite était douce, sinon les conséquences auraient été beaucoup plus graves. L'énergie de l'explosion équivaut à 0,5 mégatonne de TNT, ce qui correspond à 30 bombes larguées sur Hiroshima. L'astéroïde de Tcheliabinsk est devenu l'événement de cette ampleur le mieux décrit après l'explosion de la météorite Tunguska le 17 (30) juin 1908. Selon les estimations modernes, la chute de corps célestes comme Tcheliabinsk se produit dans le monde environ une fois tous les 100 ans. Quant à l'événement de Toungouska, lorsque des arbres ont été brûlés et abattus sur une zone d'un diamètre de 50 kilomètres à la suite d'une explosion à une altitude de 18 kilomètres avec une énergie de 10 à 15 mégatonnes de TNT, de telles catastrophes se produisent environ une fois par an. 300 ans. Cependant, il existe des cas où des corps plus petits entrant en collision avec la Terre plus souvent que ceux mentionnés ont causé des dommages notables. Un exemple est un astéroïde de quatre mètres tombé à Sikhote-Alin, au nord-est de Vladivostok, le 12 février 1947. Bien que l’astéroïde soit petit, il était presque entièrement constitué de fer et s’est avéré être la plus grosse météorite de fer jamais observée à la surface de la Terre. À une altitude de 5 kilomètres, il a explosé et le flash était plus brillant que le Soleil. Le territoire de l'épicentre de l'explosion (sa projection sur la surface de la terre) était inhabité, mais dans une zone d'un diamètre de 2 kilomètres, la forêt a été endommagée et plus d'une centaine de cratères d'un diamètre allant jusqu'à 26 mètres se sont formés. . Si un tel objet tombait sur une grande ville, des centaines, voire des milliers de personnes mourraient.

Dans le même temps, il est évident que la probabilité qu'une personne particulière meure à la suite d'une chute d'astéroïde est très faible. Cela n'exclut pas la possibilité que des centaines d'années s'écoulent sans pertes importantes, et que la chute d'un gros astéroïde entraînerait alors la mort de millions de personnes. Dans le tableau Le tableau 1 montre les probabilités de chute d'un astéroïde, corrélées au taux de mortalité dû à d'autres événements.

On ne sait pas quand se produira le prochain impact d’astéroïde, dont les conséquences seront comparables ou plus graves à celles de l’événement de Tcheliabinsk. Elle tombera peut-être dans 20 ans, ou dans plusieurs siècles, mais elle pourrait tomber demain. Recevoir une alerte précoce d'un événement comme celui de Tcheliabinsk n'est pas seulement souhaitable : il est également nécessaire de dévier efficacement les objets potentiellement dangereux d'une taille supérieure à, disons, 50 mètres. Quant aux collisions de petits astéroïdes avec la Terre, ces événements se produisent plus souvent qu’on ne le pense : environ une fois toutes les deux semaines. Ceci est illustré par la carte suivante des impacts d'astéroïdes mesurant un mètre ou plus au cours des vingt dernières années, préparée par la NASA.

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Méthodes pour dévier les objets géocroiseurs potentiellement dangereux

La découverte en 2004 de l'astéroïde Apophis, dont la probabilité d'une collision avec la Terre en 2036 était alors considérée comme assez élevée, a conduit à un regain d'intérêt significatif pour le problème de la protection astéroïde-comète. Des travaux ont été lancés pour détecter et cataloguer les objets célestes dangereux, et des programmes de recherche ont été lancés pour résoudre le problème de la prévention de leurs collisions avec la Terre. En conséquence, le nombre d'astéroïdes et de comètes découverts a fortement augmenté, de sorte que l'on en a découvert désormais plus qu'on ne le savait avant le début des travaux sur le programme. Diverses méthodes ont également été proposées pour détourner les astéroïdes de leurs trajectoires d'impact avec la Terre, y compris des méthodes assez exotiques. Par exemple, recouvrir les surfaces d'astéroïdes dangereux de peinture, ce qui modifiera leurs caractéristiques réfléchissantes, conduisant à la déviation requise de la trajectoire de l'astéroïde en raison de la pression de la lumière solaire. Les recherches se sont poursuivies sur les moyens de modifier les trajectoires d'objets dangereux en entrant en collision avec eux des vaisseaux spatiaux. Ces dernières méthodes semblent très prometteuses et ne nécessitent pas l’utilisation de technologies dépassant les capacités de la technologie moderne des fusées et de l’espace. Cependant, leur efficacité est limitée par la masse du vaisseau spatial guidé. Pour le transporteur russe le plus puissant, Proton-M, il ne peut pas dépasser 5 à 6 tonnes.

Estimons le changement de vitesse, par exemple, d'Apophis, dont la masse est d'environ 40 millions de tonnes : une collision avec lui par un vaisseau spatial pesant 5 tonnes à une vitesse relative de 10 km/s donnera 1,25 millimètres par seconde. Si la frappe est déclenchée bien avant la collision attendue, il est possible de créer la déviation requise, mais ce « long temps » prendra plusieurs décennies. Il est actuellement impossible de prédire la trajectoire d’un astéroïde avec une précision acceptable, d’autant plus qu’il existe une incertitude quant à la connaissance des paramètres de la dynamique d’impact et, par conséquent, à l’évaluation du changement attendu du vecteur vitesse de l’astéroïde. Ainsi, afin d'empêcher un astéroïde dangereux d'entrer en collision avec la Terre, il est nécessaire de trouver une opportunité de lui diriger un projectile plus massif. En tant que tel, nous pouvons proposer un autre astéroïde avec une masse nettement supérieure à la masse du vaisseau spatial, disons 1 500 tonnes. Mais pour contrôler le mouvement d’un tel astéroïde, il faudra trop de carburant pour mettre l’idée en pratique. Par conséquent, pour le changement requis de la trajectoire du projectile d'astéroïde, il a été proposé d'utiliser la manœuvre dite gravitationnelle, qui elle-même ne nécessite aucune consommation de carburant.

Par manœuvre gravitationnelle, nous entendons le survol d'un objet spatial (dans notre cas, un projectile d'astéroïde) d'un corps assez massif - la Terre, Vénus, d'autres planètes du système solaire, ainsi que leurs satellites. Le sens de la manœuvre est de choisir les paramètres de la trajectoire par rapport au corps piloté (altitude, position initiale et vecteur vitesse), qui permettront, du fait de son influence gravitationnelle, de modifier l'orbite de l'objet (dans notre cas , un astéroïde) autour du Soleil afin qu'il soit sur la trajectoire de collision. En d'autres termes, au lieu de transmettre une impulsion de vitesse à l'objet contrôlé à l'aide d'un moteur-fusée, nous recevons cette impulsion en raison de la gravité de la planète ou, comme on l'appelle aussi, de l'effet de fronde. De plus, l'ampleur de l'impulsion peut être importante – 5 km/s ou plus. Pour le créer avec un moteur-fusée standard, il est nécessaire de dépenser une quantité de carburant égale à 3,5 fois la masse de l'appareil. Et pour la méthode de manœuvre par gravité, le carburant n'est nécessaire que pour amener le véhicule sur la trajectoire de manœuvre calculée, ce qui réduit sa consommation de deux ordres de grandeur. Il convient de noter que cette méthode de modification des orbites des engins spatiaux n'est pas nouvelle : elle a été proposée au début des années trente du siècle dernier par le pionnier des fusées soviétiques F.A. Sandre. Actuellement, cette technique est largement utilisée dans la pratique des vols spatiaux. Il suffit de citer encore une fois, par exemple, le vaisseau spatial européen Rosetta : lors de la mise en œuvre de la mission, il a effectué en dix ans trois manœuvres gravitationnelles près de la Terre et une près de Mars. On peut rappeler les vaisseaux spatiaux soviétiques Vega-1 et Vega-2, qui ont survolé pour la première fois la comète de Halley - sur le chemin, ils ont effectué des manœuvres gravitationnelles en utilisant le champ gravitationnel de Vénus. Pour atteindre Pluton en 2015, la sonde New Horizons de la NASA a effectué une manœuvre dans le champ de Jupiter. La liste des missions utilisant l’assistance gravitationnelle est loin d’être épuisée par ces exemples.

L'utilisation d'une manœuvre gravitationnelle pour guider des astéroïdes géocroiseurs relativement petits vers des objets célestes dangereux afin de les dévier de leur trajectoire de collision avec la Terre a été proposée par des employés de l'Institut de recherche spatiale de l'Académie des sciences de Russie lors d'une conférence internationale sur le problème du danger astéroïde, organisé à Malte en 2009. Et l’année suivante, une publication dans une revue est parue décrivant ce concept et sa justification.

Pour confirmer la faisabilité du concept, l'astéroïde Apophis a été choisi comme exemple d'objet céleste dangereux.

Initialement, ils ont accepté la condition selon laquelle le danger de l'astéroïde était établi environ dix ans avant sa collision prévue avec la Terre. En conséquence, un scénario a été construit pour que l'astéroïde s'écarte de la trajectoire qui le traverse. Tout d'abord, parmi la liste des astéroïdes géocroiseurs dont les orbites sont connues, un a été sélectionné, qui sera transféré à proximité de la Terre sur une orbite adaptée pour effectuer une manœuvre gravitationnelle, garantissant que l'astéroïde heurtera Apophis au plus tard 2035. Comme critère de sélection, nous avons pris l'ampleur de l'impulsion de vitesse qui doit être transmise à l'astéroïde pour le transférer sur une telle trajectoire. L'impulsion maximale admissible a été considérée comme étant de 20 m/s. Ensuite, une analyse numérique des opérations possibles pour pointer l'astéroïde vers Apophis a été réalisée conformément au scénario de vol suivant.

Une fois que l'unité principale du lanceur Proton-M a été lancée sur une orbite terrestre basse à l'aide de l'étage supérieur Briz-M, le vaisseau spatial est transféré sur une trajectoire de vol vers l'astéroïde projectile avec un atterrissage ultérieur sur sa surface. L'appareil est fixé à la surface et se déplace avec l'astéroïde jusqu'au point où il met en marche le moteur, transmettant à l'astéroïde une impulsion qui le transfère sur la trajectoire calculée de la manœuvre gravitationnelle - en orbite autour de la Terre. Pendant le mouvement, les mesures nécessaires sont prises pour déterminer les paramètres de mouvement de l'astéroïde cible et de l'astéroïde projectile. Sur la base des résultats de mesure, la trajectoire du projectile est calculée et sa correction est effectuée. À l'aide du système de propulsion de l'appareil, l'astéroïde reçoit des impulsions de vitesse qui corrigent les erreurs dans les paramètres de la trajectoire de mouvement vers la cible. Les mêmes opérations sont effectuées sur la trajectoire de vol du véhicule vers l’astéroïde projectile. Le paramètre clé dans le développement et l’optimisation du scénario est la vitesse d’impulsion qui doit être transmise à l’astéroïde projectile. Pour les candidats à ce rôle, les dates du message impulsionnel, l'arrivée de l'astéroïde sur Terre et la collision avec un objet dangereux sont déterminées. Ces paramètres sont sélectionnés de telle manière que l'ampleur de l'impulsion transmise à l'astéroïde projectile soit minime. Au cours du processus de recherche, la liste complète des astéroïdes dont les paramètres orbitaux sont actuellement connus a été analysée comme candidats, soit environ 11 000 d'entre eux.

À la suite des calculs, cinq astéroïdes ont été trouvés, dont les caractéristiques, y compris leurs tailles, sont indiquées dans le tableau. 2. Il a été touché par des astéroïdes dont les dimensions dépassent largement les valeurs correspondant à la masse maximale autorisée : 1 500 à 2 000 tonnes. À cet égard, deux remarques doivent être faites. Premièrement : l'analyse a utilisé une liste loin d'être complète des astéroïdes géocroiseurs (11 000), alors que, selon les estimations modernes, il y en aurait au moins 100 000. Deuxièmement : la possibilité réelle d'utiliser non pas un astéroïde entier comme projectile, mais , par exemple, à sa surface se trouvent des rochers dont la masse se situe dans les limites désignées (on peut rappeler l'astéroïde Itokawa). A noter que c'est précisément l'approche jugée réaliste dans le projet américain visant à mettre un petit astéroïde en orbite lunaire. De la table 2, on peut voir que la plus petite vitesse d'impulsion - seulement 2,38 m/s - est requise si l'astéroïde 2006 XV4 est utilisé comme projectile. Certes, il est lui-même trop gros et dépasse la limite estimée de 1 500 tonnes. Mais si vous utilisez son fragment ou son rocher sur une surface avec une telle masse (le cas échéant), alors l'impulsion indiquée créera un moteur-fusée standard avec une vitesse d'échappement des gaz de 3 200 m/s, dépensant 1,2 tonne de carburant. Comme l'ont montré les calculs, un appareil d'une masse totale de plus de 4,5 tonnes peut atterrir à la surface de cet astéroïde, de sorte que la livraison de carburant ne posera pas de problèmes. Et l'utilisation d'un moteur-fusée électrique réduira la consommation de carburant (plus précisément de fluide de travail) à 110 kilogrammes.

Cependant, il convient de garder à l'esprit que les données sur les impulsions de vitesse requises indiquées dans le tableau se réfèrent au cas idéal, lorsque la modification requise du vecteur vitesse est mise en œuvre de manière absolument précise. En fait, ce n’est pas le cas et, comme nous l’avons déjà noté, il est nécessaire de disposer d’un approvisionnement en fluide de travail pour les corrections d’orbite. Avec les précisions obtenues à ce jour, la correction peut nécessiter un total allant jusqu'à 30 m/s, ce qui dépasse les valeurs nominales de changement de vitesse pour résoudre le problème de l'interception d'un objet dangereux.

Dans notre cas, lorsque l’objet contrôlé a une masse supérieure de trois ordres de grandeur, une solution différente est requise. Cela existe, c'est l'utilisation d'un moteur-fusée électrique, qui permet de réduire de dix fois la consommation du fluide de travail pour la même impulsion corrective. De plus, pour augmenter la précision du guidage, il est proposé d'utiliser un système de navigation comprenant un petit appareil équipé d'un émetteur-récepteur, placé à l'avance à la surface d'un astéroïde dangereux, et deux sous-satellites accompagnant l'appareil principal. Les émetteurs-récepteurs sont utilisés pour mesurer la distance entre les appareils et leurs vitesses relatives. Un tel système permet de garantir qu'un projectile d'astéroïde touche une cible avec une déviation de moins de 50 mètres, à condition d'utiliser dans la dernière phase d'approche de la cible un petit moteur chimique d'une poussée de plusieurs dizaines de kilogrammes, produisant une impulsion de vitesse inférieure à 2 m/s.

Parmi les questions qui se posent lorsqu'on discute de la faisabilité du concept d'utilisation de petits astéroïdes pour dévier des objets dangereux, la question la plus importante est le risque de collision avec la Terre d'un astéroïde transféré sur la trajectoire d'une manœuvre gravitationnelle autour de lui. Dans le tableau 2 montre les distances des astéroïdes depuis le centre de la Terre au périgée lors d'une manœuvre gravitationnelle. Pour quatre, ils dépassent 15 000 kilomètres, et pour l'astéroïde 1994, le GV est de 7 427,54 kilomètres (le rayon moyen de la Terre est de 6 371 kilomètres). Les distances semblent sûres, mais il est encore impossible de garantir l’absence de tout risque si la taille de l’astéroïde est telle qu’il peut atteindre la surface terrestre sans se consumer dans l’atmosphère. Un diamètre de 8 à 10 mètres est considéré comme la taille maximale autorisée, à condition que l'astéroïde ne soit pas en fer. Une façon radicale de résoudre le problème consiste à utiliser Mars ou Vénus pour manœuvrer.

Capturer des astéroïdes pour la recherche

L'idée de base du projet Asteroid Redirect Mission (ARM) est de transférer un astéroïde sur une autre orbite, plus pratique pour mener des recherches avec la participation humaine directe. A ce titre, une orbite proche de celle lunaire a été proposée. Comme autre option pour modifier l'orbite des astéroïdes, l'IKI RAS a envisagé des méthodes de contrôle du mouvement des astéroïdes à l'aide de manœuvres gravitationnelles près de la Terre, similaires à celles qui ont été développées pour pointer de petits astéroïdes vers des objets géocroiseurs dangereux.

Le but de ces manœuvres est de transférer des astéroïdes sur des orbites en résonance avec le mouvement orbital de la Terre, en particulier avec un rapport de 1:1 entre les périodes des astéroïdes et celles de la Terre. Parmi les astéroïdes géocroiseurs, il y en a treize qui peuvent être transférés sur des orbites résonantes dans le rapport spécifié et à la limite inférieure autorisée du rayon du périgée - 6 700 kilomètres. Pour ce faire, il suffit que chacun d'entre eux fournisse une impulsion de vitesse ne dépassant pas 20 m/s. Leur liste est présentée dans un tableau. 3, qui montre l'ampleur des impulsions de vitesse qui transfèrent l'astéroïde sur la trajectoire de la manœuvre gravitationnelle près de la Terre, de sorte que la période de son orbite devient égale à celle de la Terre, soit un an. Les vitesses maximales et minimales de l'astéroïde dans son mouvement héliocentrique réalisables par la manœuvre y sont également indiquées. Il est intéressant de noter que les vitesses maximales peuvent être très élevées, permettant la manœuvre pour projeter l'astéroïde assez loin du Soleil. Par exemple, l'astéroïde 2012 VE77 pourra être envoyé sur une orbite avec un aphélie à la distance de l'orbite de Saturne, et le reste - au-delà de l'orbite de Mars.

L’avantage des astéroïdes résonants est qu’ils reviennent chaque année au voisinage de la Terre. Cela permet d'envoyer un vaisseau spatial atterrir sur un astéroïde au moins chaque année et de livrer des échantillons de sol sur Terre, et presque aucun carburant n'est nécessaire pour ramener le véhicule de descente sur Terre. À cet égard, un astéroïde en orbite résonante présente des avantages par rapport à un astéroïde en orbite similaire à la Lune, comme prévu dans le projet Keck, car son retour nécessite une consommation de carburant notable. Pour les missions sans pilote, cela peut être décisif, mais pour les vols habités, lorsqu'il faut assurer le retour le plus rapide possible de l'appareil sur Terre en cas d'urgence (dans un délai d'une semaine, voire moins), l'avantage peut être du côté des Projet ARM.

D’autre part, le retour annuel des astéroïdes résonants sur Terre permet des manœuvres gravitationnelles périodiques, changeant à chaque fois leur orbite pour optimiser les conditions de recherche. Dans le même temps, l’orbite doit rester résonante, ce qui est facile à réaliser en effectuant plusieurs manœuvres gravitationnelles. Grâce à cette approche, il est possible de transférer l’astéroïde sur une orbite identique à celle de la Terre, mais légèrement inclinée par rapport à son plan (vers l’écliptique). L’astéroïde s’approchera ensuite de la Terre deux fois par an. La famille des orbites résultant d'une séquence de manœuvres gravitationnelles comprend une orbite dont le plan se situe dans l'écliptique, mais présente une très grande excentricité et atteint, comme l'astéroïde 2012 VE77, l'orbite de Mars.

Si nous développons davantage la technologie des manœuvres gravitationnelles autour des planètes, y compris la construction d'orbites de résonance, alors l'idée d'utiliser la Lune surgit. Le fait est qu’une manœuvre gravitationnelle à proximité d’une planète sous sa forme pure ne permet pas de capturer un objet sur l’orbite d’un satellite, car lorsqu’il vole autour de la planète, l’énergie de son mouvement relatif ne change pas. Si en même temps il tourne autour du satellite naturel de la planète (la Lune), alors son énergie peut être réduite. Le problème est que la diminution doit être suffisante pour passer sur l’orbite du satellite, c’est-à-dire que la vitesse initiale par rapport à la planète doit être faible. Si cette condition n’est pas remplie, l’objet quittera définitivement le voisinage de la Terre. Mais si vous choisissez la géométrie de la manœuvre combinée de manière à ce que l'astéroïde reste sur une orbite résonante, alors la manœuvre peut être répétée dans un an. Ainsi, il est possible de capturer un astéroïde sur l’orbite du satellite terrestre en utilisant des manœuvres gravitationnelles à proximité de la Terre tout en maintenant la condition de résonance et un survol coordonné de la Lune.

Il est évident que des exemples individuels confirmant la possibilité de mettre en œuvre le concept de contrôle du mouvement des astéroïdes à l'aide de manœuvres gravitationnelles ne garantissent pas une solution au problème du danger astéroïde-comète pour tout objet céleste menaçant une collision avec la Terre. Il peut arriver que dans un cas particulier, aucun astéroïde approprié ne puisse être dirigé vers lui. Mais, comme le montrent les derniers résultats de calculs, effectués en tenant compte des astéroïdes catalogués les plus « récents », avec la vitesse d'impulsion maximale admissible nécessaire pour transférer un astéroïde au voisinage de la planète égale à 40 m/s, le nombre de Les astéroïdes appropriés sont respectivement 29, 193 et ​​72 pour Vénus, la Terre et Mars. Ils sont inclus dans la liste des corps célestes dont le mouvement peut être contrôlé au moyen de fusées et de technologies spatiales modernes. La liste s’allonge rapidement, avec en moyenne deux à cinq astéroïdes découverts par jour. Ainsi, entre le 1er et le 21 novembre 2014, 58 astéroïdes géocroiseurs ont été découverts. Jusqu'à présent, nous ne pouvions pas influencer le mouvement des corps célestes naturels, mais une nouvelle phase dans le développement de la civilisation s'annonce lorsque cela devient possible.

Glossaire de l'article

La loi de Bode(règle de Titius-Bode, établie en 1766 par le mathématicien allemand Johann Titius et reformulée en 1772 par l'astronome allemand Johann Bode) décrit les distances entre les orbites des planètes du système solaire et le Soleil, ainsi qu'entre les planètes et les orbites de ses satellites naturels. Une de ses formulations mathématiques : R i = (D i + 4)/10, où D i = 0, 3, 6, 12 ... n, 2n, et R i est le rayon moyen de l'orbite de la planète en unités astronomiques (a. e.).

Cette loi empirique est vraie pour la plupart des planètes avec une précision de 3 %, mais elle semble n’avoir aucune signification physique. On suppose cependant qu'au stade de la formation du système solaire, à la suite de perturbations gravitationnelles, une structure annulaire régulière de régions est apparue dans laquelle les orbites des protoplanètes se sont révélées stables. Des études ultérieures sur le système solaire ont montré que la loi de Bode, d’une manière générale, n’est pas toujours respectée : les orbites de Neptune et de Pluton, par exemple, sont beaucoup plus proches du Soleil qu’elle ne le prédit (voir tableau).

(Points L, ou points de libration, de lat. Bibliothèque- balancement) - points dans un système de deux corps massifs, par exemple le Soleil et une planète ou une planète et son satellite naturel. Un corps de masse nettement inférieure - un astéroïde ou un laboratoire spatial - restera à l'un des points de Lagrange, effectuant des oscillations de petite amplitude, à condition que seules les forces gravitationnelles agissent sur lui.

Les points de Lagrange se situent dans le plan orbital des deux corps et sont désignés par des indices de 1 à 5. Les trois premiers - colinéaires - se trouvent sur la droite reliant les centres des corps massifs. Le point L 1 est situé entre les corps massifs, L 2 - derrière les moins massifs, L 3 - derrière les plus massifs. La position de l'astéroïde en ces points est la moins stable. Les points L 4 et L 5 - triangulaires, ou chevaux de Troie - sont situés en orbite de part et d'autre de la ligne reliant les corps de grande masse, à des angles de 60° par rapport à la ligne qui les relie (par exemple, le Soleil et la Terre).

Le point L 1 du système Terre-Lune est un endroit pratique pour placer une station orbitale habitée, permettant aux astronautes d'atteindre la Lune avec une consommation de carburant minimale, ou un observatoire pour observer le Soleil, qui à ce stade n'est jamais obscurci ni par la Terre. ou la Lune.

Le point L 2 du système Soleil-Terre convient à la construction d'observatoires et de télescopes spatiaux. À ce stade, l’objet conserve indéfiniment son orientation par rapport à la Terre et au Soleil. Il abrite déjà les laboratoires américains Planck, Herschel, WMAP, Gaia, etc.

Au point L 3, de l'autre côté du Soleil, les écrivains de science-fiction ont placé à plusieurs reprises une certaine planète - la Contre-Terre, qui soit est arrivée de loin, soit a été créée simultanément avec la Terre. Les observations modernes ne l'ont pas trouvé.

Excentricité(Fig. 1) - un nombre caractérisant la forme d'une courbe du second ordre (ellipse, parabole et hyperbole). Mathématiquement, elle est égale au rapport de la distance de n'importe quel point de la courbe à son foyer sur la distance de ce point à la ligne droite, appelée directrice. Les ellipses – les orbites des astéroïdes et de la plupart des autres corps célestes – ont deux directrices. Leurs équations sont : x = ±(a/e), où a est le demi-grand axe de l'ellipse ; e - excentricité - une valeur constante pour toute courbe donnée. L'excentricité de l'ellipse est inférieure à 1 (pour une parabole e = 1, pour une hyperbole e > 1) ; lorsque e > 0, la forme de l'ellipse se rapproche d'un cercle ; lorsque e > 1, l'ellipse devient de plus en plus allongée et comprimée, dégénérant finalement en un segment - son propre grand axe 2a. Une autre définition, plus simple et plus visuelle, de l'excentricité d'une ellipse est le rapport de la différence entre ses distances maximale et minimale au foyer sur leur somme, c'est-à-dire la longueur du grand axe de l'ellipse. Pour les orbites circumsolaires, il s'agit du rapport entre la différence de distance d'un corps céleste au Soleil à l'aphélie et au périhélie et leur somme (le grand axe de l'orbite).

vent ensoleillé- un flux constant de plasma provenant de la couronne solaire, c'est-à-dire de particules chargées (protons, électrons, noyaux d'hélium, ions oxygène, silicium, fer, soufre) dans des directions radiales depuis le Soleil. Il occupe un volume sphérique d'un rayon d'au moins 100 UA. C'est-à-dire que la limite du volume est déterminée par l'égalité de la pression dynamique du vent solaire et de la pression du gaz interstellaire, du champ magnétique de la Galaxie et des rayons cosmiques galactiques.

Écliptique(du grec ékleipsis- éclipse) est un grand cercle de la sphère céleste le long duquel se produit le mouvement annuel visible du Soleil. En réalité, puisque la Terre se déplace autour du Soleil, l'écliptique est la section de la sphère céleste par le plan de l'orbite terrestre. La ligne de l'écliptique traverse les 12 constellations du Zodiaque. Son nom grec est dû à ce que l'on sait depuis l'Antiquité : les éclipses solaires et lunaires se produisent lorsque la Lune est proche du point d'intersection de son orbite avec l'écliptique.

Le 1er septembre 2017, l’astéroïde Florence s’est rapproché dangereusement de la Terre. Cet événement, qui a enthousiasmé le public, a suscité l’intérêt du commun des mortels pour les astéroïdes. Les gens éloignés de l'astronomie ont commencé à s'intéresser aux aspects les plus importants gros astéroïdes qui pourrait bientôt toucher le sol. Les astronomes associent l’importance des astéroïdes à leur taille. De ce fait, le plus grand intérêt pour le milieu non professionnel est de 10 les astéroïdes les plus gros et les plus dangereux de l'univers. La taille est classée en fonction de leurs diamètres. Bien que dans certains cas, en raison de la complexité de la forme, il ne soit pas possible de déterminer son diamètre avant des siècles.

10. Euphrosyne

Ouvert en septembre 1854. Il s'agit d'un astéroïde en rotation rapide d'un diamètre de 250 km. L’astéroïde est une formation sombre riche en composés carbonés avec une orbite inhabituelle. Euphrosyne n'est visible que dans l'hémisphère nord. La densité de l'astéroïde Euphrosyne est très élevée et, sous son influence, il expulse les petits corps célestes de leurs orbites. L'astéroïde tire son nom de l'ancienne déesse romaine du plaisir.

9. Hector

Les astronomes l'ont découvert en février 1907. Diamètre 205 km. C'est une étrange silhouette allongée. On pense qu’il s’agit d’une conjonction de deux astéroïdes maintenus ensemble par la gravité. Certains scientifiques ont suggéré l’origine artificielle de l’astéroïde, ce qui pourrait expliquer le caractère inhabituel de l’orbite d’Hector et sa différence avec toutes les autres orbites d’astéroïdes. De nombreux astronomes pensent qu'Hector a migré depuis la lointaine ceinture d'astéroïdes de Kuiper. Sa composition est similaire à celle des astéroïdes de cette ceinture. Nommé d'après le héros grec mythique de Troie.

8. Sylvie

Ouvert en mai 1866. Son diamètre est de 232 km. Possède une paire de satellites, nommés Romulus et Remus. L’astéroïde est incroyablement poreux, les vides représentant 60 % de sa taille. Cela amène certains astronomes à le considérer non pas comme un monolithe, mais comme un ensemble de débris. Les lunes de Sylvia sont également un ensemble de débris maintenus ensemble par la gravité. L'astéroïde a une forme allongée. L'astéroïde tire son nom d'un personnage mythique : la mère des frères fondateurs de Rome.

7.David

L'astéroïde a été découvert en mars 1903, mais jusqu'à présent, son diamètre n'a pas été déterminé avec précision. Les astronomes diffèrent dans les estimations du diamètre de 60 kilomètres. C'est environ 270 km. Un astéroïde très massif. Un cratère géant a été découvert à sa surface. La forme de l’astéroïde est inconnue puisqu’il fait toujours face au pôle nord. L'astéroïde porte le nom du professeur d'astronomie qui l'a découvert.

6.Europe

Il s'agit d'un astéroïde sombre d'un diamètre de 302 km. Il a été ouvert en 1858. Un astéroïde diffère des autres formations spatiales similaires par sa faible masse et sa porosité élevée. Il contient beaucoup de carbone. En général, on sait peu de choses sur la structure de cet astéroïde. Ils lui ont donné le nom d'un personnage grec mythique, la fille d'un roi phénicien.

5. Interamnie

Ce gros astéroïde, peu connu du grand public, a été découvert en 1910. Il fait si sombre que les astronomes ont pu le détecter 100 ans après la découverte des premiers astéroïdes. L’interamnie est encore mal connue. Les astronomes comprennent seulement que sa surface est constituée de régolithe et est recouverte d'une importante couche de poussière. Aucune trace d'eau n'a été trouvée sur cet astéroïde. Le nom est inhabituel, signifiant « entre les rivières ».

4. Hygie

Cet astéroïde a été découvert en avril 1849. Le diamètre est d'environ 400 km, il n'a pas encore été possible de le déterminer plus précisément. Lorsque Hygie est à sa distance la plus proche de la Terre, elle peut être vue à l’aide de jumelles. Mais la plupart du temps, elle se déplace à grande distance du Soleil. C'est un astéroïde très sombre. Il y a des problèmes pour déterminer sa composition. Il tire son nom de la déesse grecque, assistante du dieu de la guérison.

3. Palla

C'était le deuxième plus gros astéroïde, mais après que la taille de Vesta ait été clarifiée, il est devenu le troisième. Le diamètre de Pallas est 2 fois plus petit que celui de Cérès - 512 kilomètres. Cet astéroïde a été découvert en mars 1802. Pallas a la forme d'une ellipse. Il contient de nombreux chondrides carbonés. Il tire son nom de la déesse grecque.

2. Vesta

Après le transfert de Cérès sur les planètes, il est devenu le premier plus gros astéroïde. Son diamètre est de 525 km. L'astéroïde a été découvert en mars 1807. C'est l'astéroïde le plus brillant que l'on puisse observer avec des jumelles. Les astronomes ont refusé de classer Vesta parmi les planètes naines en raison de sa forme asymétrique. Vesta a un noyau de fer et de nickel et une coque en pierre. L'astéroïde doit son nom à une déesse romaine.

1. Cérès

Le plus gros astéroïde, d'un diamètre de 950 kilomètres. Il a été inauguré en janvier 1801. Elle est si grande que depuis 2006, les astronomes ont commencé à considérer Cérès comme une petite planète. Il s’agit du plus gros objet de la ceinture d’astéroïdes, avec une forme sphérique régulière, ce que les astronomes jugent surprenant. Cérès est constituée d'un noyau rocheux et d'une coquille glacée. De la vapeur d'eau a été trouvée à sa surface. L'astéroïde porte le nom de la déesse romaine.

Les astéroïdes sont des corps célestes relativement petits se déplaçant en orbite autour du Soleil. Elles sont nettement plus petites en taille et en masse que les planètes, ont une forme irrégulière et n'ont pas d'atmosphère.

Dans cette section du site, tout le monde peut apprendre de nombreux faits intéressants sur les astéroïdes. Vous en connaissez peut-être déjà certains, d’autres seront nouveaux pour vous. Les astéroïdes constituent un spectre intéressant du Cosmos, et nous vous invitons à vous familiariser avec eux de manière aussi détaillée que possible.

Le terme « astéroïde » a été inventé pour la première fois par le célèbre compositeur Charles Burney et utilisé par William Herschel sur la base du fait que ces objets, vus à travers un télescope, apparaissent comme des pointes d'étoiles, tandis que les planètes apparaissent comme des disques.

Il n’existe toujours pas de définition précise du terme « astéroïde ». Jusqu’en 2006, les astéroïdes étaient généralement appelés planètes mineures.

Le principal paramètre selon lequel ils sont classés est la taille du corps. Les astéroïdes comprennent des corps d'un diamètre supérieur à 30 m, et les corps de plus petite taille sont appelés météorites.

En 2006, l'Union astronomique internationale a classé la plupart des astéroïdes parmi les petits corps de notre système solaire.

À ce jour, des centaines de milliers d’astéroïdes ont été identifiés dans le système solaire. Au 11 janvier 2015, la base de données comprenait 670 474 objets, dont 422 636 avaient des orbites déterminées, un numéro officiel et plus de 19 000 d'entre eux avaient des noms officiels. Selon les scientifiques, il pourrait y avoir entre 1,1 et 1,9 millions d’objets dans le système solaire d’une taille supérieure à 1 km. La plupart des astéroïdes actuellement connus sont situés dans la ceinture d’astéroïdes, située entre les orbites de Jupiter et de Mars.

Le plus gros astéroïde du système solaire est Cérès, mesurant environ 975 x 909 km, mais depuis le 24 août 2006, il est classé planète naine. Les deux gros astéroïdes restants (4) Vesta et (2) Pallas ont un diamètre d'environ 500 km. De plus, (4) Vesta est le seul objet de la ceinture d’astéroïdes visible à l’œil nu. Tous les astéroïdes qui se déplacent sur d’autres orbites peuvent être suivis lors de leur passage à proximité de notre planète.

Quant au poids total de tous les astéroïdes de la ceinture principale, il est estimé entre 3,0 et 3,6 1021 kg, soit environ 4 % du poids de la Lune. Cependant, la masse de Cérès représente environ 32 % de la masse totale (9,5 1020 kg), et avec trois autres gros astéroïdes - (10) Hygiea, (2) Pallas, (4) Vesta - 51 %, c'est-à-dire la plupart des astéroïdes ont une masse insignifiante selon les normes astronomiques.

Exploration des astéroïdes

Après que William Herschel ait découvert la planète Uranus en 1781, les premières découvertes d'astéroïdes ont commencé. La distance héliocentrique moyenne des astéroïdes suit la règle de Titius-Bode.

Franz Xaver créa un groupe de vingt-quatre astronomes à la fin du XVIIIe siècle. À partir de 1789, ce groupe s'est spécialisé dans la recherche d'une planète qui, selon la règle de Titius-Bode, devrait être située à une distance d'environ 2,8 unités astronomiques (UA) du Soleil, soit entre les orbites de Jupiter et de Mars. La tâche principale était de décrire les coordonnées des étoiles situées dans la zone des constellations zodiacales à un moment précis. Les coordonnées ont été vérifiées les nuits suivantes et des objets se déplaçant sur de longues distances ont été identifiés. Selon leur hypothèse, le déplacement de la planète recherchée devrait être d'environ trente secondes d'arc par heure, ce qui serait très perceptible.

Le premier astéroïde, Cérès, a été découvert par l'Italien Piazii, qui n'était pas impliqué dans ce projet, complètement par hasard, dans la première nuit du siècle - 1801. Les trois autres – (2) Pallas, (4) Vesta et (3) Juno – ont été découvertes au cours des années suivantes. La plus récente (en 1807) était Vesta. Après encore huit années de recherches inutiles, de nombreux astronomes ont décidé qu'il n'y avait plus rien à chercher là-bas et ont abandonné toutes leurs tentatives.

Mais Karl Ludwig Henke fit preuve de persévérance et, en 1830, il recommença à chercher de nouveaux astéroïdes. 15 ans plus tard, il découvre Astraea, le premier astéroïde depuis 38 ans. Et au bout de 2 ans, il découvre Hebe. Après cela, d’autres astronomes se sont joints aux travaux, et au moins un nouvel astéroïde a été découvert chaque année (sauf en 1945).

La méthode d'astrophotographie pour rechercher des astéroïdes a été utilisée pour la première fois par Max Wolf en 1891, selon laquelle les astéroïdes laissaient de courtes lignes lumineuses sur les photographies avec une longue période d'exposition. Cette méthode a considérablement accéléré l’identification de nouveaux astéroïdes par rapport aux méthodes d’observation visuelle utilisées précédemment. À lui seul, Max Wolf a réussi à découvrir 248 astéroïdes, alors que peu avant lui ont réussi à en trouver plus de 300. Aujourd'hui, 385 000 astéroïdes ont un numéro officiel, et 18 000 d'entre eux ont également un nom.

Il y a cinq ans, deux équipes indépendantes d'astronomes du Brésil, d'Espagne et des États-Unis ont annoncé avoir identifié simultanément de la glace d'eau à la surface de Thémis, l'un des plus gros astéroïdes. Leur découverte a permis de connaître l'origine de l'eau sur notre planète. Au début de son existence, il faisait trop chaud, incapable de retenir de grandes quantités d’eau. Cette substance est apparue plus tard. Les scientifiques ont suggéré que les comètes ont apporté de l'eau sur Terre, mais les compositions isotopiques de l'eau des comètes et de l'eau terrestre ne correspondent pas. On peut donc supposer qu’il est tombé sur Terre lors de sa collision avec des astéroïdes. Dans le même temps, les scientifiques ont découvert des hydrocarbures complexes sur Thémis, notamment. les molécules sont les précurseurs de la vie.

Nom des astéroïdes

Initialement, les astéroïdes recevaient les noms de héros de la mythologie grecque et romaine ; les découvreurs ultérieurs pouvaient les appeler comme ils voulaient, même leur propre nom. Au début, les astéroïdes portaient presque toujours des noms féminins, tandis que seuls les astéroïdes ayant des orbites inhabituelles recevaient des noms masculins. Au fil du temps, cette règle n’a plus été respectée.

Il convient également de noter que aucun astéroïde ne peut recevoir un nom, mais seulement celui dont l'orbite a été calculée de manière fiable. Il y a souvent eu des cas où un astéroïde a été nommé plusieurs années après sa découverte. Jusqu'à ce que l'orbite soit calculée, l'astéroïde ne recevait qu'une désignation temporaire reflétant la date de sa découverte, par exemple 1950 DA. La première lettre signifie le numéro du croissant dans l'année (dans l'exemple, comme vous pouvez le voir, il s'agit de la deuxième quinzaine de février), respectivement, la seconde indique son numéro de série dans le croissant spécifié (comme vous pouvez le voir, ce astéroïde a été découvert en premier). Les chiffres, comme vous pouvez le deviner, indiquent l'année. Puisqu'il y a 26 lettres anglaises, et 24 croissants, deux lettres n'ont jamais été utilisées dans la désignation : Z et I. Dans le cas où le nombre d'astéroïdes découverts lors d'un croissant est supérieur à 24, les scientifiques sont revenus au début de l'alphabet. , à savoir écrire la deuxième lettre - 2, respectivement, au prochain retour - 3, etc.

Le nom de l'astéroïde après avoir reçu le nom se compose d'un numéro de série (numéro) et d'un nom - (8) Flore, (1) Cérès, etc.

Déterminer la taille et la forme des astéroïdes

Les premières tentatives de mesure du diamètre des astéroïdes en utilisant la méthode de mesure directe des disques visibles avec un micromètre à filament ont été réalisées par Johann Schröter et William Herschel en 1805. Puis, au XIXe siècle, d’autres astronomes ont utilisé exactement la même méthode pour mesurer les astéroïdes les plus brillants. Le principal inconvénient de cette méthode réside dans les divergences importantes dans les résultats (par exemple, les tailles maximale et minimale de Cérès, obtenues par les astronomes, différaient de 10 fois).

Les méthodes modernes pour déterminer la taille des astéroïdes comprennent la polarimétrie, la radiométrie thermique et de transit, l'interférométrie speckle et les méthodes radar.

L’une des méthodes de transit les plus qualitatives et les plus simples. Lorsqu'un astéroïde se déplace par rapport à la Terre, il peut passer sur fond d'étoile séparée. Ce phénomène est appelé « revêtement des étoiles par des astéroïdes ». En mesurant la durée du déclin de la luminosité de l'étoile et en disposant de données sur la distance à l'astéroïde, il est possible de déterminer avec précision sa taille. Grâce à cette méthode, il est possible de calculer avec précision la taille de gros astéroïdes, comme Pallas.

La méthode de polarimétrie elle-même consiste à déterminer la taille en fonction de la luminosité de l'astéroïde. La quantité de lumière solaire réfléchie dépend de la taille de l’astéroïde. Mais à bien des égards, la luminosité d’un astéroïde dépend de son albédo, qui est déterminé par la composition dont est constituée la surface de l’astéroïde. Par exemple, en raison de son albédo élevé, l'astéroïde Vesta réfléchit quatre fois plus de lumière que Cérès et est considéré comme l'astéroïde le plus visible, souvent visible même à l'œil nu.

Cependant, l’albédo lui-même est également très simple à déterminer. Plus la luminosité d'un astéroïde est faible, c'est-à-dire moins il réfléchit le rayonnement solaire dans le domaine visible, plus il l'absorbe et, après s'être réchauffé, il l'émet sous forme de chaleur dans le domaine infrarouge.

Il peut également être utilisé pour calculer la forme d'un astéroïde en enregistrant les changements de sa luminosité lors de sa rotation, et pour déterminer la période de cette rotation, ainsi que pour identifier les plus grandes structures à la surface. De plus, les résultats obtenus grâce aux télescopes infrarouges sont utilisés pour le dimensionnement par radiométrie thermique.

Astéroïdes et leur classification

La classification générale des astéroïdes est basée sur les caractéristiques de leurs orbites, ainsi que sur une description du spectre visible de la lumière solaire réfléchie par leur surface.

Les astéroïdes sont généralement regroupés en groupes et familles en fonction des caractéristiques de leurs orbites. Le plus souvent, un groupe d’astéroïdes porte le nom du tout premier astéroïde découvert sur une orbite donnée. Les groupes constituent une formation relativement lâche, tandis que les familles sont plus denses, formées dans le passé lors de la destruction de gros astéroïdes à la suite de collisions avec d'autres objets.

Classes spectrales

Ben Zellner, David Morrison et Clark R. Champaign ont développé en 1975 un système général de classification des astéroïdes, basé sur l'albédo, la couleur et les caractéristiques du spectre de la lumière solaire réfléchie. Au tout début, cette classification définissait exclusivement 3 types d'astéroïdes, à savoir :

Classe C – carbone (astéroïdes les plus connus).

Classe S – silicate (environ 17 % des astéroïdes connus).

Classe M - métal.

Cette liste s'est élargie à mesure que de plus en plus d'astéroïdes étaient étudiés. Les classes suivantes sont apparues :

Classe A - caractérisée par un albédo élevé et une couleur rougeâtre dans la partie visible du spectre.

Classe B - appartiennent aux astéroïdes de classe C, mais ils n'absorbent pas les ondes inférieures à 0,5 micron et leur spectre est légèrement bleuâtre. En général, l'albédo est plus élevé que celui des autres astéroïdes carbonés.

Classe D - ont un faible albédo et un spectre rougeâtre lisse.

Classe E - la surface de ces astéroïdes contient de l'enstatite et est similaire aux achondrites.

Classe F - similaire aux astéroïdes de classe B, mais n'ont pas de traces « d'eau ».

Classe G - ont un faible albédo et un spectre de réflectance presque plat dans le domaine visible, ce qui indique une forte absorption des UV.

Classe P - tout comme les astéroïdes de classe D, ils se distinguent par un faible albédo et un spectre rougeâtre lisse qui ne présente pas de raies d'absorption claires.

Classe Q - présente des lignes larges et brillantes de pyroxène et d'olivine à une longueur d'onde de 1 micron et des caractéristiques indiquant la présence de métal.

Classe R - caractérisée par un albédo relativement élevé et présente, sur une longueur de 0,7 microns, un spectre de réflexion rougeâtre.

Classe T - caractérisée par un spectre rougeâtre et un faible albédo. Le spectre est similaire à celui des astéroïdes des classes D et P, mais son inclinaison est intermédiaire.

Classe V - caractérisée par une luminosité modérée et similaire à la classe S plus générale, qui est également largement composée de silicates, de pierre et de fer, mais se caractérise par une teneur élevée en pyroxène.

La classe J est une classe d’astéroïdes qui se seraient formés à l’intérieur de Vesta. Malgré le fait que leurs spectres soient proches de ceux des astéroïdes de classe V, à une longueur d'onde de 1 micron, ils se distinguent par de fortes raies d'absorption.

Il convient de noter que le nombre d’astéroïdes connus appartenant à un certain type ne correspond pas nécessairement à la réalité. De nombreux types sont difficiles à déterminer ; le type d’astéroïde peut changer avec des études plus détaillées.

Distribution de la taille des astéroïdes

À mesure que la taille des astéroïdes augmentait, leur nombre diminuait sensiblement. Bien que cela suive généralement une loi de puissance, il existe des pics à 5 et 100 kilomètres où il y a plus d'astéroïdes que ne le prédit la distribution logarithmique.

Comment les astéroïdes se sont formés

Les scientifiques pensent que les planétésimaux de la ceinture d'astéroïdes ont évolué de la même manière que dans d'autres régions de la nébuleuse solaire jusqu'à ce que la planète Jupiter atteigne sa masse actuelle, après quoi, en raison des résonances orbitales avec Jupiter, 99 % des planétésimaux ont été expulsés. de la ceinture. La modélisation et les sauts dans les propriétés spectrales et les distributions de taux de rotation indiquent que les astéroïdes de plus de 120 kilomètres de diamètre se sont formés par accrétion au cours de cette ère précoce, tandis que les corps plus petits représentent des débris issus de collisions entre différents astéroïdes après ou pendant la dispersion de la ceinture primordiale par la gravité de Jupiter. Vesti et Cérès ont acquis une taille globale pour la différenciation gravitationnelle, au cours de laquelle les métaux lourds ont coulé jusqu'au noyau et une croûte s'est formée à partir de roches relativement rocheuses. Quant au modèle de Nice, de nombreux objets de la ceinture de Kuiper se sont formés dans la ceinture externe d'astéroïdes, à une distance de plus de 2,6 unités astronomiques. De plus, plus tard, la plupart d’entre eux ont été rejetés par la gravité de Jupiter, mais ceux qui ont survécu pourraient appartenir à des astéroïdes de classe D, dont Cérès.

Menace et danger des astéroïdes

Malgré le fait que notre planète est nettement plus grande que tous les astéroïdes, une collision avec un corps de plus de 3 kilomètres pourrait provoquer la destruction de la civilisation. Si la taille est plus petite, mais supérieure à 50 m de diamètre, cela peut entraîner d'énormes dégâts économiques, notamment de nombreuses victimes.

Plus l’astéroïde est lourd et gros, plus il est dangereux, mais dans ce cas, il est beaucoup plus facile de l’identifier. À l'heure actuelle, l'astéroïde le plus dangereux est Apophis, dont le diamètre est d'environ 300 mètres ; une collision avec lui peut détruire une ville entière. Mais, selon les scientifiques, en général, cela ne représente aucune menace pour l'humanité en cas de collision avec la Terre.

L'astéroïde 1998 QE2 s'est approché de la planète le 1er juin 2013 à sa distance la plus proche (5,8 millions de km) au cours des deux cents dernières années.