De quoi est composé un astéroïde?
Astéroïde
Un astéroïde (du grec ancien , « qui ressemble à une étoile ») est une planète mineure composée de roches, de métaux et de glaces, et dont les dimensions varient de l'ordre du mètre (limite actuelle de détection) à plusieurs centaines de kilomètres. L'appellation « en forme d'étoile » vient de l'aspect irrégulier des astéroïdes au télescope, différent du disque parfait des planètes, lors des premières observations astronomiques.
(253) Mathilde
(253) Mathilde est très sombre, avec un albédo comparable à l'asphalte frais, et on pense qu'il partage la même composition que les météorites chondrites carbonées de type CI1 ou CM2, avec une surface dominée par les phyllosilicates. L'aspect sombre de l'astéroïde fut commenté par le responsable de la mission NEAR Shoemaker, Joseph Veverka, qui déclara que ce corps est deux fois plus sombre qu'un morceau de charbon de bois. L'astéroïde a un nombre certain de très grands cratères, les cratères individuels étant nommés par des gisements de charbon et des bassins miniers du monde entier. Les deux plus grands cratères, Ishikari (29,3 km) et du Karoo (33,4 km), sont aussi larges que le rayon moyen de l'astéroïde. Les impacts semblent avoir éjecté de gros volumes du corps parent hors de l'astéroïde, comme le suggèrent les bords angulaires des cratères. Il n'y a pas de différences de luminosité ou de couleur visibles dans les cratères et il n'y a aucun indice de stratification, de sorte que l'intérieur de l'astéroïde doit être très homogène. Il y a des indications de mouvement de matériau dans la direction des pentes de l'astéroïde. Astéroïde de type M
Les astéroïdes de type M sont des astéroïdes dont la composition est partiellement connue ; ils sont modérément brillants (albédo 0,1–0,2). Certains, mais pas tous, sont faits de nickel-fer, soit pur, soit mélangé avec de petites quantités de roches. On pense qu'ils sont les morceaux du noyau métallique d'astéroïdes différenciés qui ont été fragmentés par des impacts, et sont supposés être la source des météorites de fer. Les astéroïdes de type M sont le troisième type d'astéroïdes le plus courant. Acide biliaire
Les sels biliaires constituent une grande famille de molécules. Ces dernières sont composées d'une structure stéroïde à quatre cycles, de cinq ou huit carbones, d'un acide carboxylique qui met fin à la chaîne, et de groupements hydroxyle. Les quatre anneaux sont marqués de gauche à droite: A, B, C et D, le D-anneau est plus petit d'un carbone que les trois autres. Les groupes hydroxyle ont le choix d'être en 2 positions, l'une (ou les) appelé bêta, ou vers le bas, appelée alpha. Tous les acides biliaires ont un groupe hydroxyle sur la position 3, qui a été dérivée de la molécule mère, le cholestérol. Dans le cholestérol, les 4 anneaux de stéroïdes sont plats et la position de la 3-hydroxy est bêta. Astéroïde de type L
Les astéroïdes de type L sont un type d'astéroïdes peu commun. Ils sont caractérisés par un spectre rouge prononcé en dessous de 0,75 μm et un spectre sans particularité au-delà. Comparés aux astéroïdes de type K, leur spectre est davantage rouge dans les longueurs d'onde visibles et sans particularité dans l'infrarouge. Astéroïde de type S
Les astéroïdes de type S sont peu brillants, avec un albédo de 0,10 à 0,22, et sont principalement constitués de silicates de fer et de magnésium. Ils sont dominants dans la partie interne de la Ceinture d'astéroïdes à moins de , communs dans la partie centrale de la Ceinture jusqu'à environ , et plus rares au-delà. (59) Elpis
C'est un astéroïde de type C, ce qui signifie qu'il est composé de carbone. Astéroïde de type G
Les astéroïdes de type G sont un type relativement rare d'astéroïdes carbonés qui représentent environ 5 % des astéroïdes. Le membre le plus notable de ce type est (1) Cérès. Météoroïde
Un météoroïde, terme inventé par l'astronome Hubert Anson Newton en 1864, est un petit corps du Système solaire (astéroïde, noyau cométaire ou fragment d'iceux) de petite taille, intermédiaire entre les plus grands astéroïdes et la poussière interplanétaire. Astéroïde
Régulièrement, des météoroïdes ou astéroïdes de petite taille pénètrent dans l'atmosphère terrestre, se transforment en bolide (phénomène lumineux intense généré par les frottements), et, finalement, impactent la Terre (généralement après s'être fractionnés dans le cas des petits astéroïdes). Le superbolide de Tcheliabinsk observé le 15 février 2013 est un exemple récent et célèbre de ce type de phénomène. Selon les estimations, l'objet à l'origine de l'événement était un astéroïde géocroiseur de type Apollon d'un diamètre compris entre 15 et 17 mètres. Cet astéroïde n'était pas connu avant son impact, ce qui est le cas le plus fréquent : la grande majorité des petits astéroïdes frôlant (ou éventuellement impactant) la Terre ne sont détectés qu'après leur passage ou moins de 24 heures avant. (15342) Assisi
(15342) Assisi est un astéroïde de la ceinture principale d'astéroïdes. Érosion spatiale
Cependant, des preuves d'érosion spatiale ont été observées sur les astéroïdes. Pendant des années, le fait que les spectres des astéroïdes ne correspondent pas aux spectres des collections de météorites qui leur étaient associés resta énigmatique. En particulier, les spectres des astéroïdes de type S, le type le plus abondant, ne correspondent pas à des spectres du type le plus abondant de météorites, les chondrites ordinaires. Les spectres d'astéroïdes ont tendance à être plus rouges avec une courbure abrupte dans le visible. Toutefois, Binzel et al. ont identifié près de la Terre des astéroïdes aux propriétés spectrales couvrant la gamme de type S avec des spectres semblables à ceux des météorites OC, suggérant un processus continu qui altère les astéroïdes de type S jusqu'à un spectre de matériau pouvant ressembler à des chondrites ordinaires. D'autres preuves de l'altération du régolite ont été produites lors des survols de Gaspra et d'Ida par Galileo. Les cratères récents (présentant des matériaux qui n'ont que récemment fait surface) possèdent des différences spectrales notables avec le reste de la surface des astéroïdes. Avec le temps, les spectres d'Ida et de Gaspra rougissent et perdent leur contraste spectral. Les mesures des rayons X faites par la sonde NEAR Shoemaker indiquent qu'Eros est composé de chondrite ordinaire en dépit d'un spectre de type S présentant une pente dans le rouge, ce qui suggère là aussi que certains processus ont altéré les propriétés optiques de la surface. les résultats de la sonde Hayabusa sur l'astéroïde Itokawa indiquent aussi une composition de chondrite ordinaire et identifient les produits de l'érosion spatiale. En effet, Itokawa est très petite ( de diamètre), sa faible gravité ne permet pas le développement d'un régolite mature. Cependant, il semble que les patines de l'altération due à l'érosion spatiale se soient développées sur les surfaces rocheuses de l'astéroïde. Objet géocroiseur
En dehors du Soleil, le système solaire est pour l'essentiel de sa masse composé de planètes (et des satellites de ces derniers) dont les orbites autour du Soleil sont stables sur de longues échelles de temps et ont une forme quasi circulaire tout en étant très éloignées les unes des autres. Il existe également de nombreux autres petits corps qui, pour différentes raisons, ne se sont pas agglomérés au moment de la formation du système solaire. Ce sont d'une part les astéroïdes et d'autre part les comètes. Ces objets circulent principalement dans la ceinture d'astéroïdes entre Mars et Jupiter ou au-delà des planètes externes du système solaire dans la ceinture de Kuiper. Ils sont très nombreux : il y a par exemple plus d'un million d'astéroïdes de plus de un kilomètre de diamètre dans la ceinture d'astéroïdes. L'orbite de ces corps n'est souvent pas stable sur le long terme : elle est perturbée par l'influence gravitationnelle des planètes en particulier par Jupiter ou les collisions peuvent les chasser de la région de l'espace où elles circulent. L'orbite résultant de ces perturbations peut venir couper l'orbite de la Terre ou s'en approcher fortement et ainsi présenter un risque de collision. Les corps dont le périgée se situe à moins de 1,3 unité astronomique (UA) du Soleil (l'orbite de la Terre est éloigné de 1 UA du Soleil soit 150 millions de kilomètres) sont considérés comme des objets géocroiseurs c'est-à-dire susceptibles d'impacter la Terre à un horizon plus ou moins lointain. Les corps qui passent à moins de 7 millions de kilomètres de la Terre (=0,05 UA) et ont un diamètre supérieur à 140 mètres présentent un risque accru (probabilité d'impact et conséquences de l'impact) : ils sont désignés comme des objets potentiellement dangereux et font l'objet à ce titre d'un suivi plus rapproché. Ceinture d'astéroïdes
Contrairement à une idée courante, et malgré le nombre d'astéroïdes qui la composent, la ceinture d'astéroïdes reste essentiellement vide et chaque astéroïde est généralement séparé du plus proche par en moyenne un million de kilomètres. (162173) Ryugu
Comme tous les astéroïdes de cette taille circulant sur une orbite de quasi collision avec la Terre, Ryugu n'est pas très âgé à l'échelle géologique. Ce type d’astéroïde est le fragment d'un astéroïde plus gros circulant dans la ceinture d'astéroïdes qui a éclaté à la suite d'une collision. L'orbite de Ryugu soumis à la fois à l'effet Yarkovsky et à l'effet YORP s'est progressivement rapprochée de celle des planètes internes. En étudiant les spectres des roches de Ryugu, les scientifiques japonais ont tenté de déterminer l'astéroïde parent. Les candidats les plus proches sont (142) Polana et (495) Eulalie mais les spectres sont légèrement différents. L'albédo particulièrement bas a surpris les scientifiques qui s'attendaient à une valeur comprise entre 3 et 4%. Aucune météorite identifiée sur Terre n'a un albédo aussi bas. La composition des roches à la surface de Ryugu semble très homogène. Tous les spectres montrent une petite quantité d'hydroxyde probablement présent dans un minéral argileux riche en magnésium. Cette composition indique que les matériaux présents ont interagi par le passé avec de l'eau. Cette composition et l'apparence (albédo) semblent indiquer que les roches qui forment Ryugu sont issues des couches internes d'un astéroïde de grande taille qui auraient subi une métamorphose thermique tout en étant infiltré par l'eau. Pour que ce processus se déclenche il fallait que cet astéroïde fasse quelques centaines de kilomètres de diamètre. Le réchauffement très important a pu être généré soit par la décomposition radioactive de l'Aluminium 26 soit par un impact violent avec un autre astéroïde. Impact cosmique
Parmi les objets géocroiseurs, les astéroïdes sont beaucoup plus nombreux que les comètes. Ces dernières ne représenteraient qu'environ 1% du total toutefois on estime que cette proportion est beaucoup plus forte parmi les impacteurs les plus grands. Les astéroïdes proviennent de la ceinture des astéroïdes. la majorité des objets de la ceinture ne sont pas considérés comme dangereux, car leur orbite est confinée entre Mars et Jupiter. Toutefois ils peuvent éventuellement changer d’orbite après avoir frôlé une autre planète et devenir des astéroïdes géocroiseurs. Ceux-ci ont une durée de vie de quelques millions d’années et finissent soit par terminer leur course dans le Soleil, soit par être éjectés du système solaire, soit, plus rarement, par entrer en collision avec la Terre. On estime que 2 à 10% des astéroïdes sont de composition métallique (densité = 8) les autres étant formés de roches (densité =1,5 à 3). Astéroïde
La ceinture principale d'astéroïdes, entre les orbites de Mars et Jupiter, distante de deux à quatre unités astronomiques du Soleil, est le principal groupement d'astéroïdes : environ objets y ont été répertoriés à ce jour (avril 2019), auxquels on peut ajouter autres gravitant dans sa périphérie immédiate (groupe de Hungaria, groupe de Cybèle et groupe de Hilda notamment). L’influence du champ gravitationnel de Jupiter les a empêchés de former une planète. Cette influence de Jupiter est également à l’origine des lacunes de Kirkwood, zones quasiment vides situées au milieu et sur les bords de la ceinture et dues à des phénomènes de résonance orbitale. Anneau planétaire
Les anneaux de Jupiter sont divisés en 3 parties : le halo, l'anneau principal et l'anneau Gossamer, qui est lui-même composé de matériaux provenant des satellites d'Amalthée (pour les premiers km) et de Thébé (pour les restants). La plupart des anneaux sont composés de poussières qui se détachent et se perdent dans l'atmosphère de la planète, et ne sont visibles qu'à contre-jour puisque leur masse est trop petite (1 milliard de fois moins massif que ceux de Saturne) et qu'ils ont un faible albédo. De plus, les particules des anneaux de Jupiter sont plus sombres que celles de Saturne, donc elles absorbent la lumière du Soleil au lieu de la réfléchir. (2867) Šteins
Cet astéroïde est constitué de silicates et sa surface est sombre. L'analyse des images prises par la sonde Rosetta permet de dénombrer au moins 42 cratères de ou plus de diamètre, dont deux gros d'un diamètre d'environ deux kilomètres. Hayabusa 2
Les photos prises par le petit rover Mascot ont permis de constater que la surface de l'astéroïde était recouverte par deux types de roches présentes dans des proportions pratiquement égales. Le premier type est caractérisé par un albédo relativement élevé avec des faces aux formes douces et des arêtes aiguisées. La deuxième catégorie de roche est plus sombre avec une surface friable en forme de chou-fleur. On y observe des inclusions de petits grains riches en calcium et en aluminium. Ces roches ressemblent à un type de météorite rare : la chondrite carbonée. Ces roches ont été créées il y a 4,5 milliards d'années soit pratiquement au moment de la formation du système solaire. Elles n'ont jamais fondu et n'ont jamais subi d'impacts d'autres objets mais elles ont pu être chimiquement modifiées par la présence d'eau à l'état liquide. Deux scénarios peuvent expliquer la présence de ces deux types de roches. Selon le premier scénario l'astéroïde a été formé à la suite de la collision de deux corps composés de matériaux d'origine différente. Les débris résultants sous l'influence de leur gravité ont formé un nouvel astéroïde à la structure hétérogène. Selon le deuxième scénario, l'astéroïde serait issu d'un corps céleste dont la structure interne aurait subi des conditions de pression et de température non homogènes. OSIRIS-REx
L'analyse des échantillons du sol de l'astéroïde ramenés par "OSIRIS-REx" doit s'étaler sur . Sur les (au minimum) ramenés sur Terre, il est prévu que (avec une marge de ) fassent l'objet d'une analyse immédiate. Celle-ci consiste à déterminer les éléments chimiques présents et leur composition isotopique. À partir de ces résultats, les scientifiques vont essayer de reconstituer le passé de l'astéroïde : l'origine des éléments qui le composaient avant que la nébuleuse ne devienne le Système solaire, la manière dont ceux-ci ont évolué au sein de la nébuleuse et les caractéristiques du corps céleste dont l'astéroïde a peut-être fait partie. Ces données seront utilisées pour valider les hypothèses émises sur l'évolution chimique et dynamique du Système solaire. Par ailleurs, les caractéristiques thermiques des échantillons sont mesurées pour affiner l'impact de l'effet Yarkovsky sur l'orbite de Bénou. Enfin, les résultats des analyses effectuées doivent permettre d'étalonner les mesures effectuées à distance (par le biais de télescopes…). Les restants sont archivés pour analyse par les générations suivantes de scientifiques, qui disposeront d'une instrumentation plus performante pour valider les modèles de formation du Système solaire qui seront alors en vigueur. Astéroïde de type E
Un astéroïde de type E est un astéroïde censé être composé d'enstatite MgSiO, avec une surface analogue aux achondrites. Ce type est notamment rencontré au sein du groupe de Hungaria, en périphérie interne de la ceinture d'astéroïdes, et correspond plus particulièrement au type spectral de la famille de Hungaria, famille collisionnelle située au sein de ce groupe. Ils sont plus rares au-delà. Toutefois certains se trouvent assez loin de cette limite, par exemple (64) Angelina, au cœur de la ceinture principale. Les astéroïdes de type E ont pour origine probable le manteau très réduit d'un astéroïde différencié. Phobos (lune)
Phobos est un corps sombre qui semble être composé de chondrite carbonée, une composition similaire à celle des astéroïdes de  dans la ceinture d'astéroïdes externe. Cependant, la masse volumique de Phobos est trop faible pour qu'il soit intégralement composé de roche et il possède une porosité significative. Il a été suggéré que Phobos pourrait contenir un réservoir de glace substantiel, mais des observations spectrales ont écarté cette hypothèse. La sonde soviétique détecta que des gaz s'échappaient de Phobos en quantité faible mais régulière. Malheureusement, la sonde tomba en panne avant d'avoir pu déterminer la nature de ce gaz. Système astéroïdal
Un système astéroïdal est un ensemble d'au moins deux astéroïdes gravitant ensemble autour de leur centre de masse commun, de façon analogue aux étoiles multiples. Ce type de formation, en particulier les astéroïdes binaires, est relativement fréquent dans le Système solaire mais leur durée de vie est généralement limitée. Différents mécanismes de formation ont été identifiés pour les binaires : capture de l'astéroïde mineur pour la majorité des objets transneptuniens, capture de débris générés par une collision pour la ceinture d'astéroïdes et agrégation par l'effet YORP de débris éjectés par des forces liées à la vitesse de rotation de l'astéroïde pour les astéroïdes géocroiseurs. Le premier système d'astéroïdes, (243) Ida, a été observé en 1993 par la sonde spatiale "Galileo". 158 systèmes d'astéroïdes ont été observés au dans le Système solaire dont une dizaine de systèmes triples. Planète tellurique
La plupart des astéroïdes ont une composition semblable à celle des planètes rocheuses, mais ils n'ont pas de forme sphérique et n'ont pas subi le processus de différenciation interne, ils ne sont donc pas considérés comme des corps telluriques. Astéroïde de type S
Dans la classification SMASS (2002), les astéroïdes dont le spectre de réflexion est dominé par les silicates constituent le groupe S, subdivisé en types et sous-types : Classification spectrale des astéroïdes
La composition des astéroïdes est évaluée d’après leur spectre optique mesurant la lumière réfléchie, qui correspond à la composition de leur surface. Celle des météorites est connue avec l'analyse des fragments retrouvés sur Terre. Astéroïde de type Q
Les astéroïdes de type Q sont des astéroïdes relativement rares de la ceinture interne d'astéroïdes. Leur spectre est caractérisé par un signal large et fort de l'olivine et du pyroxène à 1 µm, et une pente spectrale qui indique la présence de métaux. Leur spectre présente des raies d'absorption en dessus et en dessous de 0,7 µm, et est généralement intermédiaire entre celui des astéroïdes de type V et de type S. Système solaire
Comme la ceinture principale, elle est principalement composée de petits corps, vestiges du disque d'accrétion du Soleil qui ont grossi par collisions, et d'au moins trois planètes naines : (134340) Pluton (), (136108) Hauméa () et (136472) Makémaké (). Plusieurs des autres plus gros objets de la ceinture, tels (90482) Orcus (), (20000) Varuna () ou (50000) Quaoar (), pourraient éventuellement être reclassés comme planètes naines. En revanche, tandis que la ceinture d'astéroïdes est principalement composée de corps rocheux et métalliques, les objets de la ceinture de Kuiper seraient majoritairement constitués de composés volatils gelés comme le méthane, l'ammoniac ou l'eau. Cette région serait également la principale source des comètes de courte période. De nombreux objets de la ceinture possèdent des satellites multiples et la plupart sont situés sur des orbites qui les emmènent en dehors du plan de l'écliptique. (1620) Géographos
Géographos est un astéroïde de type S, ce qui signifie qu'il est très réfléchissant et composé de nickel-fer mélangé à des silicates de fer et de magnésium. Ceinture d'astéroïdes
La ceinture principale peut également être divisée en ceinture interne et ceinture externe. La ceinture interne est composée des astéroïdes orbitant plus près de Mars que la lacune de Kirkwood de résonance 3:1 ( UA) et la ceinture externe du reste des astéroïdes. Certains auteurs définissent ces deux ceintures à partir de la résonance 2:1 ( UA). D'autres poussent la subdivision en définissant les ceintures interne, moyenne et externe. Astéroïde
Les récits de science-fiction interplanétaires mettent régulièrement en scène des astéroïdes. Plusieurs thèmes sont abordés : traversée de champs d'astéroïdes, exploitation minière, implantation de bases militaires, colonisation, astéroïdes habités par des créatures extra-terrestres (3200) Phaéton
La composition de Phaéton est fidèle à ce que supposerait son origine cométaire ; l'objet est classé comme astéroïde de type B car il est composé de matière sombre. Depuis sa découverte, plusieurs autres objets présentant des caractéristiques cométaires et astéroïdales mixtes ont été découverts, tels que . Astéroïde
Le système classique de classification spectrale des astéroïdes, élaboré en 1975, les classe selon un système basé sur leur couleur, leur albédo et leur spectre optique. Ces propriétés étaient censées correspondre à la composition de leur surface. Il faut noter, cependant, que certains types sont plus facilement détectables que d'autres. Ainsi, ce n'est pas parce que la proportion d'astéroïdes d'un type donné est plus importante qu'ils sont effectivement plus nombreux. Il existe des systèmes de classification plus récents, dont deux se démarquent : Tholen et SMASS. Univers
De manière macroscopique, l'Univers est composé de nombreux corps célestes, parmi lesquelles se trouvent des planètes (comme la Terre), des comètes, des astéroïdes, mais aussi de satellites naturels (comme la lune), d'exoplanètes Ces corps célestes se structurent en plusieurs éléments, du plus petit au plus grand :On ne connait pas exactement la composition de l'Univers. Hormis le vide, plusieurs éléments, pour la plupart, encore jamais observés, sont conjecturés. Agglomérat lâche
L'astéroïde (433) Éros, la destination principale de NEAR Shoemaker, était connu comme étant déchiré par des fissures, mais autrement comme étant solide. D'autres astéroïdes, y compris éventuellement Itokawa, sont connus comme étant des binaires à contact, c'est-à-dire deux corps majeurs se touchant, avec ou sans décombres remplissant leur frontière. Astéroïde
L’étude des astéroïdes fut longtemps délaissée par les astronomes. Nous les connaissons depuis maintenant plus de deux cents ans, mais ils étaient considérés comme les rebuts du Système solaire. On sait maintenant que les astéroïdes sont une clé importante de la compréhension de la formation du Système solaire et c’est pour cette raison que les astronomes montrent un plus grand intérêt envers ces objets. Anneaux de Saturne
Les anneaux sont composés à 99,9 % de particules d'eau gelée avec quelques impuretés pouvant inclure du tholin et des silicates. Les anneaux principaux sont, à la base, composés de particules dont la taille varie de à . Chaque particule décrit une orbite indépendante autour de Saturne. (7) Iris
(7) Iris est un astéroïde de la ceinture principale. Il a une surface claire et semble être composé de nickel, de fer et de silicates de magnésium. Asteroids
Lorsqu'un astéroïde est touché par un tir, il se divise en deux blocs de taille moyenne, lesquels peuvent à leur tour être divisés en deux plus petits blocs, lesquels peuvent enfin être détruits. Le programme original ne peut cependant afficher que 26 astéroïdes simultanément à l'écran (au-delà les astéroïdes ne se divisent donc plus et se contentent de réduire en taille). Une fois tous les astéroïdes détruits, le joueur passe au niveau suivant : le nombre d'astéroïdes présent au début du niveau varie de quatre (pour le ) à onze (pour le et tous les suivants). Le nombre de points rapportés par la destruction d'un élément est dépendante de sa taille. Les soucoupes volantes sont de deux tailles : la plus imposante a la capacité de tirer. "Asteroids" présente des graphismes vectoriels en noir et blanc, et une physique étudiée (inertie du vaisseau, dislocation des astéroïdes). Il propose aussi un système de "highscore" innovant qui permet aux dix meilleurs joueurs d'enregistrer leurs initiales. (70) Panopée
Panopée est un astéroïde de type C, sa surface est donc très sombre et composée de carbone. Asteroyds
Chaque pion d'astéroïde est hexagonal et chacune de ses faces est dotée d'un chiffre de 1 à 6, et l'orientation des astéroïdes est aléatoire (on les place afin que les faces 1 ne soient pas toutes dans la même direction). On tire la direction de déplacement avec un dé ; il y a trois couleurs de dés — blanc, rouge et bleu —, et cinq types d'astéroïdes — blanc, bleu, blanc/bleu, rouge, blanc/rouge. Ainsi, si l'on tire 1 avec le dé blanc et 2 avec le dé bleu et 3 avec le dé rouge, on déplace : ainsi, certains astéroïdes sont déplacés une fois, d'autre deux (et dans deux directions différentes sauf si les dés donnent le même nombre). En cas de collision d'astéroïdes, ceux-ci ont un ordre de priorité pour savoir lequel se déplace et lequel est stoppé. (129) Antigone
D'après les observations radar, cet astéroïde serait composé de nickel-fer presque pur. Objet géocroiseur
Les astéroïdes géocroiseurs sont généralement des corps célestes qui à l'origine circulaient dans la ceinture d'astéroïdes et qui en ont été chassés il y a au plus quelques millions d'années, sous l'effet soit de phénomènes d'attraction, soit de la résonance orbitale avec Jupiter soit de collisions avec d'autres astéroïdes. Les astéroïdes représentent l'écrasante majorité des objets géocroiseurs. Ils sont regroupés dans quatre familles définies par leurs caractéristiques orbitales - périhélie (p), aphélie (a) et rayon orbital moyen (R) : Ceinture d'astéroïdes
Environ un tiers des astéroïdes de la ceinture principale appartiennent à une famille d'astéroïdes. Une telle famille regroupe des astéroïdes possédant des éléments orbitaux similaires, comme le demi-grand axe, l'excentricité et l'inclinaison, ainsi que des caractéristiques spectrales communes, suggérant une origine commune dans la fragmentation d'un corps plus grand. Astéroïde de type B
Ils sont proches en général des astéroïdes de type C « standards », mais différent dans l'absorption des rayons ultraviolets. L'albédo a également tendance à être plus élevé que dans le type de C qui est généralement très sombre, il est compris entre 0,04 et 0,08. La spectroscopie laisse à penser que les principaux constituants de surface sont des silicates anhydres, des minéraux argileux hydratés, des polymères organiques, magnétite et sulfures. Les spectres les plus proches des astéroïdes de type B ont été obtenus sur des météorites chondrites carbonées qui ont été chauffées doucement en laboratoire. Le spectre est plus bleuâtre que rouge. Astéroïde actif
Un astéroïde actif est un objet initialement catalogué comme astéroïde, mais dont on a ensuite mis en évidence une activité cométaire. il peut alors être catalogué comme comète périodique, mais sans pour cela perdre son statut d'astéroïde. Les astéroïdes actifs listés ci-dessous appartiennent à la ceinture principale, à l'exception de Ryugu (géocroiseur). Oncoïde
Un oncoïde (A. Heim, 1916; du grec "onkos", nodule ou tumeur) est un nodule arrondi, le plus souvent calcaire, d’une taille allant du mm au cm, composé d’un noyau et de fines couches laminaires entourant concentriquement le noyau. Le noyau peut être composé d’un grain de calcaire ou d’autres roches ou encore de débris de coquillages. Au contraire des ooïdes, les couches laminaires sont irrégulières, elles peuvent se chevaucher et ne sont pas sphériques. Ceinture d'astéroïdes
La masse totale de la ceinture d'astéroïdes est estimée entre ( de milliards de tonnes), soit 5 % de celle de la Lune. Les quatre plus grands objets, Cérès, Vesta, Pallas et Hygée, représentent quasiment la moitié de la masse totale de la ceinture ; Cérès compte pour un tiers à lui tout seul. Cérès est le seul astéroïde suffisamment grand pour que sa gravité lui fasse prendre une forme sphérique et il est désormais considéré comme une planète naine. Il orbite à du Soleil, ce qui est également la distance du centre de masse de la ceinture d'astéroïdes. Vesta a par ailleurs une magnitude absolue plus élevée que les autres astéroïdes, aux environs de 3,20. Astéroïde Aton
Presque tous les Aton possèdent un aphélie supérieur à une unité astronomique (ua). Les astéroïdes apohele sont une sous-classe des Aton (des atéroïdes Aton) dont les membres ont leur aphélie à l'intérieur de l'orbite de la Terre. En mi-2005, seuls trois apohele étaient connus : (163693) Atira, et . En , on n'en connait encore que 24. (433) Éros
Spectroscopiquement, Éros peut être classé comme astéroïde de type S (IV), où le IV est un indicateur (dans une échelle allant de I à VII présentée par Gaffey en 1993) du contenu en olivine et en orthopyroxène présents sur la surface. En particulier, les astéroïdes du groupe IV ont une grande variabilité dans la relation entre l'olivine et l'orthopyroxène pauvre en calcium (silicate de fer), et sont associés aux chondrites ordinaires. Dans le cas spécifique d'Éros, les observations infrarouges effectuées à partir de la Terre ont amené à penser que la composition de l'astéroïde était plutôt riche en olivine et présentait des caractéristiques empruntées aux astéroïdes de type S (II), tandis qu'une autre partie de l'astéroïde serait riche en pyroxène, avec des caractéristiques semblables à celles des astéroïdes de type S (V). La classification spectrale d'Éros mettrait donc en évidence un équilibre entre les deux types de surface. Astéroïde de type A
L'abondance de l'olivine dans les roches de surface des astéroïdes de type A n'est pas la preuve qu'il s'agit d'astéroïdes différenciés, pour lesquels l’olivine devrait être essentiellement magnésienne (forstérite ). Une olivine essentiellement ferreuse (fayalite ) est plutôt le signe d'une formation par condensation directe à partir de la nébuleuse protosolaire. L'étude détaillée du spectre de réflexion de 9 gros astéroïdes de type A aux alentours de la longueur d'onde montre que 7 d'entre eux sont différenciés, et 2 non (Nenetta et Asporina), ce qui correspond à environ 80 % d'astéroïdes de type A différenciés. Astéroïde de type S
Les astéroïdes de type S sont des astéroïdes principalement composés de silicates. Environ 17 % des astéroïdes sont de ce type ; ils constituent donc le deuxième type d'astéroïdes le plus important, après les astéroïdes de type C. Météorite de fer
Les météorites de fer, appelées parfois météorites ferreuses ou sidérites (un terme devenu obsolète), sont un type de météorites composées principalement d'un alliage métallique de fer (Fe) et de nickel (Ni). Elles sont interprétées comme des fragments de noyaux d'astéroïdes qui ont été littéralement épluchés de leur manteau silicaté par des collisions avec d'autres objets du système solaire. Zheng He (sonde spatiale)
Les astéroïdes géocroiseurs constituent des reliques du processus de formation du système solaire qui recèlent sans doute des indices importants sur la composition chimique à partir de laquelle les planètes se sont formées il y a 4,6 milliards d'années. Aussi, les missions de retour d'échantillon du sol de ces astéroïdes constituent une priorité scientifique de premier plan. Les missions spatiales japonaises "Hayabusa", et américaine "OSIRIS-REx" reflètent l'importance de ces recherches. Les comètes de la ceinture principale découvertes récemment se caractérisent par une orbite très stable située dans la ceinture d'astéroïdes. Elles ont un comportement similaire à celle d'une comète mais la dégazéification résulte sans doute d'un processus de sublimation de la glace. La présence de glace dans la ceinture d'astéroïdes est une piste très importante pour la recherche de l'origine de l'eau sur Terre. (17) Thétis
Le spectre de cet objet indique qu'il est un astéroïde de type S contenant à sa surface du pyroxène des deux formes, c'est-à-dire faible et élevée en calcium, ainsi qu'au moins 20 % d'olivine. Le pyroxène riche en calcium forme 40 % ou plus du total du pyroxène présent, ce qui indique l'existence historique de dépôts de roches magmatiques (roches ignées). Ceci suggère que l'astéroïde a subi une différenciation planétaire par fusion, et la création d'une surface de roches basaltiques. Vulcanoïde
Un astéroïde vulcanoïde, ou simplement un vulcanoïde, est un astéroïde hypothétique dont l'orbite serait intérieure à celle de Mercure. Les objets de cette classe occuperaient la zone dynamiquement stable qui s'étale entre (12 à de kilomètres) du Soleil. Les astéroïdes vulcanoïdes tirent leur nom de celui de la planète hypothétique Vulcain, que les astronomes du ont cherché à découvrir afin d'expliquer l'excès de précession du périhélie de Mercure . NEAR Shoemaker
La majorité des astéroïdes circulent entre les orbites de Mars et Jupiter. Ceux qui sont situés sur une orbite située à moins de 1,3 unité astronomique du Soleil (400 sur les 7000 astéroïdes recensés) sont baptisés astéroïdes géocroiseurs car ils sont susceptibles de percuter la Terre. Les orbites de ces derniers évoluent relativement rapidement, à l'échelle géologique, à la suite de collisions et d'interactions gravitationnelles avec les planètes intérieures. Les astéroïdes de cette catégorie ne semblent pas avoir de caractéristiques spécifiques mais sont un échantillon représentatif des astéroïdes croisant plus loin du Soleil. Au début des années 1990, les connaissances sur les astéroïdes proviennent de trois sources : les observations à distance effectuées depuis des observatoires situés sur Terre, le survol de (951) Gaspra et (243) Ida par la sonde spatiale Galileo et les analyses effectuées en laboratoire de météorites identifiés comme provenant probablement de collisions d'astéroïdes. Astéroïde aréocroiseur
Un astéroïde aréocroiseur est un astéroïde dont l'orbite croise celle de Mars (aréo venant de Arès). Les astéroïdes aréocroiseurs numérotés sont partiellement listés ici. Tau Ceti
En 2004, une équipe d'astronomes britanniques dirigée par Jane Greaves découvrit que Tau Ceti a plus de dix fois plus de matériaux cométaires et astéroïdaux en orbite que le Soleil. Cette valeur a été obtenue en mesurant le disque de poussières froides orbitant l'étoile et produites par les collisions entre ces petits objets. Il est par conséquent peu probable que le système puisse accueillir des formes de vie complexes car ces planètes seraient soumises à de grands impacts environ dix fois plus souvent que sur Terre. Greaves conclut lors de ses recherches qu'« il est probable que toute planète est continuellement bombardée par des astéroïdes similaires à celui ayant entraîné l'extinction des dinosaures. ». Il est néanmoins possible qu'une planète géante gazeuse de la taille de Jupiter puisse écarter les comètes et les astéroïdes. Astroblème de Rochechouart-Chassenon
Dans les deux cas, la nature de cette météorite donne une idée de sa provenance : la ceinture d’astéroïdes, située entre Mars et Jupiter qui contient de nombreux astéroïdes dont la masse totale ne dépasse pas 10 % de la masse de Mars, mais dont les plus gros font quand même plus de de diamètre. Après avoir été décrochés de leur « salle d’attente » sous l’effet des mouvements de Jupiter, ils orbitent autour du Soleil et leur trajectoire peut croiser celle de la Terre. Leur vitesse d’impact est alors comprise entre . Ceinture d'astéroïdes
La ceinture d'astéroïdes ne contient que peu d'astéroïdes de type V, basaltiques, un fait dont on ne connait pas la raison. Les théories de formation des astéroïdes prédisent que des objets de la taille de Vesta ou plus grands devraient former des croûtes et des manteaux, lesquels seraient principalement composés de roches basaltiques ; plus de la moitié des astéroïdes devraient alors être composés de basalte ou d'olivine. Les observations suggèrent que 99 % du basalte prédit n'existe pas. Jusqu'en 2001, on pensait que la plupart des corps basaltiques découverts dans la ceinture provenaient de Vesta (d'où leur nom de type V). Cependant, la découverte de (1459) Magnya a révélé une composition chimique légèrement différente des autres astéroïdes basaltiques, suggérant une origine distincte. En 2007, (7472) Kumakiri et furent découverts possédant une composition basaltique et dont l'origine ne peut provenir de Vesta. À ce jour (octobre 2007), il s'agit des seuls astéroïdes de type V découverts dans la ceinture externe. Anneau de la Terre
Les astronomes savent depuis longtemps que le Système solaire interne est de manière générale poussiéreux. Une partie de la poussière est produite par le passage de comètes et d'autres débris proviennent de la ceinture d'astéroïdes entre Mars et Jupiter, où des milliards d'astéroïdes sont constamment heurtés et pulvérisés, remplissant le disque de débris de la Terre. Météorite
On n’a pas de preuve que certaines d’entre elles puissent être du . On pense plutôt généralement que les météorites sont des fragments libérés par impact entre des corps plus gros : les astéroïdes (certaines semblent même, à n’en pas douter, résulter d’impacts violents sur la Lune et sur Mars) ou encore libérés par désagrégation gravitationnelle des comètes lors de leur passage près du Soleil. Toutefois, la présence dans les matrices de certaines des météorites, par exemple d'anomalies isotopiques, ou encore de nanograins dont les âges antécèdent le Système solaire de quelques Ma à plusieurs Ga, selon les objets montrent que le matériau qui les contient, n'a aucunement été altéré, ni métamorphisé, lors de son inclusion puis extraction dans un corps parent. Astéroïde Apollon
Les astéroïdes Apollon sont une famille d'astéroïdes géocroiseurs. Elle est nommée d'après (1862) Apollon, le premier de cette famille à avoir été découvert. Les astéroïdes sont classés dans cette famille si leur demi-grand axe est strictement supérieur à 1 ua et leur périhélie inférieur à 1,017 ua. Comète
Les comètes se distinguent des astéroïdes, autres petits corps, par l'activité de leur noyau. Cependant, les observations récentes de plusieurs astéroïdes présentant une activité cométaire, notamment dans la ceinture principale, tendent à rendre de plus en plus floue la distinction entre comète et astéroïdes. Elles proviendraient de deux réservoirs principaux du système solaire : ceinture de Kuiper et nuage d'Oort, tandis que les comètes interstellaires ont une origine extérieure au système solaire. (21) Lutèce
La composition de Lutèce a laissé les astronomes perplexes durant de nombreuses années. Bien que classé parmi les astéroïdes de type M, dont la plupart sont métalliques, Lutèce est l'un des membres inhabituels, ne présentant pas beaucoup de traces de métal sur sa surface. En effet, il existe plusieurs indices d'une surface non métallique : un spectre de basse fréquence plat similaire à celui des chondrites carbonées et des astéroïdes de type C et réellement différent des météorites métalliques, un faible albédo au radar, contraire aux hautes valeurs d'albédos des astéroïdes fortement métalliques comme (16) Psyché, la preuve de matériaux hydratés sur sa surface, des silicates abondants, et une concentration en régolithe plus dense que pour la plupart des astéroïdes. MarcoPolo-R
Les astéroïdes sont les témoins de la période initiale de formation du Système solaire à partir du nuage de gaz originel. Contrairement aux planètes, les astéroïdes ne subissent aucun processus de réchauffement interne et on considère généralement que leur composition reflète celle de la matière présente dans le disque protoplanétaire et des éléments qui contribue à former celui-ci. Ceinture d'astéroïdes
Une troisième catégorie, regroupant 10 % du total, est celle des astéroïdes de type M (riches en métaux). Leur spectre ressemble à celui d'un alliage fer-nickel, avec une apparence blanche ou légèrement rouge et aucune caractéristique d'absorption. On pense que certains astéroïdes de type M se sont formés dans les noyaux métalliques d'objets plus gros qui ont été fragmentés par collision. Cependant, certains composés silicates peuvent produire une apparence similaire ; par exemple, l'astéroïde de type M Calliope ne semble pas être composé principalement de métal. À l'intérieur de la ceinture, la distribution des astéroïdes de type M culmine à UA du Soleil. On ignore si tous les astéroïdes de type M ont une composition similaire ou s'il s'agit d'un label regroupant plusieurs variétés n'appartenant pas aux classes C et S. OKEANOS
Les astéroïdes troyens de Jupiter sont des planètes mineures qui circulent sur l'orbite de Jupiter et sont positionnés aux points de Lagrange L et L du système Jupiter-Soleil situés en avant et en arrière de la planète géante. Selon le scénario de la formation et de l'évolution du Système solaire privilégié par les scientifiques selon le modèle de Nice, ces astéroïdes sont des « fossiles » composés des matériaux primitifs qui se sont assemblés au début de l'histoire du Système solaire pour former les planètes et autres objets célestes. Ces astéroïdes sont principalement de type P et D, riches en matériaux volatiles tels que la glace d'eau, les composés organiques et les silicates. Leur diamètre est généralement compris entre 20 et 30 kilomètres, une taille qui permet de définir leurs principales caractéristiques depuis la Terre et qui permet d'envisager de déposer relativement facilement sur leur surface un véhicule spatial. Système solaire
La ceinture d'astéroïdes s'est formée à partir de la nébuleuse solaire primordiale en tant que groupe de planétésimaux. Cependant, les perturbations gravitationnelles de Jupiter imprègnent les protoplanètes d'une énergie orbitale trop importante pour qu'elles puissent s'accréter en une planète et causent de violentes collisions. En conséquence, 99,9 % de la masse initiale de la ceinture d'astéroïdes est perdue au cours des cent premiers millions d'années de l'histoire du Système solaire et certains fragments sont projetés vers le Système solaire intérieur, entraînant des impacts de météorites avec les planètes intérieures. La ceinture d'astéroïdes est toujours la source prinpale de météorites reçues sur Terre. Astéroïde
Au sens strict, les astéroïdes géocroiseurs sont des astéroïdes dont l’orbite croise celle de la Terre ("Earth-crosser asteroid" ou ECA en anglais). En pratique, en français, le terme est le plus souvent entendu au sens large et inclut également les astéroïdes dont l'orbite est « proche » de celle de la Terre (passe à moins de 0,3 unité astronomique) ("near Earth asteroid" ou NEA en anglais). On en dénombre environ (avril 2019). (236984) Astier
(236984) Astier est un astéroïde de la ceinture principale d'astéroïdes. (11) Parthénope
(11) Parthénope, internationalement "(11) Parthenope", est un astéroïde, grand et lumineux, de la ceinture principale d'astéroïdes. Il semble constitué de nickel, de fer, et de silicates de magnésium. Système astéroïdal
Les astéroïdes binaires constituent le type le plus courant des systèmes astéroïdaux : ils désignent un système de deux astéroïdes gravitant l'un autour de l'autre. (90) Antiope est un exemple d'astéroïde binaire. (243) Ida fut le premier astéroïde binaire observé in situ par la sonde spatiale Galileo durant son transit vers Jupiter. De nombreux astéroïdes binaires ont depuis été détectés. Programme des Grands Observatoires
Les études du Système solaire et des astéroïdes constitue un exemple de synergie observationnelle. De petits corps, tels que de petites lunes et les astéroïdes, sont trop petits et trop éloignés pour être résolus, même par "Hubble" ; leur image apparaît comme un motif de diffraction déterminée par leur brillance et non par leur taille. Cependant, Hubble peut déduire leur taille minimum en connaissant leur albédo. "Spitzer" peut déterminer leur taille maximum grâce à leur température, fonction en grande partie de leur orbite. Ainsi, la taille véritable d'un corps peut être encadrée. La spectroscopie par "Spitzer", de plus, peut déterminer la composition chimique à la surface de l'objet, limitant ses possibilités d'albédo, et renforce ainsi l'estimation de sa faible dimension. Ceinture d'astéroïdes
La ceinture d'astéroïdes est parfois précisée « ceinture d'astéroïdes principale » lorsqu'il s'agit de la distinguer d'autres ceintures analogues du Système solaire. Tous les astéroïdes de cette ceinture sont des petits corps du Système solaire, à l'exception de Cérès, qui est une planète naine. Astéroïde
Les planètes mineures situées au-delà de Neptune sont parfois considérées comme des astéroïdes mais aussi, de plus en plus souvent, distinguées et désignées comme objets transneptuniens. Leur composition est plus riche en glace et plus pauvre en métaux et en roches, ce qui les apparente à des noyaux cométaires. (433) Éros
Son orbite l'amène périodiquement très près de la Terre : il a un périhélie de et est donc un astéroïde géocroiseur, catégorie plutôt vaste qui inclut les astéroïdes dont les orbites approchent ou croisent celle de la Terre ; plus particulièrement, Éros est typique d'un astéroïde Amor. Du point de vue chimique, il est composé principalement de silicates, ce qui le classe parmi les astéroïdes de type S. (58) Concorde
(58) Concorde est un astéroïde de type C, ce qui signifie que sa surface est très sombre et probablement composée d'éléments carbonés. (16) Psyché
Par conséquent, Psyché semble être un noyau métallique exposé issu d'un corps parent plus grand et différencié de quelque 500 kilomètres de diamètre, similaire à Vesta. Si Psyché est réellement issu d'un tel corps, il pourrait exister d'autres astéroïdes sur une orbite similaire issus de la même collision. Cependant, Psyché ne fait partie d'aucune famille d'astéroïdes identifiée. Une hypothèse est que la collision qui a formé Psyché a eu lieu très tôt dans l'histoire du système solaire, et tous les autres restes ont depuis été pulvérisés en fragments par des collisions ultérieures ou ont vu leur orbites perturbées au-delà de toute identification possible "a posteriori". Toutefois, ce scénario est considéré comme ayant une probabilité d'1 % seulement. Une alternative est que Psyché a été malmenée par des impacts, mais pas au point d'être détruit intégralement lors d'un impact catastrophique. En suivant cette hypothèse, il pourrait être un bon candidat pour être le corps parent des mésosidérites, une classe de météorites composées pour moitié de fer-nickel. Manteau planétaire
D'anciens gros astéroïdes différenciés ont dû aussi être fragmentés, les fragments présentant à leur surface les roches d'un manteau ou d'un noyau. Ces fragments se retrouvent aujourd'hui parmi les astéroïdes de tailles petite et moyenne. Les roches de la surface des astéroïdes de type A présentent un spectre de réflexion caractéristique d'une forte proportion d'olivine (> 80 %). L'analyse détaillée du spectre d'une partie de ces astéroïdes indique que l'olivine d'environ 80 % d'entre eux serait magnésienne et donc typique du manteau des astéroïdes différenciés. (259) Aléthée
L'astéroïde sombre, formé de composés hétérogènes, de type spectral X (classification de Tholen: type C P) contient des matériaux primitifs carbonés, responsables de son faible albédo (0,04). Aléthée mesure environ 185 kilomètres de diamètre et fait partie des plus gros astéroïdes de la ceinture principale. Il a un demi-grand axe de 3,1 UA et une orbite inclinée de 11 degrés avec une période de 5,55 ans. Ceinture d'astéroïdes
Vers la portion interne de la ceinture, aux alentours de UA du Soleil, les astéroïdes de type S (silicates) sont les plus courants. Le spectre de leur surface révèle la présence de silicates et de quelques métaux, mais aucun composé carboné significatif. Ils sont donc constitués de matériaux profondément modifiés depuis les débuts du Système solaire. Leur mécanisme de formation supposé inclut une phase de fusion qui a provoqué une différenciation de masse. Ils possèdent un albédo relativement élevé et forment 17 % du total. (243) Ida
Les données renvoyées par "Galileo" du survol de Gaspra et Ida, puis plus tard par la mission NEAR Shoemaker, ont permis la première étude géologique de l'astéroïde. La surface relativement importante d'Ida a montré une grande diversité de caractéristiques géologiques. La découverte de sa lune, Dactyle, le premier satellite confirmé d'un astéroïde, a fourni des indications supplémentaires sur la composition d'Ida. Ida est classé comme un astéroïde de type S à partir de mesures spectroscopiques au sol. La composition de type S était incertaine avant le survol par "Galileo" mais était connue pour être l'un des deux minéraux présent dans les météorites tombées sur Terre : la chondrite ordinaire et la mixte (roche-fer). L'estimation de la densité d'Ida est limitée à moins de par la stabilité à long terme de l'orbite de Dactyle. Ceci élimine la possibilité d'une composition roche-fer, pour laquelle Ida doit être composée de de fer et d'un matériel riche en nickel, il devrait contenir plus de 40 % d'espace vide. Les images de "Galileo" ont également conduit à la découverte que l'« érosion de l'espace » avait lieu sur Ida, un processus qui fait apparaître les anciennes régions plus rouges. Ce même processus affecte à la fois Ida et sa lune, bien que Dactyle montre un changement moindre. L'érosion de la surface d'Ida a révélé un autre détail sur sa composition : les spectres de réflexion des parties récemment exposées ressemblent à ceux de météorites à chondrites ordinaires mais les régions plus anciennes concordent avec les spectres des astéroïdes de type S. Types d'objets astrophysiques
Les principaux groupements d'astéroïdes sont les suivants : On classifie aussi les astéroïdes selon leurs propriétés spectrales. Les trois principaux types sont, par ordre d'occurrence décroissant : Asteroid Retrieval and Utilization
Compte tenu de ces contraintes, la taille de l'astéroïde objectif de la mission, est fixé à environ de diamètre et sa masse doit être comprise entre . Il est ensuite décidé que le rocher en question ne sera pas un météroïde, mais un bloc issu d'un astéroïde plus grand. En effet, les petits corps sont difficiles à repérer à cause de leur taille. Astéroïde
On suppose que les astéroïdes sont des restes du disque protoplanétaire qui ne se sont pas regroupés en planètes. Astéroïde de type B
Les astéroïdes de type B sont des astéroïdes carbonés. Ils font partie du groupe d'astéroïdes de type C et sont assez rares. On en trouve principalement dans la ceinture externe. Le deuxième plus gros astéroïde (2) Pallas en fait partie. Ils sont considérés comme primitifs et pourraient contenir des éléments volatils du Système solaire primitif. Astéroïde de type C
Ces astéroïdes sont très sombres (albédo autour de 0,03) et similaires aux météorites chondrites carbonées. Leur composition chimique est proche de celle du système solaire primitif, sans les éléments légers et volatils comme les glaces. Leur spectre est plutôt bleu et plat. Ils forment la plus grande proportion de tous les astéroïdes, environ 75 % ou même plus au-delà de 2,7 unités astronomiques, comme ils sont très sombres leur nombre pourrait être sous-évalué. Astéroïde de type E
Les astéroïdes de type E seraient ce qui persiste de la Ceinture d'astéroïdes étendue. Le la sonde européenne Rosetta a visité (2867) Šteins. Les analyses spectrales ont confirmé qu'il était composé de matériaux pauvres en fer comme l'enstatite, la forstérite et le feldspath. Astéroïde de type V
Les astéroïdes de type V sont modérément brillants, et assez similaires à ceux plus communs du type S, qui sont aussi constitués de chondrites ordinaires pierreuses et ferreuses. Ce type assez rare d'astéroïdes contient plus de pyroxène que le type S standard. Astéroïde
Seule une petite partie d'entre eux sont classés comme objets potentiellement dangereux (notion de ou PHA en anglais). La définition classique repose sur deux critères : une distance minimale d'intersection de l'orbite terrestre (T-DMIO ou E-MOID en anglais) inférieure à (soit environ ou 19,5 distances lunaires) et une magnitude absolue inférieure à 22,0, ce qui correspond à un diamètre supérieur à 140 m dans le cas d'un albédo moyen de 14%. Le Centre des planètes mineures tient à jour quotidiennement une liste d'astéroïdes répondant à ces deux critères. La liste publiée le 24 avril 2019 recense astéroïdes potentiellement dangereux. Les orbites de ces objets n'étant connues qu'avec une incertitude non négligeable, le risque est évalué à travers un calcul de probabilité. Deux échelles normalisées permettent de quantifier ce risque, l'échelle de Palerme et l'échelle de Turin. Cette dernière, reconnue par l'Union astronomique internationale depuis 1999 et couramment utilisée dans les articles de vulgarisation, quantifie le niveau de risque de 0 à 10 en croisant une estimation de la probabilité d'impact et une estimation de l'énergie d'impact. Ces évaluations évoluent en permanence en fonction des réévaluations régulières des orbites. Plusieurs institutions et programmes d'observation étudient ce risque en continu. L’agence spatiale européenne (ESA), par exemple, a initié en 2004 un projet à long terme de protection de la Terre contre les géocroiseurs. Objet géocroiseur
Chaque jour une centaine de tonnes de matériaux venant de l'espace frappe la Terre. Les plus petites particules sont, pour la plupart, la fine poussière qui s'est échappée des comètes lorsqu'elles dégazent en passant près du Soleil. Les objets de taille plus importante, qui atteignent la surface de la Terre, sont des fragments produits par la collision entre des astéroïdes qui se sont produites il y a très longtemps (à l'échelle humaine). À un intervalle moyen de , un astéroïde rocheux ou métallique d'un diamètre supérieur à frappe la surface de la Terre en provoquant une catastrophe naturelle de grande ampleur ou en générant un tsunami qui vient inonder les zones côtières. À un intervalle de quelques centaines de milliers d'années un astéroïde d'un diamètre supérieur à un kilomètre déclenche une catastrophe planétaire. Dans ce cas, les débris produits par l'impact se répandent dans l'atmosphère terrestre. Les pluies acides, les incendies provoqués par la catastrophe et l'obscurité générée par les épais nuages peuvent plonger la Terre dans un hiver nucléaire en interrompant la photosynthèse sur de longues périodes. Ceinture de Kuiper
La ceinture de Kuiper (parfois appelée ceinture d'Edgeworth-Kuiper, prononcé en néerlandais : ) est une zone du Système solaire s'étendant au-delà de l'orbite de Neptune, entre 30 et (ua). Cette zone en forme d'anneau est similaire à la ceinture d'astéroïdes, mais plus étendue, plus large et de 20 à plus massive. Comme la ceinture d'astéroïdes, elle est principalement composée de petits corps, restes de la formation du Système solaire, et d'au moins trois planètes naines, Pluton, Makémaké et Hauméa (Éris est un objet épars, situé au-delà de la ceinture de Kuiper). En revanche, tandis que la ceinture d'astéroïdes est principalement composée de corps rocheux et métalliques, les objets de la ceinture de Kuiper sont majoritairement constitués de composés volatils gelés comme le méthane, l'ammoniac ou l'eau. MarcoPolo-R
La cible retenue est un astéroïde géocroiseur, c'est-à-dire dont l'orbite croise périodiquement celle de la Terre. Une mission vers ce type d'astéroïde nécessite un lanceur moins puissant et donc moins coûteux. Le type d'astéroïde à bas albédo c'est-à-dire de type B, C, D, P ou T regroupe les astéroïdes les plus primitifs. L'astéroïde visé, , est un astéroïde binaire. Cette sous-catégorie, qui représente 15 % des astéroïdes géocroiseurs, présente l'intérêt de fournir des informations sur l'évolution du corps céleste. L'astéroïde 1996 FG est un astéroïde d'environ de diamètre de type C. Astéroïde
À l'origine, la classification des astéroïdes se basait sur des suppositions au sujet de leur composition : Astéroïde
Dans les années 2010, des projets d'exploitation minière des astéroïdes sont lancés par des sociétés privées du secteur spatial, Planetary Resources (créée en 2010) et Deep Space Industries (créée en 2013). Les astéroïdes sont en effet riches en matériaux précieux, tels les métaux lourds et les terres rares, présents sur leur surface car ces corps sont trop petits pour avoir subi la différenciation planétaire : la valeur commerciale d'un km d'astéroïde, hors frais d'exploitation, est estimée à 5000 milliards d'euros. La NASA a également pour ambition de capturer un petit astéroïde (de 7 à de diamètre, avec un poids maximal de ) et de le mettre en orbite stable autour de la Lune. Les faisabilités et le coût de ces projets font l'objet de débats, seule la sonde Hayabusa ayant réussi en 2010 à ramener quelques poussières de l'astéroïde Itokawa. Astéroïde
En 1801, le premier astéroïde découvert est nommé Cérès. C'est le plus gros astéroïde de la ceinture principale, groupe d'astéroïdes le plus important en nombre d'objets connus (plus de en avril 2019 ou environ en comptant la périphérie immédiate), situé entre les orbites de Mars et de Jupiter. Les astéroïdes géocroiseurs (environ connus en avril 2019) constituent le second groupe en nombre, ils croisent l'orbite de la Terre. Les deux groupes rassemblent plus de 95 % des planètes mineures connues. Astéroïde basaltique
Un astéroïde basaltique est un astéroïde dont le spectre de réflexion infrarouge est celui d'un mélange de pyroxène et de plagioclase, indiquant une composition de surface probablement proche de celle d'un basalte. Les astéroïdes basaltiques regroupent les astéroïdes des types V et R (dans ce dernier type il apparaît aussi la signature d'une petite proportion d'olivine). Ceinture d'astéroïdes
La ceinture d'astéroïdes actuelle ne contiendrait qu'une petite partie de la masse de la ceinture primordiale. Sur la base de simulations informatiques, cette ceinture aurait eu une masse équivalente à celle de la Terre. À cause de perturbations gravitationnelles, la majeure partie des matériaux furent éjectés à peine un million d'années après leur formation, ne laissant finalement que moins de 0,1 % de la masse d'origine.