Planeta menor

Cuatro objetos transneptunianos se reconocen oficialmente como planetas enanos: Plutón , Eris , Makemake y Hauméa . Otros objetos probablemente cumplen los criterios para ser considerados como tales. Los estudios han demostrado que su número podría alcanzar varios cientos entre los objetos transneptunianos, siendo probable que se alcance el equilibrio hidrostático, en el caso de los cuerpos helados, para diámetros inferiores a 500 km. Por tanto, esta zona se caracteriza por una relativa continuidad entre los cuerpos pequeños y los planetas enanos.

Planetas menores y meteoroides

Las definiciones habituales (ya sea para asteroide, planeta menor o cuerpo pequeño) no dan un límite de tamaño inferior. En particular, la definición dada en 2006 por la Unión Astronómica Internacional para el concepto de cuerpo pequeño no dice nada al respecto. Por tanto, este límite resulta, en la práctica, del límite de detección de planetas menores referenciados progresivamente por el Centro de planetas menores. Este límite es hoy del orden de un metro para los asteroides cercanos a la Tierra. 2011 CQ 1 es un ejemplo de un objeto de aproximadamente 1 metro de diámetro detectado durante su paso cerca de la Tierra y al que se hace referencia como planeta menor.

Al mismo tiempo, la comisión de la Unión Astronómica Internacional responsable del estudio de meteoritos y meteoritos aclaró en 1961 el concepto de meteoroide . Este término (introducido en el XIX XX  siglo) se refiere a los objetos de tamaño comparable a aquellos de generación de estrellas fugaces o meteoros cuando regresan a la atmósfera. La definición fue revisada en 2017, entre otras cosas debido a cambios en los límites de detección de asteroides. Según esta definición, un meteoroide es un cuerpo de aproximadamente entre 30 micrómetros y 1 metro de tamaño. Esto lleva indirectamente a proponer 1 metro como límite de tamaño para los planetas menores. Por debajo de los 30 micrómetros, hablamos de polvo.

Planetas y cometas menores

A diferencia de los cometas , los planetas menores (asteroides u objetos transneptunianos) no exhiben actividad cometaria (formación de pelo o cola) cuando pasan por su perihelio. Sin embargo, esta distinción histórica ha sido gradualmente cuestionada por los descubrimientos acumulados desde los años ochenta.

Se han observado algunos asteroides con actividad cometaria, como (7968) Elst-Pizarro en el cinturón principal o el centauro (2060) Quirón. Estos objetos, denominados asteroides activos , están catalogados como un planeta menor y un cometa.

Los planetas menores que pertenecen a la categoría de los damocoloides son objetos con una órbita de largo período y una fuerte excentricidad, como los cometas periódicos. Pueden ser cometas extintos (núcleos cometarios que se han vuelto inactivos).

Según un estudio publicado en la revista Nature en 2009, el 20% de los objetos del cinturón principal son núcleos cometarios. Estos núcleos, procedentes del cinturón de Kuiper, habrían sido propulsados ​​hacia el sistema solar interno durante el gran bombardeo tardío provocado en particular por la migración de Neptuno.

La 22 de enero de 2014, la Agencia Espacial Europea anunció la primera detección definitiva de vapor de agua en la atmósfera de (1) Ceres , el objeto más grande en el cinturón de asteroides.

La detección se llevó a cabo mediante observaciones de infrarrojo lejano del Telescopio Espacial Herschel .

Este descubrimiento tiende a confirmar la presencia de hielo en la superficie de Ceres. Según uno de los científicos, esto ilustra una vez más que "la línea entre cometas y asteroides se está volviendo cada vez más borrosa".

Asteroides capturados por planetas

Se prevé que algunos satélites que orbitan planetas sean de hecho asteroides "capturados" por esos planetas. Este es particularmente el caso de algunos de los pequeños satélites irregulares de los cuatro planetas exteriores. Estos objetos se clasifican como satélites y no como asteroides o planetas menores.

Historia

Denominación

Los primeros "pequeños planetas" fueron designados primero mediante un nombre de deidad y un símbolo astronómico ( para Ceres, para Pallas, para Juno, etc.), como los planetas del Sistema Solar. En 1851, ante el creciente número de descubrimientos, el especialista alemán Johann Franz Encke decidió sustituir estos símbolos por la numeración. En 1947, el estadounidense Paul Herget , director del Observatorio de Cincinnati , recibió el encargo de la Unión Astronómica Internacional de fundar el Centro de Planetas Menores . Desde entonces, este centro asegura la designación de planetas menores .

Cuando se determina la órbita de lo que parece ser un nuevo planeta menor, el objeto recibe una designación provisional que consiste en el año del descubrimiento seguido de una letra que representa la quincena en la que ocurrió el descubrimiento, y una segunda letra que indica el orden del descubrimiento durante esta quincena (no se usa la letra I). Si se descubren más de 25 objetos en una quincena, comenzamos el alfabeto nuevamente agregando un número que indica cuántas veces se reutiliza la segunda letra (ejemplo: 1998 FJ 74 ).

Después de varias observaciones concordantes, el descubrimiento se confirma y el planeta menor recibe una designación definitiva que consiste en un número permanente, anotado entre paréntesis, seguido de su designación provisional (ejemplo: (26308) 1998 SM 165 ). Ciertos planetas menores reciben posteriormente un nombre que luego reemplaza la designación provisional (ejemplo: (588) Aquiles ). A los primeros planetas menores se les dio nombres de personajes de la mitología griega o romana , como los planetas y sus satélites. Luego se utilizaron otras mitologías ( nórdica , celta , egipcia ...) así como topónimos, nombres o diminutivos, nombres de personajes ficticios, artistas, científicos, personalidades de los más diversos orígenes, referencias a hechos históricos ... Las fuentes de La inspiración para nombrar los planetas menores es ahora muy variada. Desde la década de 1990, el ritmo de los descubrimientos ha sido tal que los planetas menores sin nombre son mayoría.

Los planetas menores de algunos grupos orbitales tienen nombres con un tema común. Por ejemplo, los centauros llevan el nombre de los centauros de la mitología, los troyanos de Júpiter de los héroes de la guerra de Troya , los troyanos de Neptuno de las amazonas .

Bases de datos y número de planetas menores referenciados

Bases de datos

Varias bases de datos enumeran todos o parte de los planetas menores. Los dos más importantes son:

• la base de datos MPC  : base de datos oficial actualizada por el Centro de Planetas Menores (MPC), un organismo dependiente de la Unión Astronómica Internacional (IAU)
• Base de  datos de cuerpos pequeños del JPL : base de datos actualizada por el Jet Propulsion Laboratory (JPL), una organización dependiente de la NASA.

Estas dos bases de datos son públicas y accesibles en línea.

Número de planetas menores referenciados

A 18 de mayo de 2019, el MPC enumera 794,832 planetas menores, de los cuales 541,128 están numerados y 21,922 están nombrados.

La velocidad del descubrimiento se ha acelerado constantemente debido a los avances tecnológicos. La introducción de sistemas automatizados ha amplificado aún más el fenómeno desde la década de 2000 (consulte la sección Métodos de detección y análisis ).

Parámetros orbitales

En lo que sigue, ua es la notación de la unidad astronómica , unidad de longitud correspondiente a la distancia Sol-Tierra (aproximadamente 150 millones de km).

Parámetros orbitales principales

Las órbitas de los planetas menores describen elipses alrededor del Sol. Tales órbitas se describen convencionalmente mediante 5 parámetros denominados elementos orbitales. Los dos primeros describen la forma y el tamaño de la elipse orbital, los tres últimos su posición angular. Las clasificaciones orbitales de los planetas menores se basan principalmente en los parámetros a, e e i.

• a = semi-eje mayor (distancia en ua): el semi-eje mayor es representativo de la distancia promedio desde el Sol
• e = excentricidad (coeficiente de 0 a 1): una excentricidad de 0 corresponde a un círculo; aproximadamente el 75% de los planetas menores tienen una excentricidad débil (≤ 0,2) y una órbita más o menos circular; unos 550 tienen una excentricidad muy fuerte (≥ 0,8) y una órbita muy alargada, de los cuales unos 60 tienen una excentricidad extrema superior a 0,95 (abril de 2019)
• i = inclinación (ángulo en grados): es la inclinación con respecto a la eclíptica (plano en el que gravita la Tierra); aproximadamente el 90% de los planetas menores tienen una inclinación baja (≤ 20 °)  ; alrededor de 230 tienen una fuerte inclinación (≥ 60 °) de los cuales alrededor de 100 están retrógrados con i> 90 ° (abril de 2019)
• ω = argumento del perihelio (ángulo en grados)
• Ω = longitud del nodo ascendente (ángulo en grados)

Se utilizan comúnmente otros dos parámetros orbitales, en particular para estudiar los fenómenos de cruce entre órbitas. Los 4 parámetros a, e, q y Q son redundantes: el conocimiento de dos de ellos permite encontrar los otros dos.

• q = distancia al perihelio (distancia en ua): distancia al Sol en el punto más cercano ( perihelio )
• Q = distancia al afelio (distancia en ua): distancia al Sol en el punto más lejano ( afelio )

Parámetros relacionados con el movimiento del planeta menor en su órbita

• P = período (duración en años): tiempo que tarda el planeta menor en hacer una revolución completa alrededor del Sol; los períodos de los objetos transneptunianos más distantes pueden superar los 50.000 años (abril de 2019)
• n = movimiento medio (velocidad angular en ° / día) = 360 / P
• t 0 = época (fecha): fecha de referencia que permite calcular la posición actual del planeta menor en su órbita; la época asociada a cada planeta menor se actualiza periódicamente en las bases de datos oficiales
• M 0 (o M en las bases de datos) = anomalía promedio en la época (ángulo en grados): posición del objeto en su órbita en la fecha de referencia t 0 (época)

La posición del objeto en un instante t puede estar dada por la anomalía media (M = M 0 + n (tt 0 )), la anomalía excéntrica o la anomalía verdadera .

Limpiar elementos orbitales

Las perturbaciones tienden a cambiar lentamente la órbita de los planetas menores. Estas perturbaciones se deben principalmente a la atracción gravitacional de los planetas. Influyen en todos los elementos orbitales, incluidos a, e e i. Estas evoluciones están en el origen de la distinción entre elementos orbitales osculantes (los generalmente dados, que describen bien el movimiento actual pero fluctúan a lo largo del tiempo) y elementos orbitales específicos (independientes de estas fluctuaciones). Estos son los parámetros específicos que permiten identificar las familias de asteroides (nacidos de colisiones) dentro del cinturón principal.

Otros parámetros

• T P = Tisserand parámetro con respecto a un planeta P (parámetro adimensional): parámetro complejo (calculado a partir de los parámetros a / a P , eyi) que caracteriza la influencia gravitacional del planeta P sobre el planeta menor; este parámetro se deriva de la teoría del problema de los 3 cuerpos (aquí Sol, planeta P, planeta menor); los parámetros T J y T N con respecto a Júpiter y Neptuno se utilizan, por ejemplo, para caracterizar ciertos grupos orbitales como damocloides , centauros , objetos dispersos u objetos separados
• T-DMIO (o más a menudo E-MOID en inglés) (distancia en ua): la distancia mínima de intersección de la órbita de la Tierra (T-DMIO) caracteriza el riesgo de colisión con la Tierra; Existen parámetros comparables para los otros planetas del Sistema Solar.
• período de rotación (duración en horas): tiempo que tarda el planeta menor en dar una vuelta completa sobre sí mismo; algunos planetas menores giran muy lentamente sobre sí mismos (períodos de más de 50 días para los más lentos), otros por el contrario muy rápidamente (períodos de menos de 1 minuto para los más rápidos)
• inclinación del eje de rotación (ángulo en grados)

Clasificaciones orbitales

Grupos orbitales

Desarrollar una clasificación sistemática de planetas menores por tipo de órbita es un ejercicio difícil. Los muchos casos especiales y un continuo relativo en su dispersión explican esta dificultad. Por ejemplo, se puede observar que las bases de datos MPC y JPL utilizan clasificaciones ligeramente diferentes. Las definiciones precisas de cada clase (y por lo tanto el eje semi-mayor o los valores de recuento) también varían según las fuentes.

La siguiente tabla muestra solo los grupos que se utilizan con más frecuencia. Los valores indicados deben verse como órdenes de magnitud y no como valores absolutos. La sección Descripción de los grupos principales describe estos diferentes grupos con más detalle.

Notas de la tabla:

1. La base de datos de MPC consultada el 12 de mayo de 2019 enumera 2 apolloons con un> 5 au: 2011 AF 3 (a ~ 7 au) y 1999 XS 35 (a ~ 18 au).
2. La base de datos de MPC consultada el 12 de mayo de 2019 enumera 3 cebadores con un> 5 ua: 2014 PP 69 (a ~ 21 ua), 2019 EJ 3 (a ~ 86 ua) y 2017 UR 52 (a ~ 325 ua). Los dos últimos son transneptunianos que ella clasifica como objetos distantes.
3. El nombre de esta clase utilizado por las bases de datos del MPC y el JPL es engañoso: aquí solo se trata de los asteroides areatoides que no están cerca de la Tierra (en sentido amplio), ni están adscritos a otros "grupos prioritarios". como Hungría, Hilda, centauros o transneptunianos.
4. Estos son objetos conocidos. El cinturón de Kuiper está unas 30 veces más lejos de la Tierra que el cinturón principal, lo que limita la capacidad de detectar objetos pequeños. Se supone que la población total del cinturón de Kuiper es mayor que la del cinturón principal.
5. La base de datos de MPC consultada el 20 de mayo de 2019 enumera 5 objetos con> 1000  AU e indica un récord en 2017 MB 7 con ~ 3500  AU .
6. Estas nubes siguen siendo hipotética en la actualidad. A veces se considera que los objetos desprendidos más distantes (o sednoides ) podrían ser los primeros elementos de la nube Hills. La base de datos MPC consultada el 15 de junio de 2019 enumera 4 sednoides (en el sentido de a> 150 ua yq> 50 ua). Se cree que la Nube de Oort contiene varios miles de millones de pequeños cuerpos helados.

Concepto de familia

El astrónomo japonés Kiyotsugu Hirayama fue el primero en observar la existencia, dentro del cinturón principal , de grupos de asteroides con parámetros orbitales muy similares. Estos grupos se interpretan como fragmentos de asteroides nacidos de una colisión y se denominan familias de asteroides (el término familia normalmente se reserva para este caso) o familias Hirayama. Cada familia lleva el nombre de un miembro característico. Las familias de Eos , Eunomia , Flore , Coronis , Hygieia , Themis , Vesta o Nysa se encuentran entre las más conocidas. Cerca de veinte familias están claramente identificadas dentro del cinturón principal y los estudios más recientes cuentan hasta más de cien.

Se han identificado familias similares entre los troyanos de Júpiter , en particular las familias de Eurybate y Ennomos . En 2006, una familia interpretada como origen de colisión dentro del cinturón de Kuiper también fue identificada por primera vez , la familia de Hauméa .

Clases relacionadas con el riesgo de impacto con la Tierra

Estrictamente hablando , solo los asteroides del tipo Aton y Apollo son casi -cruza la Tierra (en inglés , asteroide que cruza la Tierra o ECA) y directamente susceptibles de colisionar con la Tierra. En la práctica, en francés, el término NEO se escucha con mayor frecuencia en el sentido amplio e incluye los cuatro grupos Atira, Aton, Apollon y Amor. Entonces es sinónimo del término inglés Near earth asteroid (NEA).

Solo una pequeña parte de estos asteroides están clasificados como asteroides potencialmente peligrosos (PDA) (a menudo denominados por el acrónimo PHA de asteroide potencialmente peligroso ). Consulte la sección Riesgos de impacto con la Tierra en la página Asteroide .

Tipos de órbitas relativas a los planetas.

Se dice que los planetas menores cuya órbita se cruza con la de un planeta son cruceros de ese planeta. Todos los planetas del Sistema Solar tienen de varios cientos a varios miles de cruceros.

Las áreas 60 ° por delante o por detrás de la órbita de un planeta (llamadas puntos de Lagrange  L 4 y L 5 del planeta) permiten la estabilidad de un sistema de tres cuerpos Sol / planeta / planeta menor y, por lo tanto, a veces están ocupadas por planetas menores llamados troyanos. del planeta. Además de Júpiter, que tiene varios miles de troyanos, otros 4 planetas tienen al menos uno: a fines de 2018, 22 eran conocidos por Neptuno, 1 por Urano, 9 por Marte y 1 por la Tierra.

Un objeto resuena con un planeta cuando su período de revolución resulta ser una fracción entera (por ejemplo, 1: 2, 3: 4, 3: 2…) del del planeta. Tal resonancia asegura una estabilidad relativa a la órbita del objeto considerado. Existen resonancias con varios planetas, en particular con Neptuno (incluidos los plutinos en resonancia 2: 3) y con Júpiter (incluido el grupo Hilda en resonancia 3: 2). Los asteroides troyanos y los asteroides coorbitales son casos especiales que corresponden a una resonancia 1: 1.

Además de los troyanos, otros planetas menores tienen órbitas muy cercanas a la de un planeta con el que resuenan 1: 1. Luego hablamos de un asteroide coorbital con el planeta (el término también incluye estrictamente a los troyanos). Las dos situaciones más habituales son la de los cuasi-satélites y la de las órbitas en herradura . Se ha demostrado que el mismo asteroide puede alternar entre estas dos situaciones. Conocemos objetos coorbitales alrededor de varios planetas, incluida la Tierra (por ejemplo (3753) Cruithne ).

Otros tipos de órbitas específicas

La gran mayoría de los planetas menores giran en la misma dirección que los 8 planetas. Algunos (cien conocidos enabril de 2019) giran en la dirección opuesta. Luego hablamos de asteroides retrógrados . Esta situación corresponde a una inclinación de entre 90 y 180 °. Estos objetos a menudo se clasifican como damocloides o como "objetos diversos".

Por primera vez en octubre de 2017Se ha identificado un objeto ( 1I / ʻOumuamua ) que posee una órbita hiperbólica (y por lo tanto está condenado a abandonar el Sistema Solar) pero que no exhibe actividad cometaria (caso de cometas hiperbólicos ). Por tanto, la Unión Astronómica Internacional se ha formalizado, ennoviembre de 2017, la nueva clase de objetos interestelares y una nomenclatura asociada inspirada en la de los cometas. Estos objetos también se denominan asteroides hiperbólicos . Solo se conoce uno hasta la fecha (abril de 2019).

Propiedades físicas

Descripción de los principales grupos

Cinturón principal

El cinturón de asteroides principal , entre las órbitas de Marte y Júpiter , de dos a cuatro unidades astronómicas del Sol, es el grupo principal: hasta la fecha se han enumerado alrededor de 720.000 objetos (abril de 2019), a los que podemos sumar otros 30.000 que gravitan en su periferia inmediata ( grupo de Hungaria , grupo de Cibeles y grupo de Hilda en particular). La influencia del campo gravitacional de Júpiter les impidió formar un planeta. Esta influencia de Júpiter también está en el origen de las vacantes de Kirkwood , que son órbitas vaciadas por el fenómeno de la resonancia orbital .

Los asteroides troyanos de Júpiter

Los troyanos de Júpiter se encuentran en órbitas muy cercanas a la de Júpiter, cerca de los dos puntos de Lagrange  L 4 y L 5 . Hay alrededor de 7.200 enabril de 2019. El nombre hace referencia a la Guerra de Troya  : los puntos L 4 y L 5 están asociados respectivamente con el campo griego y el campo de Troya y los asteroides se nombran allí, con algunas excepciones, con los nombres de los personajes del campo asociado.

Asteroides cercanos a la Tierra

En sentido estricto, los asteroides cercanos a la Tierra son asteroides cuyas intersecciones que de la (órbita de la Tierra de asteroides de la Tierra-Crosser o ECA). En la práctica, en francés, el término se escucha con mayor frecuencia en el sentido amplio y también incluye asteroides cuya órbita es "cercana" a la de la Tierra (va a menos de 0,3 unidad astronómica) ( asteroide cercano a la Tierra o NEA en inglés). Hay alrededor de 20.000 (abril de 2019).

Estos asteroides se clasifican clásicamente en cuatro grupos:

• los asteroides Atira , cuya órbita está íntegramente contenida en la de la Tierra (19 conocidos enabril de 2019 según la base de datos JPL);
• los asteroides Aton , cruceros cuya órbita se ubica principalmente dentro de la de la Tierra (a <1 ua) (alrededor de 1.500 conocidos enabril de 2019);
• los asteroides Apolo , cruceros cuya órbita se encuentra principalmente fuera de la de la Tierra (a> 1 ua) (unos 11.000 conocidos enabril de 2019);
• los asteroides Amor , cuya órbita rodea por completo la de la Tierra (aproximadamente 7.500 conocidos enabril de 2019).

El interés de los medios a veces muy fuerte centrado en los asteroides cercanos a la Tierra está relacionado con el miedo a verlos colisionar con la Tierra. Consulte la sección Riesgos de impacto con la Tierra en la página Asteroide .

Centauros

Los centauros son planetas menores que giran entre las órbitas de los planetas gigantes . Contamos enabril de 2019entre 200 y 500 dependiendo del perímetro exacto atribuido a este grupo (borde no estandarizado con otros grupos como el de la damocloide ). El primero que se descubrió es Quirón (2060) , en 1977. En general, se supone que se trata de objetos antiguos del cinturón de Kuiper que han sido expulsados ​​de sus trayectorias, siguiendo, por ejemplo, un pasaje cerca de Neptuno.

Cinturón de Kuiper

El cinturón de Kuiper es un segundo cinturón ubicado más allá de la órbita de Neptuno, dinámicamente comparable al cinturón principal (objetos con órbitas relativamente poco inclinadas y baja excentricidad). Sabemos enabril de 2019aproximadamente 2500 objetos de este cinturón. Este pequeño número proviene de su distancia a la Tierra (unas 30 veces mayor que la del cinturón principal) lo que dificulta las observaciones: de hecho, se estima que su población total es mayor que la del cinturón principal.

Plutón (descubierto en 1930) ha sido durante mucho tiempo el único objeto conocido en esta área (con su satélite Caronte descubierto en 1978). Su singularidad y tamaño del mismo orden que el de Mercurio significaron que fue considerado durante mucho tiempo como el noveno planeta. No fue hasta 1992 que se descubrió otro objeto en esta área, (15760) Albion . Este descubrimiento marca el comienzo del estudio de los objetos transneptunianos .

El propio cinturón de Kuiper se divide en varios grupos, los tres más importantes son:

• los Plutinos (de los cuales parte Plutón): objetos de resonancia 2: 3 con Neptuno (a ~ 39,5  ua ); este grupo marca el comienzo del área principal del cinturón de Kuiper; alrededor de 500 objetos conocidos enabril de 2019
• los cubewanos (donde el cinturón convencional objeta a Kuiper) (que incluye (15760) Albion): Objetos del área principal del cinturón de Kuiper (entre resonancias 2: 3 y 1: 2 con Neptuno) que no tienen resonancia con Neptuno; el nombre cubewano proviene de 1992 QB 1 , designación provisional de (15760) Albion; alrededor de 1.800 objetos conocidos enabril de 2019
• los twotinos  : objetos de resonancia 1: 2 con Neptuno (a ~ 48  ua ); este grupo marca el final del área principal del cinturón de Kuiper ( acantilado de Kuiper ); el nombre se refiere a la resonancia 1: 2

Se cree que este cinturón es la fuente de casi la mitad de los cometas que deambulan por el Sistema Solar.

Objetos dispersos y desprendidos

Aparte del cinturón de Kuiper, la zona transneptuniana está marcada por un disco de objetos dispersos con excentricidades o inclinaciones generalmente medias o altas y que no resuenan con Neptuno. Los más alejados de Neptuno (en su perihelio ) escapan de la influencia gravitacional de este planeta y se clasifican como objetos separados . El disco de objetos dispersos o desprendidos cuenta enabril de 2019entre 500 y 700 objetos según los perímetros precisos dados a estos grupos (borde no estandarizado con otros grupos como damocloides y perímetro variable de objetos considerados o no en resonancia con Neptuno).

Los objetos desprendidos más distantes (perihelio superior a 50  AU ) se clasifican como sednoides , que llevan el nombre de (90377) Sedna que era, en el momento de su descubrimiento en 2003, el objeto del mayor perihelio (76  AU ). Enabril de 2019, Se conocen 8 sednoides y el objeto de mayor perihelio es 2012 VP 113 (80  AU ). Estos objetos a veces se consideran los primeros representantes de la nube de Oort (o más precisamente de su parte interna o nube Hills ).

Se trata del descubrimiento en 2005 de (136199) Eris , un objeto disperso cuyo diámetro se estimó por primera vez en casi 3.000 kilómetros (desde reevaluado en 2.326 kilómetros) y por lo tanto mayor que el de Plutón (2.370 kilómetros), que reavivó el debate sobre la demarcación. entre planetas completos y "grandes planetas menores". Esto llevó a la Unión Astronómica Internacional a crear, enagosto 2006, el estado de planeta enano y cuerpo pequeño del Sistema Solar y reclasificar a Plutón como planeta enano.

Colinas y nubes de Oort

La nube de Hills , a veces llamada nube interna de Oort, es un disco de escombros ubicado entre 100 a 3.000 y 30.000 a 40.000 unidades astronómicas del Sol. La Nube de Oort ( ˈɔrt ), también llamada Nube de Öpik-Oort ( ˈøpik ), es un gran conjunto esférico hipotético de cuerpos ubicados a unas 50.000  AU del Sol ( ≈ 0,8  años luz ). Por lo tanto, estas dos estructuras se encuentran mucho más allá de la órbita de los planetas y el cinturón de Kuiper . El límite exterior de la nube de Oort, que formaría la frontera gravitacional del Sistema Solar , sería más de mil veces la distancia entre el Sol y Plutón , o aproximadamente un año luz y un cuarto de la distancia a Próxima desde Centauro . la estrella más cercana al sol. Tampoco se excluye que haya un continuo entre la nube de Oort "solar" y una estructura similar alrededor del sistema Alpha Centauri .

Planetas menores e historia del sistema solar

Heinrich Olbers , el descubridor de Pallas y Vesta, había especulado que los asteroides eran los fragmentos de un planeta destruido. Este supuesto objeto fue bautizado incluso más tarde como Phaeton . La hipótesis más comúnmente aceptada hoy en día considera a los planetas menores como residuos del sistema solar primitivo que no podían aglomerarse para formar planetas. En particular, el cinturón principal estaría vinculado a la influencia gravitacional de Júpiter que habría impedido la formación de un planeta entre Marte y Júpiter.

Por tanto, los planetas menores se consideran reliquias del Sistema Solar. Su estudio (así como el de los cometas ), en particular mediante sondas espaciales, es una de las formas de comprender mejor su formación.

Métodos de detección y análisis.

La historia de los métodos de detección de planetas menores se puede dividir en 3 fases principales:

• hasta alrededor de 1890: método "óptico" = observación directa a través de un telescopio
• desde 1891 hasta aproximadamente 1990: método "fotográfico" = comparación de fotografías tomadas a intervalos regulares
• desde 1980 y especialmente después de 1990: método "digital" = método automatizado que utiliza cámaras CCD y procesamiento digital

Para las observaciones y análisis, además de los métodos ópticos convencionales, los análisis de radar también se han utilizado desde 1989. Además, desde 1991, varias sondas espaciales han visitado asteroides y objetos transneptunianos.

Deteccion optica

Hasta alrededor de 1890, los descubrimientos se hicieron directamente, escaneando el cielo dentro de los observatorios.

Detección por método fotográfico

El descubrimiento de (323) Brucia en 1891 por Max Wolf sobre la base de fotografías fotográficas marca un punto de inflexión. El ritmo de los descubrimientos se aceleró durante las siguientes décadas. Este método mejorado gradualmente se utilizó hasta la década de 1990.

El proceso se basa en fotografías tomadas a intervalos regulares (por ejemplo, cada hora), a través de un telescopio , de una gran región del cielo. Las fotografías son luego observadas en un estereoscopio por técnicos que buscan objetos que se mueven de una imagen a otra. Si es necesario, la posición precisa del objeto se determina bajo un microscopio y se envía a una organización que centraliza las diversas observaciones y se encarga de calcular la órbita y determinar si se trata de un objeto nuevo o ya catalogado. Este papel centralizador lo ha desempeñado el Centro de Planetas Menores desde 1947. La introducción de las computadoras, a partir de la década de 1950, facilitó en gran medida estas fases de los cálculos orbitales.

Detección digital

El uso de fotografía digital a través de sensores CCD marca una nueva revolución. El proceso general sigue siendo el mismo pero la rápida mejora de los sensores permite bajar el nivel de sensibilidad y por tanto el tamaño de los objetos detectados. La digitalización también permite el procesamiento informático automatizado, que es más rápido o más rápido y más sofisticado a medida que mejora la potencia informática. El programa Spacewatch fue el primero en experimentar con estas técnicas en 1984, seguido por el programa NEAT que modernizó sus herramientas y métodos en 1995 .

Desde la década de 2000, todos los planetas menores se han descubierto a través de estos sistemas digitales automatizados.

Análisis ópticos clásicos

El análisis de planetas menores se basa fundamentalmente en las herramientas clásicas de la astronomía, a través de telescopios (terrestres o espaciales). A excepción del más grande, la visualización suele ser muy tosca (unos pocos píxeles). El tamaño de los objetos se estima analizando su magnitud (luminosidad) y su albedo (poder reflectante). También se puede estimar por ocultación durante la observación de un tránsito del objeto frente a una estrella. La composición de los objetos (especialmente en la superficie) se estima mediante el análisis de su espectro y su albedo .

Detallemos ahora el cálculo del diámetro de un asteroide conociendo su luminosidad , su albedo y su distancia a la Tierra . Observando (en unidades SI ) la intensidad luminosa del asteroide medido en la Tierra tenemos:  D{\ Displaystyle \ d}  L{\ Displaystyle \ L}  A{\ Displaystyle \ A} DT{\ Displaystyle \ {D_ {T}}} I{\ Displaystyle \ I}

 I=L4πDT2{\ Displaystyle \ I = {\ frac {L} {4 \ pi {D_ {T}} ^ {2}}}} .

La intensidad luminosa de las estrellas se expresa generalmente en magnitudes en el entorno astronómico, recordamos la expresión de la magnitud aparente .  metroapagpag=-1,46-2,5Iniciar sesión⁡(I(sIr)){\ Displaystyle \ {m_ {app}} = - 1,46-2,5 \ log (I (señor))}

De donde,

 I(sIr)=10metroapagpag+1,46-2,5{\ Displaystyle \ I (señor) = {10} ^ {\ frac {m_ {app} +1.46} {- 2.5}}}con .  I(W/metro2)=1,69×10-7I(sIr){\ Displaystyle \ I (W / {m} ^ {2}) = 1,69 \ times {10} ^ {- 7} I (señor)}

Hemos fijado como magnitud de referencia la magnitud aparente de Sirio que es igual a -1,46.

Sin embargo, con la superficie interceptando la misma cantidad de luz que todo el cuerpo de diámetro y la intensidad luminosa superficial del asteroide cuya expresión se da al considerar que éste es de albedo y que está iluminado por el Sol con una intensidad ( y denotan respectivamente la luminosidad del Sol y la distancia del asteroide al Sol). L=lS{\ Displaystyle \ L = lS} S=π(D2)2{\ Displaystyle \ S = \ pi {({\ frac {d} {2}})} ^ {2}} D{\ Displaystyle \ d} l{\ Displaystyle \ l} l=AIS=ALS4πDS2{\ Displaystyle \ l = A {I_ {S}} = A {\ frac {L_ {S}} {4 \ pi {D_ {S}} ^ {2}}}}  A{\ Displaystyle \ A} IS{\ Displaystyle \ {I_ {S}}} LS{\ Displaystyle \ L_ {S}} DS{\ Displaystyle \ D_ {S}}

Al recombinar las ecuaciones obtenemos:

 4πDT2I=ALSD2dieciséisDS2{\ Displaystyle \ 4 \ pi {D_ {T}} ^ {2} I = {\ frac {A {L_ {S}} {d} ^ {2}} {16 {D_ {S}} ^ {2} }}}.

De lo que deducimos:

 D=8×πDT2DS2IALS{\ Displaystyle \ d = 8 \ times {\ sqrt {\ frac {\ pi {D_ {T}} ^ {2} {D_ {S}} ^ {2} I} {A {L_ {S}}}} }}.

Análisis de radar

Hoy en día, las técnicas de análisis de radar de microondas son lo suficientemente potentes como para permitir el análisis de asteroides cercanos a la Tierra e incluso los asteroides más grandes del cinturón principal. Permiten, en particular, una visualización más fina de su forma y tamaño, así como una determinación más precisa de su órbita (velocidad medida por efecto Doppler ). Uno de los primeros estudios de este tipo se refería al asteroide (4769) Castalie en 1989.

Exploración por sondas espaciales

En ese día (abril de 2019), Se exploraron 10 sondas (al menos sobrevolaron menos de 10.000  km ) 14 asteroides cercanos a la Tierra o el cinturón principal. Las primeras imágenes de cerca de asteroides son obra de la sonda Galileo que, durante su tránsito a Júpiter, pudo acercarse (951) a Gaspra en 1991 y luego (243) a Ida en 1993. La sonda NEAR Shoemaker es la primera cuya principal misión se refería al estudio de un asteroide a través de una órbita, enFebrero de 2000, alrededor de (433) Eros . La sonda Hayabusa es la primera que ha vuelto, enjunio de 2010, una muestra de asteroide tomada de (25143) Itokawa ennoviembre 2005.

La sonda New Horizons es la primera y hasta la fecha la única que ha explorado objetos transneptunianos . Lanzado por la NASA enenero de 2006, no alcanza el nivel de su principal objetivo, Plutón , hasta 8 años y medio después enjulio 2015. Se obtienen resultados notables sobre la geografía, la geología, la atmósfera o los satélites de Plutón. A continuación, la sonda se dirige hacia (486958) 2014 MU 69, que se convierte así en el segundo objeto transneptuniano fotografiado de cerca.

Riesgos de impacto con la Tierra

Supuestos de minería

Planetas menores notables

La mayoría de los planetas menores gravitan de forma anónima en el cinturón principal o cinturón de Kuiper. Sin embargo, algunos han ganado notoriedad, en particular con respecto a la historia de los descubrimientos, una propiedad atípica, su peligrosidad para la Tierra,  etc.

Galerias

Planetas y satélites menores

Los planetas menores se clasifican en orden creciente de semi-eje mayor. D es el diámetro medio (en el caso de objetos más o menos esféricos) y L es la mayor longitud (en otros casos).

• 2010 TK 7 , asteroidetroyano de la Tierra,a = 1,00 AU,D ~ 300 m(Telescopio espacialWISE, 2010).

• (101955) Bénou , NEO ( Apollo ), a = 1.12 AU , D ~ 500 m (sonda OSIRIS-REx , 2018).

• (433) Eros , cercano a la Tierra ( amor ), a = 1.46 AU , L ~ 34 km ( NEAR Shoemaker probe, 2001).

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

• (4) Vesta , cinturón principal , a = 2,36 AU , D ~ 530 km (sonda Dawn , 2011).

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

• (4179) Toutatis , NEO ( Apollo ), a = 2.52 AU , L ~ 4.5 km (modelado basado en imágenes de radar).

• (4015) Wilson-Harrington , cerca de la Tierra ( Apolo ), asteroide anteriormente activo conocido como cometa 107P, a = 2.64 AU , D ~ 4 km ( Observatorio Palomar , 1949).

• (253) Mathilde , cinturón principal , a = 2,65 AU , L ~ 66 km ( NEAR Shoemaker probe, 1997).

• (1) Ceres , planeta enano , cinturón principal , a = 2,77 AU , D ~ 946 km (sonda Dawn , 2015).

• (216) Cleopatra , cinturón principal , a = 2,79 AU , L ~ 220 km (modelado basado en imágenes de radar).

• (243) Ida , cinturón principal , a = 2,86 AU , L ~ 60 km , y su satélite Dactyle ( D ~ 1,4 km ) (sonda Galileo , 1993).

• (624) Héctor , el troyano de Júpiter , a = 5,22 UA , L ~ 370 km (imagen de aficionado, 2009).

• Plutón , Cinturón de Kuiper , a ~ 39,5 AU , D ~ 2375 km , y 3 de sus 5 satélites, Caronte , Hidra y Nix (Telescopio Espacial Hubble , 2005).

• Plutón , planeta enano , cinturón de Kuiper ( plutino ), a ~ 39,5 au , D ~ 2375 km ( sonda New Horizons , 2015).

• Tamaños comparativos de los 5 satélites de Plutón  : Caronte ( D ~ 1212 km ), Hydra ( L ~ 51 km ), Nix ( L ~ 50 km ), Kerbéros ( L ~ 19 km ), Styx ( L ~ 16 km ) ( Nuevo probe Horizons , 2015, edición).

• (136108) Haumea , cinturón de Kuiper (objeto clásico del cinturón de Kuiper ), a ~ 43.2 ua , L ~ 2000 km , y sus dos satélites Namaka y Hi'iaka (telescopio espacial Hubble , 2015)

• (486958) Arrokoth ,Kuiper Belt(cubewano),a ~ 44.5 AU,L ~ 32 km(sonda New Horizons, 2019).

• (136472) Makemake , Kuiper Belt ( Objeto clásico del cinturón de Kuiper ), a ~ 45,7 ua , D ~ 1400 km , y su satélite S / 2015 (136472) 1 (telescopio espacial Hubble , 2015)

• (136199) Eris , objeto disperso , a ~ 68 AU , D ~ 2300 km , y su satélite Dysnomy (Telescopio espacial Hubble , 2006)

• (90377) Sedna , objeto separado ( sednoide ), a ~ 510 AU , D ~ 1000 km (Telescopio espacial Hubble , 2004)

Detalles y diagramas

• Regolito en (433) Eros ( CERCA de la sonda Shoemaker , 2001).

• Cráteres en (4) Vesta (sonda Dawn , 2011).

• Cráter Occator en (1) Ceres con manchas blancas de sal interpretadas como de origen hidrotermal (sonda Dawn , 2016).

• Flanco del cráter Occator en (1) Ceres (sonda Dawn , 2018).

• Relieves notables en (1) Ceres (sonda Dawn , 2015-2018).

• Llanura del Sputnik en Plutón , una región helada virgen de cráteres y por lo tanto de formación reciente (menos de 100 millones de años) ( sonda New Horizons , 2015).

• Hipótesis de la estructura interna de Plutón  : corteza de nitrógeno congelada, capa de hielo de agua, núcleo rocoso.

• Hipótesis de la formación de (486958) Arrokoth , arquetipo de cuerpo pequeño de contacto binario .

• Diagrama de (25143) Itokawa , NEO tipo aglomerado suelto , también asumido como binario de contacto (basado en una imagen de la sonda Hayabusa , 2005).

• Impresión artística del centauro (10199) Chariclo y sus anillos.

Referencias

• Este artículo está tomado parcial o totalmente del artículo titulado "  Asteroide  " (consulte la lista de autores ) .

Consultas de base de datos

• Página Búsqueda en la base de datos MPC en el sitio del Minor Planet Center  :

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• Página Motor de búsqueda de base de datos de cuerpos pequeños JPL en el sitio web Dinámica del sistema solar del laboratorio de propulsión a chorro  :

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22. Consultado en27 de abril de 2019con criterio "Atira" (19 objetos). Nota: la base de datos MPC da el número 34; la diferencia proviene del hecho de que el MPC retiene el criterio Q <1 mientras que el JPL usa el criterio más estricto Q <q Earth = 0.983.
23. Consultado 27 de abril de 2019 con criterio "Aten" (1508 objetos).
24. Consultado el 27 de abril de 2019 con criterios "Apollo" (10.996 objetos). Nota: La base de datos MPC muestra aproximadamente 10,000 objetos; la diferencia proviene de un criterio ligeramente diferente sobre el perihelio de los objetos, que desplaza la frontera entre apollons y amors.
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• Listas de páginas y tramas: Planetas menores en el sitio del Centro de planetas menores  :

1. Lista MPC Archivo Estadísticas / órbitas y Nombres visitada 31 de de mayo de el año 2019.
2. Lista MPC Archivo Estadísticas / órbitas y Nombres consultado el 26 de febrero de, año 2019.
3. Lista Lista de objetos transneptunianos (2.553 objetos de todo el Cinturón de Kuiper).
4. Lista Lista de centauros y objetos de disco disperso (684 objetos con> 30,1 AU) y Lista de otros objetos inusuales (51 objetos con> 30,1 ua) consultada el 17 de junio de 2019.
5. Listas Lista de Neptuno troyanos , Lista de Urano troyanos , Lista de Marte troyanos y Lista de troyanos Tierra acceso el 3 de abril de, año 2019.
6. List Minor Planet Discoverers consultado el 27 de abril de 2019.
7. Lista Lista de troyanos terrestres consultada el 6 de abril de 2019.
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otras referencias

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2. Unión Astronómica Internacional , "  AUI Asamblea General de 2006: resoluciones 5 y 6  " [PDF] ,24 de agosto de 2006
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4. (en) Comisión F1 de la Unión Astronómica Internacional , "  Definiciones de términos en astronomía de meteoros  " [PDF] ,30 de abril de 2017
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13. (en) "  completa la Escaneo de la NASA NEOWISE de asteroides y cometas  " , la NASA, Jet Propulsion Laboratory ,1 st de febrero de 2011( leído en línea , consultado el 7 de marzo de 2011 ).
14. "Astronomía y astrofísica", M.Séguin, B. Villeneuve, Universidad Ed. De Boeck

Apéndices

Artículos relacionados

General

• Grupo de planetas menores
• Familia de planetas menores
• Centro de planetas menores
• Designación de planetas menores
• Sistema solar
• Cuerpo pequeño del sistema solar
• Asteroide
• Cometa
• Meteoroide
• Campo magnético de asteroides

Grupos orbitales principales

• Asteroide cercano a la Tierra
• Cinturón de asteróides
• Los asteroides troyanos de Júpiter
• Centauro
• Objeto transneptuniano
• Cinturón de Kuiper
• Disco de objetos dispersos
• nube de Oort

Tipos especiales de planetas menores

• Planeta enano
• Asteroide activo
• Cometa extinto
• Sistema asteroide
• Satélite del planeta menor
• Cuerpo de contacto binario pequeño
• Asteroide retrógrado

Asteroides y Tierra

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Liza

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• Lista de los principales asteroides del cinturón principal clasificados por masa
• Lista de asteroides cercanos a la Tierra
• Lista de asteroides que han rozado la Tierra
• Lista de cráteres de impacto en la Tierra
• Lista de objetos transneptunianos
• Lista de los objetos transneptunianos conocidos más distantes
• Lista de posibles planetas enanos
• Lista de sistemas de asteroides
• Lista de familias de planetas menores

enlaces externos

• Conferencia impartida en el Institut d'astrophysique de Paris sobre8 de noviembre de 2011, de Patrick Michel , astrofísico y jefe del Grupo de Planetología del Observatorio Côte d'Azur .