Quelle est la composition d’un astéroïde?
Objet géocroiseur
La composition des astéroïdes géocroiseurs reflète celle des objets de la ceinture d’astéroïdes. On y trouve donc des objets célestes très différents. La catégorie principale (75%) est constituée par des astéroïdes de type C qui sont des chondrites carbonées, sombres. Les astéroïdes de type S (17%) sont riches en silicate, fer, nickel et magnésium et sont plus brillants. Les astéroïdes de type M (quelques pourcents) sont métalliques (alliages fer-nickel). Un astéroïde peut être une pile de débris à la structure poreuse, peu dense. Les conséquences d'une collision avec la Terre dépendent en partie de la nature de l'astéroïde (les autres facteurs étant sa vitesse et son diamètre). Si celui-ci est métallique, il est probable qu'il ne se fragmentera pas durant la rentrée atmosphérique et les dégâts seront beaucoup plus important que s'il est constitué d'une pile de débris (à diamètre identique).
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. 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. (3200) Phaéton
Phaéton est un astéroïde présentant des caractéristiques physiques assez inhabituelles en ce sens que son orbite ressemble davantage à celle d'une comète qu'à celle d'un astéroïde ; il a été nommé pour cette raison « comète rocheuse ». Des études récentes réalisées par le satellite STEREO de la NASA ont permis l'observation de queues de poussière, et en 2010, on a détecté la présence d'éjectats de poussière venant du petit corps. Il est possible que la chaleur du Soleil provoque des fractures semblables à celles que laisse la boue dans un lit de lac asséché. Astéroïde de type A
Les astéroïdes de type (secondaire) A font partie du groupe des astéroïdes de type (principal) S, dont le spectre de réflexion indique une forte abondance des silicates (d'où le « S ») dans les roches de leur surface. Ce groupe S comporte aussi les astéroïdes de types (secondaires) K, L, Q et R. Classification spectrale des astéroïdes
Les astéroïdes sont classés 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. (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. Patrick Michel
Patrick Michel est l’auteur de plus de 170 publications dans des journaux internationaux à comités de lecture et d’une cinquantaine de conférences invitées dans des congrès internationaux. Ses travaux furent notamment les premiers à produire des simulations qui représentent entièrement le processus de destruction d'un astéroïde par collision avec un autre objet, en calculant non seulement la fragmentation de l'astéroïde due à l'impact mais aussi les interactions gravitationnelles des fragments formés et leurs éventuelles réaccumulations. Les simulations numériques de Patrick Michel et ses collaborateurs confirmèrent notamment que les familles d'astéroïdes (une vingtaine de groupes distincts d'objets identifiés dans la région entre Mars et Jupiter) sont chacune le résultat de la destruction d'un corps parent (de taille allant jusqu'à plusieurs centaines de kilomètres de diamètre). Ils suggèrent aussi que la plupart des astéroïdes de deuxième génération au moins (issus d'un corps plus gros) sont des agrégats et non des roches monolithiques, ce qui explique les densités volumiques faibles mesurées par les observations. Ces travaux ont fait l'objet de publications dans les prestigieux journaux "Science" (2001) et "Nature" (2003), et dans les deux cas de la couverture de ces journaux. Il a notamment contribué à développer un modèle numérique de fragmentation de corps poreux (comètes, astéroïdes carbonés), validés par des expériences d'impact en laboratoire effectuées au Japon. Ses recherches publiées dans "Nature" en 2008 ont aussi fourni une explication à l'origine des petits astéroïdes doubles, qui constituent 15% de la population des astéroïdes, et de leurs propriétés physiques particulières, notamment la forme du corps central. Astéroïde
Contrairement aux comètes, les astéroïdes ne présentent pas d'activité cométaire. Cependant, quelques-uns ont été observés avec une activité partielle et sont qualifiés d'astéroïdes actifs. 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. Astéroïde de type A
Il est naturel d'imaginer que les roches astéroïdales riches en olivine magnésienne représentent le manteau d'un astéroïde différencié. L'analyse chimique et isotopique des météorites différenciées (achondrites, météorites de fer et météorites mixtes) permet de montrer qu'elles proviennent d'au moins différenciés différents. Dans ce contexte, la rareté des météorites riches en olivine magnésienne et des astéroïdes de type A (alors qu'on a repéré un grand nombre d'astéroïdes dont la surface est basaltique ou métallique) pose un problème identifié depuis des décennies, et dénommé le ou la . 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. (8) Flore
(8) Flore (désignation internationale "(8) Flora") est un gros astéroïde de la ceinture principale. Il semble composé d'un mélange de roches silicates, de nickel et de fer. OSIRIS-REx
Les astéroïdes sont les témoins de la formation et de l'évolution du Système solaire à partir du nuage de gaz originel. Leur composition est pratiquement inchangée depuis leur création, contrairement à celle des autres corps du Système solaire comme les planètes. Aussi les astéroïdes contiennent-ils des informations inédites sur le processus de la formation du Système solaire, qui peuvent être révélées par l'analyse d'un échantillon de sol. Il se peut également que les astéroïdes porteurs de composés organiques et d'acides aminés aient joué un rôle décisif dans l'apparition de la vie sur la Terre, en ensemençant sa surface stérilisée par le grand bombardement tardif. Une mission spatiale effectuant une étude "" est envisageable, mais les instruments, que peut emporter un engin spatial, ont des capacités limitées, car leur masse ne peut excéder quelques dizaines de kilogrammes. Seule une mission de retour d'échantillons sur Terre permet de tirer des informations précises, grâce à la puissance des instruments des laboratoires terrestres. Jusqu'à présent, la sonde japonaise "Hayabusa" est la seule à être parvenue à rapporter une fraction de sol d'un astéroïde en 2010, mais la quantité prélevée est particulièrement faible et l'astéroïde étudié fait partie d'une population qui a moins bien préservé les caractéristiques du matériau à l'origine du Système solaire. Une deuxième sonde japonaise aux objectifs similaires, "Hayabusa 2" est lancée en 2014. De son côté, l'agence spatiale américaine, la NASA, sélectionne la mission OSIRIS-REx en 2011 pour ramener également des échantillons de sol d'un astéroïde. Liste des astres de Star Wars
Les ceintures d'astéroïdes sont aussi analysées. Celle de "" regroupe des astéroïdes séparés de quelques mètres entre eux ; or, dans la ceinture d'astéroïdes la mieux connue de la réalité, celle qui se situe entre Mars et Jupiter, les astéroïdes sont séparés entre eux en moyenne par un million de kilomètre. En outre, les astéroïdes de la ceinture du film sont trop petits pour être enveloppés d'une atmosphère, et ne peuvent donc abriter des formes de vie telles les exogorths et les mynocks. Par ailleurs, la nourriture se ferait très rare sur un astéroïde. Les anneaux qui entourent Géonosis, composés d'astéroïdes, se retrouvent dans une situation similaire. Les astéroïdes sont trop proches entre eux pour éviter des collisions, ce qui les aurait réduits en particules nettement plus petites. Ainsi, ces anneaux ne doivent pas être composés de pierres, mais de poussière. Astéroïde
On suppose que les astéroïdes sont des restes du disque protoplanétaire qui ne se sont pas regroupés en planètes. Stéroïde
Les stéroïdes sont un groupe de lipides dérivant de triterpénoïdes (lipides à 30 atomes de carbone), majoritairement le squalène. Ils se caractérisent par un "noyau cyclopentanophénanthrénique" (stérane) hydrophobe partiellement ou totalement hydrogéné. Habituellement, les carbones C, C sont liés à un groupe méthyle -CH et le carbone C à un groupe alkyle. Par extension, les stéroïdes incluent également les lipides dont le noyau cyclopentanophénanthrénique a été modifié par scission d'une liaison et l'ajout ou la délétion d'un carbone. 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 C
Les astéroïdes de type C sont de type carboné ce que symbolise la lettre "C". Environ 75 % des astéroïdes sont de ce type ; ils constituent donc le type d'astéroïdes le plus important, suivi des astéroïdes de type S. (1) Cérès
Par le passé, Cérès était considéré comme membre d'une famille d'astéroïdes, un regroupement d'astéroïdes qui partagent des éléments orbitaux similaires et peuvent avoir une origine commune (par exemple, à la suite d'une collision). Cérès possède cependant des propriétés spectrales distinctes des autres membres de cette famille et ce regroupement est désormais appelé famille de Gefion, d'après son membre possédant le numéro le plus petit, (1272) Gefion. Cérès est simplement un intrus dans cette famille, partageant des éléments orbitaux mais pas une origine commune. Astéroïde Aton
Les astéroïdes Aton (en anglais "Aten asteroid") sont un groupe d'astéroïdes, nommés d'après (2062) Aton, le premier membre découvert. Ce sont les astéroïdes géocroiseurs qui possèdent un demi-grand axe de moins d'une unité astronomique et un aphélie supérieur au périhélie de la Terre, c'est-à-dire 0,983 ua. Ceinture d'astéroïdes
La ceinture principale d'astéroïdes (parfois simplement ceinture d'astéroïdes ou ceinture principale) est une région du Système solaire située entre les orbites de Mars et de Jupiter. Elle contient un grand nombre d'astéroïdes. 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 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. Hayabusa (sonde spatiale)
Pour la première fois, les laboratoires sur Terre disposaient d'échantillons du sol d'un astéroïde. 1500 grains d'une taille généralement inférieure à 10 micromètres ont été trouvés dans l'un des deux compartiments de la capsule utilisée pour ramener l'échantillon du sol de la comète sur Terre. En , six articles scientifiques portant sur les résultats de l'analyse des échantillons sont publiés. L'analyse au microscope électronique des échantillons a confirmé que les météorites les plus courantes sur Terre, les chondrites ordinaires, proviennent des astéroïdes de type S tel qu'Itokawa. Le réceptacle contenait 1543 particules, dont la taille était comprise entre 3 et 40 micromètres et dont les deux tiers étaient composés d'olivine, de pyroxènes ou de feldspaths, tandis que le tiers restant était formé de silicates ou d'assemblages métalliques. La spectroscopie aux rayons X a confirmé que la composition chimique des particules et leur structure étaient analogues à celle des chondrites. Des différences existent, mais elles sont attribuables à l'érosion spatiale subie par les particules. Les cristaux de surface de la majorité des particules ont subi des chocs importants, ce qui permet d'avancer qu'Itokawa soit le résultat de la fragmentation d'un astéroïde d'une taille plus importante, à la suite de multiples chocs, puis d'un réassemblage de certains de ses morceaux. 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. Nucléoïde
Les observations expérimentales suggèrent que les nucléoïdes sont essentiellement constitués d'ADN — environ 60 % — avec une plus faible proportion d'ARN et de protéines. Ces deux derniers sont sans doute pour la plupart de l'ARN messager et des protéines de facteur de transcription, qui régulent le génome bactérien. Les protéines qui contribuent à maintenir le super-enroulement de l'acide nucléique sont différentes des histones qui contribuent à la structure des chromosomes eucaryotiques à l'aide nucléosomes, dans lesquels l'ADN s'enroule autour d'un noyau protéique : les protéines des nucléosomes compactent au contraire l'ADN des procaryotes en stabilisant son super-enroulement. OSIRIS-REx
Ramener un échantillon de sol d'un astéroïde est une tâche complexe. À la distance à laquelle se situe l'astéroïde, la sonde spatiale doit enchaîner les tâches de manière autonome, car le délai de transmission entre les opérateurs sur Terre et la sonde spatiale se chiffre en dizaines de minutes. Or un astéroïde a une forme irrégulière qui rend la navigation complexe et sa gravité quasi nulle (1/ de celle de la Terre) se prête mal aux opérations au sol, car un engin spatial ne peut être stabilisé de manière passive. Astéroïdes troyens de la Terre
Un astéroïde troyen de la Terre est un astéroïde dont l'orbite héliocentrique est en résonance 1:1 avec celle de la Terre et qui est situé aux alentours d'un des deux points stables de Lagrange, L ou L, du couple Soleil-Terre, c'est-à-dire qui est situé à environ 60° en avance ou en retard sur la Terre. La période de révolution d'un tel astéroïde est similaire à celle de la Terre, son orbite est similaire à l'orbite moyenne de la Terre. 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. (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. 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 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. (243) Ida
Ida a été classé comme astéroïde de type S à partir de la similitude de ses spectres de réflectance avec des astéroïdes similaires. Les astéroïdes de types S peuvent partager leur composition avec des météorites à chondrites ordinaires ou roche-fer. La composition interne n'a pas été analysée directement, mais est supposée être similaire au matériau à chondrites ordinaires fondée sur l'observation des changements de couleur de surface et de la densité apparente d'Ida de 2,27 à . Les météorites à chondrites ordinaires contiennent des quantités variables de silicates d'olivine, de pyroxène, de fer et de feldspath. Olivine et pyroxène ont été détectés sur Ida par "Galileo". Le contenu minéral semble être homogène dans toute son étendue. "Galileo" a constaté des écarts minimes sur la surface et la rotation de l'astéroïde indique une densité constante. En supposant que sa composition est semblable aux météorites à chondrites ordinaires, pour lesquels la densité varie entre 3,48 et , Ida aurait une porosité comprise entre 11 et 42 %. L'intérieur d'Ida contient probablement une certaine quantité de roche fracturée à l'impact, appelé "mégarégolithe". La couche de mégarégolithe d'Ida s'étend entre quelques centaines de mètres sous la surface à quelques kilomètres. Certaines roches du noyau peuvent avoir été fracturées sous les grands cratères "Mammoth", "Lascaux" et "Undara". (433) Éros
Buczkowski et ses collègues ont soutenu en 2008 qu'il était possible de lire une histoire différente à partir d'éléments de la surface des deux extrémités d’Éros et ont suggéré que l'astéroïde était composé de deux parties en contact. La création d'une base de données détaillée des caractéristiques de la surface d'Éros a conduit les auteurs à revoir leurs hypothèses en 2009, l'objet ayant des structures identifiées présentes sur les deux extrémités de l'astéroïde, il serait pertinent de soutenir l'idée qu'Éros est un objet compact. Astéroïdes troyens de Neptune
Un astéroïde troyen de Neptune est un astéroïde dont l'orbite héliocentrique est en résonance de moyen mouvement 1:1 avec celle de Neptune, et qui est situé aux alentours d'un point stable de Lagrange (L ou L) du couple Soleil-Neptune, c'est-à-dire qu'ils sont situés à 60° en avance ou en retard sur Neptune. Les troyens de Neptune sont nommés d'après des Amazones, femmes guerrières qui prirent part à la guerre de Troie dans la mythologie grecque. Liste des sondes spatiales
Les astéroïdes sont des petits corps essentiellement situés entre l'orbite de Jupiter et celle de Mars. Un sous-ensemble, les astéroïdes géocroiseurs, coupent l'orbite de la Terre ce qui en fait une destination plus facile pour les sondes spatiales. Les astéroïdes présentent un grand intérêt scientifique à deux titres : ils sont constitués en partie de matériaux qui n'ont pas été modifiés depuis le début de la formation du système solaire et ils ont pu contribuer à ensemencer la Terre avec des molécules complexes à l'origine de la formation de la vie. Les astéroïdes sont restés durant plusieurs décennies des objectifs secondaires (simples survols). Trois missions, dont deux japonaises et une américaine, se sont placés en orbite et ont ramené des échantillons de sol d'astéroïdes sur Terre. Plusieurs autres missions de survol d'astéroïdes présentant des caractéristiques particulières sont programmées pour les années 2020. (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. 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. 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. 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. 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. (6) Hébé
(6) Hébé (désignation internationale "(6) Hebe") est un gros astéroïde de la ceinture principale. Sa surface est de couleur claire et est composée de nickel, de fer et de roches silicatées. Ceinture d'astéroïdes
On considère que le nombre d'astéroïdes d'une certaine taille augmente d'un facteur 100 lorsque le diamètre diminue d'un facteur 10 (c'est-à-dire qu'il existerait plus d'astéroïdes d'un diamètre de que de ). Cette progression subsiste jusqu'à ce que leur taille devienne suffisamment petite, soit inférieure à . À ce stade, la pression de rayonnement du Soleil entre en compétition avec la gravité. Lorsque le rapport force de radiation sur force de gravité est supérieur à 0,5, ces poussières sont évacuées hors du Système solaire interne. Mais pour un rapport proche de 0,1, l'effet Poynting-Robertson conduit ces poussières à spiraler lentement vers le Soleil jusqu'à leur évaporation à environ une unité astronomique de celui-ci. Enfin, pour un rapport entre 0,1 et 0,5 le destin des poussières dépendra de leurs conditions initiales de vélocité. 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. 2008 TC3
La composition des astéroïdes dans l'espace est évaluée grâce à leur réponse spectrale, mesurant la lumière réfléchie à leur surface. Celle des météorites est connue avec l'analyse des fragments retrouvés sur Terre. Cardénolide
Les cardénolides sont des molécules dont la structure comporte 23 carbones avec trois composantes. La structure de base comprend un stéroïde, auquel sont liés un groupe caractéristique glucidique sur le carbone C et un groupement buténolide sur le carbone C. (216) Cléopâtre
De nouvelles observations à très haute résolution, réalisées en avec le télescope de 10-m de l'observatoire Keck, ont révélé l'existence de deux petits satellites en orbite autour de Cléopâtre. Le suivi de leur mouvement a permis de déterminer la masse de l'astéroïde grâce à la loi de Kepler : la masse ainsi mesurée, rapportée au volume de l'objet, donne une masse volumique de par centimètre cube pour Cléopâtre dont les analyses spectroscopiques le classent parmi les astéroïdes de classe M, c'est-à-dire à composition métallique (densité du grain comprise entre 5 et ). L'intérieur de Cléopâtre serait donc constitué de vide pour près de 40 % de son volume. (8405) Asbolos
Aucune image résolue d'Asbolos n'a été prise, mais des analyses spectrales réalisées par le télescope spatial Hubble ont révélé une grande complexité de composition chimique, interprétée comme un cratère d'impact récent (moins de 10 millions d'années) à sa surface, ce dernier ayant exposé le matériau interne de l’astéroïde, non-altéré et contrastant fortement avec le reste de sa surface, très altéré par une exposition beaucoup plus prolongée aux rayons ultra-violet du Soleil, aux vents solaires et aux rayons cosmiques. (31393) 1998 YG8
C'est un astéroïde de type A, donc riche (> 80 %) en olivine, au moins en ce qui concerne les roches de sa surface. (34969) 4108 T-2
C'est un astéroïde de type A, donc riche (> 80 %) en olivine, au moins en ce qui concerne les roches de sa surface. (65) Cybèle
Cybèle est un astéroïde de type X, ce qui signifie qu'il est de teinte sombre et de composition carbonée. Tau Ceti
La composition chimique d'une étoile fournit des indices importants sur l'histoire de son évolution, notamment sur son âge. Le milieu interstellaire à partir duquel les étoiles se forment contient principalement de l'hydrogène, de l'hélium et des traces d'éléments plus lourds. Les étoiles en évoluant et mourant enrichissent l'espace environnant en éléments chimiques plus lourds. Ces éléments sont appelés métaux par les astronomes et la proportion de ces éléments dans une étoile est la métallicité. La métallicité d'une étoile est mesurée à l'aide du rapport de la proportion de fer, un élément facilement observable, sur celle d'hydrogène. Le logarithme de cette quantité est comparé à celui du Soleil. La métallicité atmosphérique de Tau Ceti est de [Fe/H] = -0,50, ce qui signifie que le rapport d'abondance en fer par rapport à l'hydrogène est environ trois fois moindre que pour le Soleil. Des mesures antérieures ont donné des estimations entre -0,13 et -0,60. Ceinture d'astéroïdes
La grande majorité des astéroïdes de la ceinture principale a une excentricité inférieure à et une inclinaison inférieure à 30°. Leur distribution orbitale est maximale pour une excentricité d'environ et une inclinaison inférieure à 4°. De façon schématique, un astéroïde typique de la ceinture principale possède une orbite relativement circulaire située près du plan de l'écliptique, mais il existe des exceptions. Stardust (sonde spatiale)
En synthèse, les comètes (du moins 81P/Wild) ne sont pas constituées à partir du matériau primordial – poussière interstellaire rassemblée au sein d'une nébuleuse – à partir duquel le système solaire est né. Ses constituants sont également différents bien qu'apparentés, de ceux trouvés dans les météorites les plus primitives. (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. (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. Dawn (sonde spatiale)
Les instruments de la sonde spatiale ont permis de déterminer la composition des roches en surface, constituées essentiellement de minéraux riches en fer et en magnésium. Les glissements de terrain, les cratères d'impact ainsi que des mesures très fines des variations de gravité ont permis d'identifier la composition des strates superficielles. Une carte des températures de surface a pu être établie : elle montre que celle-ci peut varier de dans les endroits bénéficiant de la meilleure exposition au Soleil à dans les zones situées à l'ombre. Bien que l'astéroïde soit composé pour moitié de glace, celle-ci n'est pas visible à la surface d'après les observations effectuées. En effet, l'axe de l'astéroïde est fortement incliné (27° soit un angle supérieur à celui de la Terre 24°), qui a pour conséquence que tous les points de la surface, y compris les flancs des cratères, sont exposés au Soleil à un moment ou un autre de l'année. 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. Corps parent
La composition chimique (notamment les rapports entre éléments-traces) et isotopique des météorites connues montre qu'elles proviennent d'au moins parents différents, soit beaucoup moins que le million d'astéroïdes de la ceinture principale de taille supérieure à un kilomètre. Cet important biais d'échantillonnage reste un domaine de recherche actif. Croûte planétaire
En planétologie, la croûte d'un objet céleste différencié est la couche solide qui recouvre le manteau, lequel entoure le noyau. Cette définition se calque sur la structure interne de la Terre, qui est constituée d'un noyau métallique (fer), d'un manteau rocheux (silicates) et d'une croûte de composition variée. Cette même structuration s'applique aux autres planètes telluriques (Mercure, Vénus et Mars), à quelques satellites comme la Lune et Io, ainsi qu'à certains astéroïdes comme Vesta. D'anciens astéroïdes aujourd'hui fragmentés ont pu avoir la même structure. 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
Un astéroïde ressemble plus ou moins à une étoile qui brille dans le ciel nocturne. Le meilleur moyen pour partir à la chasse aux astéroïdes avec ses jumelles ou son télescope est d’observer le fond étoilé, plusieurs nuits d’affilée, et de détecter les points lumineux qui se déplacent par rapport au fond, qui, lui, paraît stable. Certains catalogues répertorient la position des astéroïdes, et il est alors plus facile de pointer le télescope au bon endroit. (19652) Saris
(19652) Saris est un astéroïde de type A, donc riche (> 80 %) en olivine, au moins en ce qui concerne les roches de sa surface. Ceinture d'astéroïdes
Du fait du grand nombre d'objets qu'elle contient, la ceinture d'astéroïdes est un environnement très actif et les collisions s'y produisent fréquemment (à l'échelle astronomique). On estime qu'une collision entre deux corps d'un diamètre supérieur à s'y produit tous les 10 millions d'années. Une collision peut fragmenter un astéroïde en plusieurs morceaux plus petits (et éventuellement former une nouvelle famille) et certains de ces débris peuvent former des météoroïdes. 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. 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. Astéroïde
À l'origine, la classification des astéroïdes se basait sur des suppositions au sujet de leur composition : Stéroïde
Des partitions permettent de séparer les composés polaires et apolaires des ecdystéroïdes. Les partitions opérées sont de deux types.  Partitions eau-éther de pétrole (ou chloroforme) ou eau-hexane. On mêle l'extrait brut à un mélange eau-éther de pétrole et on récupère ensuite la fraction aqueuse qui contiendra les ecdystéroïdes libres. Cette partition permet d'éliminer les composés lipidiques.  Partitions eau-butanol. Cette fois-ci, on récupère les ecdystéroïdes libres dans la fraction alcoolique. Grâce à cette partition, on élimine les sucres et les composés polaires. Cette partition n'est parfois pas mise en œuvre: en effet, cela provoque parfois la perte de certains ecdystéroïdes polaires.  Les tissus végétaux sont parfois préférés pour l'extraction car ils sont beaucoup plus riches en ecdystéroïdes. Mais la purification est alors plus délicate du fait de la présence de nombreux phénols et pigments. 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. Classification spectrale des astéroïdes
Ceci apporta beaucoup de confusion car le type spectral d'un astéroïde n'est pas indicatif de sa composition. Si des astéroïdes de différents types n'ont probablement pas la même composition, il n'y a aucune garantie que des astéroïdes de même type ont des compositions similaires. Néanmoins, on n'arriva pas à se mettre d'accord sur un nouveau système de classification et on garda donc l'ancien système. (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. (253) Mathilde
La densité mesurée par NEAR Shoemaker, de 1300 kg/m³, est inférieure à la moitié de celle d'une chondrite carbonée typique ; cela peut indiquer que l'astéroïde est grossièrement couvert par une agglomération de débris. Cette caractéristique est vraie pour plusieurs astéroïdes de type C étudiés par des télescopes terrestres et équipés de systèmes d'optique adaptative ( (45) Eugénie, (90) Antiope, (87) Sylvia et (121) Hermione ). La porosité du corps est élevée, jusqu'à 50 % du volume intérieur de (253) Mathilde se compose de vide. Toutefois, l'existence d'un long escarpement de 20 km peut indiquer que l'astéroïde a une potentielle structure résistante, de sorte qu'il pourrait contenir des gros composants internes. La faible densité intérieure est un mauvais transmetteur pour les chocs d'impact à travers l'astéroïde, ce qui contribue également à préserver de façon efficace les caractéristiques de la surface. Certains scientifiques pensent que Mathilde a la consistance d'une pierre ponce et que les autres objets qui entouraient le Soleil à l'époque où il était encore jeune devaient avoir la même structure. (129) Antigone
D'après les observations radar, cet astéroïde serait composé de nickel-fer presque pur. 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. 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. 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. Ceinture d'astéroïdes
La ceinture d'astéroïdes contient plusieurs centaines de milliers d'astéroïdes connus, et probablement plusieurs millions, d'une taille allant du grain de poussière au planétoïde de quelques centaines de kilomètres de diamètre. (113) Amalthée
(113) Amalthée est un astéroïde de type A, donc riche (> 80 %) en olivine, au moins en ce qui concerne les roches de sa surface. Système solaire
Les astéroïdes de la ceinture principale sont divisés en plusieurs groupes et familles, des ensembles de planètes mineures qui partagent des éléments orbitaux similaires (tels que le demi-grand axe, l'excentricité ou l'inclinaison orbitale), mais ont également tendance à avoir des compositions de surface proches. Les familles sont supposées être des fragments de collisions passées entre astéroïdes tandis que les groupes découlent seulement de phénomènes dynamiques non collisionnels et jouent un rôle plus structurant dans la disposition des planètes mineures au sein du Système solaire. Parmi les principaux groupes, on peut par exemple citer le groupe de Hilda, situé en périphérie externe de la ceinture entre 3,7 et et dont les astéroïdes sont en résonance 3:2 avec Jupiter, ou le groupe de Hungaria, qui se trouve lui en périphérie interne entre 1,8 et . (16) Psyché
Les estimations de la masse volumique de (16) Psyché ont beaucoup fluctué, en suivant celles du volume et surtout de la masse : de . En 2020 la meilleure estimation est de . Cette masse volumique est l'une des plus élevées parmi les astéroïdes de la ceinture principale, mais elle est assez représentative des masses volumiques des astéroïdes de types X et M quand elles sont estimées avec suffisamment de précision. Elle est en tout cas beaucoup trop petite pour que l'astéroïde soit essentiellement constitué de fer-nickel (masses volumiques de la kamacite et de la taénite : ), elle est même plus petite que celles des sidérolithes (). Elle est en revanche compatible avec la borne supérieure de celles des chondrites sans porosité, qu'elles soient ordinaires (), à enstatite () ou (excepté les bencubbinites) carbonées (). Pour que (16) Psyché soit seulement constitué de métal et de vide il faudrait que sa porosité soit de 52 %, ce qui est considéré comme improbable pour un corps essentiellement métallique, mais sa masse volumique peut être réalisée par diverses proportions de métal, de silicates et de vide. Poussière interstellaire
La composition de la poussière est principalement déterminée par la température des étoiles mères. Certaines molécules ne se forment qu'à de très hautes températures alors que d'autres se forment à des températures plus basses. Par exemple, dans l'infrarouge, des émissions autour de de longueur d'onde, caractéristiques des silicates, sont observées autour des étoiles « froides » (étoiles géantes riches en oxygène). On peut aussi observer des émissions vers , dues au carbure de silicium, autour d’autres types d’étoiles froides (étoiles géantes riches en carbone).  La majorité de la poussière retrouvée dans le Système solaire a été transformée et recyclée à partir des objets et des corps que contiennent les milieux interstellaires. La poussière rentre fréquemment en collision avec des astres tels des astéroïdes et des comètes. À chaque fois, elle est transformée par les nouvelles composantes qui constituent ces corps. 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. (9) Métis
(9) Métis est un des plus gros astéroïdes de la ceinture d'astéroïdes. Il est composé de silicates et de nickel ferreux. Il est possible que son noyau soit le reste d'un gros astéroïde qui a été détruit lors d'une ancienne collision. Métis contiendrait un peu moins de 0,5 % de la masse totale de la ceinture d'astéroïdes. Noyau cométaire
Le noyau d'une comète est la partie solide et centrale de cette dernière, populairement appelée « boule de neige sale ». Le noyau d'une comète est composé de roche, de poussière et de gaz gelés. Lorsqu'elles sont réchauffées par le Soleil, les glaces se subliment et les gaz issus de la sublimation produisent une atmosphère (appelée chevelure) entourant le noyau. La force exercée sur la chevelure par la pression de radiation du Soleil et les vents solaires provoque la formation d'une énorme queue, qui pointe à l'opposé du Soleil. Un noyau classique de comète présente un albédo de 0,04. Étoile à neutrons
Un aperçu de la structure de la croûte peut être donné en calculant l'état de plus basse énergie de la matière à haute pression. Tant que celle-ci n'est pas trop élevée (voir ci-dessous), l'état le plus stable est a priori un cristal de noyaux atomiques tous identiques. Sous sa forme la plus compacte, le cristal est de type cubique centré. On sait qu'à pression nulle, ce cristal est composé de noyaux de fer 56 (c'est-à-dire composé de et ). Leur masse volumique est de par centimètre cube. À mesure que l'on augmente la pression la composition du noyau le plus stable est susceptible de changer, principalement pour la raison suivante : si l'on considère une maille élémentaire du cristal, celui-ci contient un noyau, possédant "Z" protons et "A" nucléons, ainsi que "Z" électrons (pas nécessairement liés au noyau, celui-ci étant susceptible d'être ionisé), alors l'équation donnant le potentiel chimique "μ" d'un des "A" nucléons s'écrit : μ étant le potentiel chimique des électrons et "W" l'énergie de noyau, incluant son énergie de masse et son énergie de liaison. (36256) 1999 XT17
C'est un astéroïde de type A, donc riche (> 80 %) en olivine, au moins en ce qui concerne les roches de sa surface. Double Asteroid Redirection Test
Les objets géocroiseurs sont des corps célestes (astéroïde ou comète) dont l'orbite autour du Soleil coupe celle de la Terre ou s'en approche de très près et qui peuvent donc, dans un délai plus ou moins lointain et du fait de l'influence des autres corps, s'écraser sur la Terre. La majorité des astéroïdes sont des petits corps provenant de la ceinture d'astéroïdes orbitant initialement entre les planètes Mars et Jupiter. Leur orbite a été modifiée par l'influence gravitationnelle de Jupiter ou de Mars, ou encore à la suite d'une collision, et l'astéroïde circule désormais entre Mars et le Soleil en s'approchant à plus ou moins grande distance de la Terre. Lorsque leur trajectoire les fait pénétrer dans l'atmosphère terrestre, la plupart d'entre eux, de petite taille, se désintègrent dans l'atmosphère terrestre et n'atteignent pas la surface de la Terre. Chaque jour environ 100 tonnes d'astéroïdes de petite taille se désintègrent ainsi dans notre atmosphère produisant parfois des petits météorites qui atteignent le sol sans dommage. Mais les plus gros d'entre eux, heureusement très rares (généralement ceux dont le diamètre est supérieur à 30/50 mètres), survivent à leur rentrée atmosphérique et peuvent eux provoquer des dégâts considérables. L'étendue de ceux-ci dépend de leur taille, de leur densité, de leur vitesse, de l'incidence de leur trajectoire ainsi que de la zone terrestre impactée. (15) Eunomie
Comme les autres membres réels de sa famille, sa surface est composée de silicates et d'un peu de nickel ferreux ; sa teinte est franchement claire. Des pyroxènes riches en calcium et de l'olivine, ainsi que du métal (nickel ferreux), ont été détectés à la surface de l'astéroïde. Des études spectroscopiques ont suggéré qu'Eunomie présente des régions de compositions différentes : la plus grande région dominée par l'olivine, est pauvre en pyroxène et riche en métal ; une autre région un peu plus petite localisée sur un hémisphère (l'extrémité la moins pointue) est nettement plus riche en pyroxène et possède une composition à base de basalte. Astéroïde de type P
Les astéroïdes de type P (pseudo-M) est type d'astéroïdes de faible albédo et dont le spectre tend vers le rouge, appartenant au groupe X. Il a été suggéré qu'ils sont composés de silicates hydratés riches en composants organiques, de carbone et de silicates anhydres, avec peut-être un peu de glace d'eau en profondeur. Les astéroïdes de type P se trouvent dans la partie externe de la Ceinture d'astéroïdes et au-delà. (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. Astroblème de Rochechouart-Chassenon
De plus, l’observation et l’analyse récente des astéroïdes qui se trouvent dans la ceinture d’astéroïdes entre Mars et Jupiter montre qu’effectivement la plupart des astéroïdes de plus de de diamètre sont constitués d’une agglomération de blocs de tailles et de natures variées, fruits des chocs entre eux depuis près de d’années, âge du système solaire. Selon les travaux de Bottke et Durda en 2005, un astéroïde de la taille de celui de Rochechouart-Chassenon aurait subi une collision avec un astéroïde de ou plus tous les d’années, soit au minimum une vingtaine de collisions depuis la formation du système solaire, ce qui renforce encore l’hypothèse d’une météorite hétérogène. 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. 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. 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. 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. Météorite
La majorité des météorites qui arrivent en haute atmosphère terrestre sont le plus souvent des fragments d'astéroïdes de taille décimétrique à décamétrique, éventuellement appelés météoroïdes ; les météorites elles-mêmes ne sont que la fraction infinitésimale (typiquement entre 1 % et 1 ‰) qui a survécu à l'ablation lors de la traversée atmosphérique. Ces météoroïdes sont en général eux-mêmes le résultat d'une fragmentation partielle d'un astéroïde lors d'un impact avec un autre astéroïde dans les zones de résidence de ces objets, essentiellement la ceinture principale, entre Mars et Jupiter. La majorité des météorites, de l'ordre de 99,5 % des météorites en collection (et analysées), constituent donc des échantillons, précieux, d'une partie de petits corps du Système solaire. (5000) IAU
(5000) IAU est un astéroïde de la ceinture principale. Il a été baptisé en référence à l'Union astronomique internationale (UAI ; IAU en anglais), organisme chargé notamment de nommer les différents corps célestes, dont font partie les astéroïdes. 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. Étoile
La composition chimique de la matière d’une étoile ou d’un gaz dans l’Univers est généralement décrit par trois quantités en nombre de masse : "X" l’hydrogène, "Y" l’hélium et "Z" la métallicité. Ce sont des grandeurs proportionnelles satisfaisant la relation : .