Quelles sont les classes d'astéroïdes?
Astéroïde Arjuna
Les astéroïdes Arjuna sont une classe d'astéroïdes proches de la Terre dont l'orbite est très similaire à celle de la Terre. Ils ont une inclinaison faible, des périodes orbitales proches d'une année terrestre et une faible excentricité. Cette classe est nommée d'après Arjuna, héros proéminent de la mythologie hindoue. Cette définition est floue car elle recoupe dans sa définition quatre familles d'astéroïdes bien établies : les astéroïdes Apollon, les astéroïdes Amor, les astéroïdes Aton et les astéroïdes Atira. Elles constituent un groupe dynamiquement stable de petits géocroiseurs soumis à des tentatives de capture répétées dans une résonance orbitale de 1:1 avec la Terre. Système solaire
Les astéroïdes individuels de la ceinture d'astéroïdes sont classés selon leur spectre, la plupart d'entre eux appartenant à trois groupes de base : carbonés (type C), silicates (type S) et riches en métaux (type M).
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 de type M
Il existe également des types M dont la composition est incertaine. Par exemple, (22) Calliope a une densité précisément connue qui est de loin trop faible pour un corps solide métallique ou même un agglomérat lâche métallique : un empilement lâche de fer-nickel nécessiterait une porosité d'environ 70 % qui n'est pas compatible avec des considérations d'empilement. Calliope et (21) Lutèce ont des particularités dans leurs spectres qui semblent indiquer la présence de minéraux hydratés et de silicates, des albédos radar anormalement bas incompatibles avec une surface métallique, ainsi que des caractéristiques plus en rapport avec celles des astéroïdes de type C. Un ensemble d'autres astéroïdes de type M ne sont pas probablement pas des corps métalliques. 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 : Astéroïde du groupe X
La classification SMASS n'utilise pas l'albédo mais plusieurs caractéristiques spectrales trop subtiles pour être distinguées dans la bande passante d'ECAS ("Eight-Color Asteroid Survey", c'est-à-dire « Relevé d'astéroïdes en huit couleurs ») utilisée pour la classification de Tholen. Famille de Thémis
La famille de Thémis est l'une des plus grandes et des plus anciennement identifiées parmi les familles dynamiques d'astéroïdes, et est constituée d'astéroïdes de type C avec une composition supposée similaire à celle des chondrites carbonées. Actuellement, la famille de Thémis comprend environ 535 astéroïdes, dont les principaux sont les suivants : 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. 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. Étoile
Les astronomes classent les étoiles en utilisant la température effective et la luminosité. Cette classification à deux paramètres permet de définir des types spectraux (luminosité) variant de à . Les naines par exemple (dont le Soleil) sont . Parmi ces classes on distingue différentes catégories liées à la température de surface. On distingue ainsi les naines noires, brunes, rouges, jaunes et blanches, les géantes rouges et bleues, les supergéantes rouges, les étoiles à neutrons et les trous noirs. Si la plupart des étoiles se placent facilement dans l’une ou l’autre de ces catégories, il faut garder en tête qu’il ne s’agit que de phases temporaires. Au cours de son existence, une étoile change de forme et de couleur, et passe d’une catégorie à une autre. 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
Ces astéroïdes sont classiquement classés en quatre groupes : Astéroïde géocroiseur
En astronomie, les astéroïdes géocroiseurs sont des astéroïdes évoluant à proximité de la Terre. Pour les nommer on utilise souvent l'abréviation "ECA" (de l'anglais "Earth-Crossing Asteroids", astéroïdes croisant l'orbite de la Terre), astéroïdes dont l'orbite autour du Soleil croise celle de la Terre, ayant une distance aphélique inférieure à celle de Mars, soit 1,381 UA (valeur d'1,300 UA fixée par les spécialistes américains). Edrioasteroidea
Les Edrioasteroidea (édrioastéroïdes en français) forment une classe éteinte d'échinodermes du Paléozoïque, connus uniquement sous forme fossile. Astéroïde de type Q
Le groupe S se divise comme suit : type A | type K | type L | type Q | type R 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. Astéroïde de type J
Les astéroïdes de type J semblent provenir d'une couche plus profonde de (4) Vesta que les astéroïdes de type V. 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. Astéroïde de type D
Les astéroïdes de type D sont un type d'astéroïdes de très faible albédo. On les trouve dans la ceinture principale extérieure, avec par exemple (152) Atala, (944) Hidalgo et la plupart des astéroïdes troyens de Jupiter. Astéroïde de type K
Le groupe S se divise comme suit : type A | type K | type L | type Q | type R. 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. Astéroïde de type M
Le type M était déjà l'un des trois types de base des astéroïdes dans les anciennes classifications (les autres étant les types S et C), et était supposé indiquer un corps métallique. (285263) 1998 QE2
L'astéroïde fait partie des Amor, et est donc en permanence au-delà de l'orbite terrestre. En effet, les Amor forment une famille d'astéroïdes géocroiseurs frôleurs extérieurs, c'est-à-dire qu'ils s'approchent de l'extérieur de l'orbite de la Terre, mais ne la coupent pas. 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 . Famille d'Eurêka
Au moins trois des sept astéroïdes appartiennent au type spectral A. Cette sous-classe du type spectral S est caractérisé par une forte proportion d'olivine et par sa rareté relative parmi les astéroïdes. Ce dernier point vient conforter l'hypothèse d'une origine commune des membres de la famille. Il vient aussi alimenter l'hypothèse d'un corps parent très ancien, potentiellement représentatif des planétésimaux à l'origine de la formation des planètes telluriques. À noter que les deux troyens de Mars n'appartenant pas à la famille d'Eurêka possèdent des compositions différentes de , ce qui laisse supposer des origines différentes. Ceinture d'astéroïdes
Au début du Système solaire, les astéroïdes ont subi un certain degré de fusion, permettant à leurs éléments d'être partiellement ou complètement différenciés par masse. Certains corps initiaux pourraient avoir connu une période de volcanisme explosif et des océans de magma. Cependant, du fait de leur petite taille, cette période de fusion fut brève (par rapport aux planètes) et s'est généralement terminée il y a milliards d'années après avoir duré entre quelques dizaines et une centaine de millions d'années. La ceinture d'astéroïdes comprend principalement trois catégories d'astéroïdes. Dans la partie externe, près de l'orbite de Jupiter, les astéroïdes riches en carbone prédominent. Ces astéroïdes de type C incluent plus de 75 % de tous les astéroïdes visibles. Ils sont plus rouges que les autres astéroïdes et possèdent un albédo très faible. Leur composition de surface est similaire aux météorites chondrites carbonées. Du point de vue chimique, leur spectre indique une composition analogue à celle du Système solaire primitif, sans les éléments légers et volatils (comme les glaces). Échinodermes des Caraïbes
La classe des Asteroidea (les étoiles de mer) comprend environ espèces réparties dans tous les océans. On peut en trouver à toutes les profondeurs, de la zone de balancement des marées à de fond. Elles peuvent avoir cinq bras ou davantage. Toutes ont un disque central portant en partie supérieure (face « aborale ») l’anus et le madréporite, et sur la face inférieure (face « orale ») une bouche dépourvue de dents mais par laquelle certaines astérides peuvent « dévaginer » leur estomac pour le projeter sur la proie et commencer ainsi à la digérer de façon externe.  L'étoile la plus caractéristique des Caraïbes est la grosse étoile rouge "Oreaster reticulatus", mais elle est malheureusement en régression rapide en raison de sa surpêche à des fins touristiques. Astéroïde Amor
Les astéroïdes Amor sont un groupe d'astéroïdes définis par : Différenciation planétaire
Les planètes, les planètes naines, les plus gros satellites et les plus gros astéroïdes sont différenciés. Les comètes, les plus petits satellites et les plus petits astéroïdes ne le sont pas. Il est probable que des satellites et astéroïdes de taille intermédiaire soient différenciés partiellement (avec un intérieur différencié entouré d'une couche crustale non différenciée). Un début de différenciation du corps parent d'une chondrite carbonée a été mis en évidence dans El Djouf 001, une chondrite de type CR2. Astéroïdes troyens de Jupiter
Une majorité des troyens dont on a pu caractériser la classe spectrale sont de type D. Cela suggère, en accord avec le modèle de Nice, que les troyens joviens (de même que d'autres astéroïdes de la périphérie externe de la ceinture principale tels que ceux du groupe de Hilda) pourraient être des restes érodés des planétésimaux présents aux premiers âges du Système solaire, déplacés dans cette zone lors des migrations des planètes géantes. Classification spectrale des astéroïdes
En 1984, David J. Tholen établit la classification suivante : Ceinture d'astéroïdes
Les deux diagrammes suivants mettent en évidence certains éléments orbitaux des astéroïdes connus en fonction de leur demi-grand axe (en UA) ; les astéroïdes de la ceinture sont indiqués en rouge et bleu, entre 2 et 4 UA (le rouge correspondant à la région la plus peuplée de la ceinture). Le groupe d'astéroïdes situé vers UA est celui des troyens. La distribution des demi-grands axes des astéroïdes (et donc, lorsque leur excentricité est faible, de leur période orbitale) fait apparaître des zones clairement dépourvues d'astéroïdes, appelées lacunes de Kirkwood. Ces lacunes apparaissent pour les demi-grands axes où le rapport entre la période orbitale d'un astéroïde et celle de Jupiter est une fraction entière. Pour un petit objet répondant à cette condition, les effets de résonance avec la planète sont suffisants pour en perturber les éléments orbitaux. En pratique, les astéroïdes qui ont pu se situer par le passé sur de telles orbites (soit initialement à cause de la migration de l'orbite de Jupiter ou à cause de perturbations ou collisions antérieures) ont graduellement été déplacés vers des orbites possédant un demi-grand axe différent. Ceinture d'astéroïdes
Par ordre de demi-grand axe croissant, les familles principales sont celles de Flore, Eunomie, Coronis, Éos et Thémis. La famille de Flore, l'une des plus importantes, contient plus de 800 membres et se serait formée par une collision survenue il y a moins d'un milliard d'années. Famille de Hilda
La famille de Hilda est l'une des deux familles collisionnelles identifiées au sein du groupe de Hilda, l'autre étant la famille de Schubart. Elle est nommée d'après son membre le plus grand (153) Hilda. Une étude publiée en 2015 estime à 409 le nombre d'astéroïdes appartenant à cette famille (contre 352 pour celle de Schubart). Les astéroïdes de ces deux familles sont de type C. Manteau planétaire
On ne connaît que 35 astéroïdes de type A parmi les plus de observés par le "Sloan Digital Sky Survey" (SDSS). L'extrapolation aux zones et magnitudes inexplorées permet d'estimer à 600 le nombre total des astéroïdes de type A de diamètre supérieur à dans la ceinture principale, dont environ 480 différenciés et présentant en surface les roches d'un manteau. 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
Les astéroïdes sont presque impossibles à observer à l’œil nu. Ils sont bien plus petits que les planètes, et très peu lumineux. L’astéroïde  en est l’exception, puisque c’est le seul qu’il soit parfois possible d’observer sans appareil optique. Sa luminosité n’étant toutefois pas très grande, il faut donc savoir où poser le regard. Types d'objets astrophysiques
Un "astéroïde" est un corps orbitant autour du soleil plus petit qu'une planète naine (typiquement moins de 800 km), c'est-à-dire qu'il ne possède une masse suffisante pour que sa gravité l'emporte sur les forces de cohésion du corps solide et le maintienne en équilibre hydrostatique et/ou sous forme sphérique, mais plus grand qu'un météoroïde (de l'ordre de 10 m au moins). Il ne doit pas s'agir d'une comète. Astéroïde de type A
Les astéroïdes de type A sont un type d'astéroïdes relativement peu commun de la ceinture d'astéroïdes. Ils sont caractérisés par un spectre de réflexion présentant un pic de réflectance dans le rouge à la longueur d'onde , un puits (un pic d'absorbance) dans le proche infrarouge autour de , et une remontée de la réflectance (à longueur d'onde croissante) de pente et de forme caractéristiques. Mise à part la forte pente de la montée de la réflectance dans le rouge avant le pic, explicable par une altération des roches de surface, ces spectres sont très proches de ceux des météorites de type pallasite et brachinite, et s'expliquent par une forte abondance (> 80 %) de l'olivine à la surface de ces astéroïdes. 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. Types de planètes
Dans un article publié en 2007, Simone Marchi, du Département d'Astronomie de l'Université de Padoue, a proposé un groupement des exoplanètes en ensembles ("clusters" en version originale) basés sur un rapprochement statistiques de différents paramètres des planètes et de leurs étoiles hôtes. La classification présentée dans cet article se base sur la mise en relation de 7 paramètres connus pour 183 exoplanètes recensées dans l"'Encyclopédie des planètes extrasolaires" à la date du auxquelles est ajoutée la planète Jupiter. Les 7 paramètres considérés sont, concernant les planètes, leur masse projetée, leur période orbitale, leur demi-grand axe, leur excentricité et leur inclinaison, et concernant leurs étoiles hôtes, leur masse et leur métallicité. Marchi propose alors une classification des planètes en cinq ensembles pour lesquels il indique une planète-type (celle la plus proche du centre de chaque ensemble) ainsi que les caractéristiques de ces ensembles. Ces ensembles sont : 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). 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. 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. Astéroïde Amor
Les astéroïdes Amor sont répartis en quatre sous-groupes : , , et . Astéroïde de type L
La classification SMASS propose aussi le type Ld, avec le même spectre sans particularité au-delà de 0,75 μm, mais encore plus prononcé dans le rouge, pour les longueurs d'onde visibles, comme pour le type D. Un exemple pourrait être (728) Leonisis, bien qu'il soit classé comme type A pour l'instant. Définition des planètes
Les textes scientifiques en 1828, après la mort d'Herschel, continuaient de décompter les astéroïdes parmi les planètes. Avec l'arrivée de cartes stellaires plus complètes, la recherche des astéroïdes reprit, un cinquième puis un sixième corps fut découvert par Karl Ludwig Hencke en 1845 et 1847. En 1851, le nombre des astéroïdes avait atteint 15, et on adopta une nouvelle méthode pour les classer, en leur affectant un numéro devant leur nom selon l'ordre de leur découverte, ce qui les plaça par inadvertance dans leur propre catégorie. Cérès devint ainsi « (1) Cérès », Pallas devint « (2) Pallas », et ainsi de suite… Jusqu'aux années 1860, le nombre d'astéroïdes connus avait dépassé la centaine, en Europe et aux États-Unis les observatoires commencèrent à s'y référer collectivement en utilisant la terminologie de « "planètes mineures" », ou encore de « "petites planètes" », bien que cela prît plus de temps pour y regrouper les quatre premiers astéroïdes. À ce jour, « "planètes mineures" » demeure la désignation officielle pour tous les petits corps en orbite autour du Soleil, et chaque nouvelle découverte est numérotée dans le Catalogue des planètes mineures sous l'aval de l'UAI. Astéroïde Apollon
Un astéroïde de la classe Apollon a une orbite dont le demi-grand axe est plus grand que celui de la Terre, et le périhélie inférieur à l'aphélie de la Terre. Autrement dit, son orbite est plus grande que celle de la Terre mais avec une excentricité qui lui permet de croiser celle de la Terre. Astéroïde de type F
Dans la classification SMASS, les types F et B ne sont pas distincts et sont regroupés dans le type B. Stéroïde
Selon l'IUPAC, les stéroïdes incluent tous les lipides possédant un noyau cyclopentanophénanthrénique (stérane) ou dérivant de celui-ci. Sa définition ne catégorise pas les différents types de stéroïdes. Toutefois, l'IUPAC précise que les « stérols sont des stéroïdes » se caractérisant par la présence d'un groupe hydroxyl -OH sur le carbone C (par exemple, le cholestérol - fig. 2). Astéroïde
La plupart des astéroïdes gravitent de manière anonyme dans la ceinture principale. Quelques-uns accèdent toutefois à la notoriété, en particulier au regard de l'histoire des découvertes, de leur taille, orbite ou propriété atypiques, de leur dangerosité pour la Terre Types de planètes
Il y a plusieurs classifications. D'abord, une classification structurelle range les planètes dans des catégories par rapport à leur composition, telles planète tellurique ou planète géante gazeuse, ou par rapport à leur masse, telles sous-Terre ou super-Jupiter. D'un autre côté, une autre classification range les planètes selon leur température : Jupiter chaud, Jupiter froid, etc. Une troisième classification est faite par rapport à la position, par exemple : planète Boucles d'or, objet libre de masse planétaire, planète transneptunienne. Il existe aussi des catégories transverses, par exemple planète à période de révolution ultra-courte. 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 . Astéroïde de type G
Le type G correspond aux types Cgh et Cg de la classification SMASS, selon respectivement la présence ou l'absence des raies d'absorption à 0,7 μm. Les types G, C et quelques autres types rares sont parfois rassemblés dans le groupe C plus large des astéroïdes carbonés. (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". Astéroïde de type R
La mission IRAS a classé Vesta, (246) Asporina, (349) Dembowska, (571) Dulcinée et (937) Bethgea dans ce type. Cependant, la re-classification de Vesta, l'archétype du type V, pose question. Parmi tous ces astéroïdes, seul (349) Dembowska est reconnu comme étant de type R quand toutes les longueurs d'onde sont prises en compte. Astéroïde
La majorité des astéroïdes connus sont situés dans la zone comprise entre Mars et Jupiter, dite ceinture d'astéroïdes (ou ceinture principale). Mais d'autres ont été découverts en dehors de cette zone, soit parce qu’ils possèdent une orbite qui les fait s’éloigner de la ceinture principale, soit parce qu’ils sont situés dans une tout autre zone du Système solaire (voir Principaux groupements). La plupart d'entre eux sont plus éloignés du Soleil, mais on en connaît qui sont moins éloignés que Mars (astéroïdes Amor et astéroïdes Apollon), la Terre (astéroïdes Aton et astéroïdes Atira) et même Vénus (). 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 : 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 géocroiseur
Le programme NEOWISE exploite les capacités du télescope spatial infrarouge WISE pour identifier une sous-catégorie des astéroïdes géocroiseurs baptisée PHA ("Potentially hazardous asteroid") qui se définit comme ceux dont l'orbite coupe celle de la Terre à moins de 8 millions de km de celle-ci. Les résultats de cette étude, achevée en 2012, permettent d'estimer qu'il existe environ à astéroïdes de ce type ayant une taille comprise entre et un kilomètre dont 20 à 30 % sont aujourd'hui identifiés. Astéroïde de type V
Le type J est suggéré pour les astéroïdes ayant une forte absorption à , de façon semblable aux météorites appelées diogénites. On pense que ceux-ci proviennent de parties plus profondes de la croûte de (4) Vesta. Classification spectrale des astéroïdes
Toutefois, plusieurs nouveaux systèmes existent maintenant . Deux de ceux-ci sont le plus souvent utilisés : les classifications de Tholen et SMASS. 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. Alcaloïde
Les alcaloïdes peuvent être classés en fonction de leur précurseur avant leur synthèse dans une voie biologique. On distingue alors trois grandes classes selon qu'ils possèdent ou non un acide aminé comme précurseur direct, et qu'ils comportent ou non un atome d'azote dans un hétérocycle. Achondrite astéroïdale
Bien qu'elles proviennent aussi d'astéroïdes, Les achondrites primitives ne sont pas classées parmi les achondrites astéroïdales mais forment une classe séparée, parce qu'elles ne sont pas considérées comme de véritables achondrites. (7277) Klass
(7277) Klass est un astéroïde de la ceinture principale d'astéroïdes. 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. Classification spectrale des astéroïdes
Il y a un certain nombre de types plus rares, nombre qui augmente au gré des nouvelles découvertes : 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. Hexaédrite
Les concentrations en éléments trace (germanium, gallium et iridium) sont utilisées pour séparer les météorites de fer en classes chimiques, qui correspondent à des corps parents (astéroïdes) distincts. Les hexaédrites appartiennent aux classes chimiques suivantes : Astéroïde du groupe X
Le groupe X rassemble des astéroïdes de différents types ayant des spectres proches mais probablement une origine différente. 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. Groupe de Hilda
Deux familles collisionnelles ont été identifiées au sein du groupe de Hilda : la famille de Hilda et la famille de Schubart. Une étude publiée en 2015 estime à respectivement 409 et 352 le nombre d'astéroïdes appartenant à ces deux familles. Les astéroïdes de ces deux familles sont de type C. Astéroïde de type R
En février 2019, au moins 5 astéroïdes ont été classés comme de type R: Famille de Lydie
La famille de Lydie est une petite famille d'astéroïdes de la ceinture principale à une distance moyenne de 2,75 UA du soleil. Les membres de cette famille ont une composition variable. La famille est nommée d'après l'objet de type M (110) Lydie, le plus grand membre étant l'objet de type T (308) Polyxo. 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. Planète mineure
L'astronome japonais Kiyotsugu Hirayama a été le premier à constater l'existence, au sein de la ceinture principale, de groupes d'astéroïdes présentant des paramètres orbitaux très proches. Ces groupes sont interprétés comme des fragments d'astéroïdes nés d'une collision et sont appelés familles d'astéroïdes (le terme famille est normalement réservé à ce cas) ou familles de Hirayama. Chaque famille porte le nom d'un membre caractéristique. Les familles d'Eos, d'Eunomie, de Flore, de Coronis, d'Hygie, de Thémis, de Vesta ou de Nysa comptent parmi les plus connues. Une vingtaine de familles sont clairement identifiées au sein de la ceinture principale et les études les plus récentes en dénombrent jusqu'à plus de cent. 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. 2010 TK7
Son appartenance à la classe des astéroïdes Apollon ou à celle des astéroïdes Aton est discutée. Ses orbites osculatrices n'ont pas permis de déterminer si son demi-grand axe ("a") est supérieur ou inférieur à , de sorte qu'il est susceptible d'appartenir à la première ou à la seconde de ces deux classes d'astéroïdes. Astéroïde de type A
Jusqu'en 2005 on n'avait répertorié que 17 astéroïdes de type A, dont certains sur la base de leur spectre de réflexion dans le visible : L'inspection des spectres infrarouges conduit à une liste plus restreinte encore, de seulement 14 astéroïdes de type A connus en 2018 : Des études comme celles du "Sloan Digital Sky Survey" (SDSS), qui a parcouru le ciel dans le visible à différentes longueurs d'onde pendant plus de dix ans, permettent de repérer des candidats au statut d'astéroïde de type A grâce au pic à , mais la spectroscopie dans l'infrarouge est nécessaire pour les vérifier. En effet, la moitié seulement de ces candidats montrent un spectre infrarouge correspondant effectivement au type A. Sur les plus de observés par SDSS, 155 ont été retenus comme de possibles candidats et seulement 21 nouveaux astéroïdes de type A s'ajoutent en 2019 à la liste précédente : L'essentiel (> 80 %) de la masse de ces astéroïdes de type A est dû au seul (354) Éléonore, qui a une magnitude de 6,4 et une masse d'environ . Échinodermes de l'Atlantique nord-est
La classe des Asteroidea (les étoiles de mer) comprend environ espèces réparties dans tous les océans. On peut en trouver à toutes les profondeurs, de la zone de balancement des marées à de fond. Elles peuvent avoir cinq bras ou davantage. Toutes ont un disque central portant en partie supérieure (face « aborale ») l’anus et le madréporite, et sur la face inférieure (face « orale ») une bouche dépourvue de dents mais par laquelle certaines astérides peuvent « dévaginer » leur estomac pour le projeter sur la proie et commencer ainsi à la digérer de façon externe.  Les étoiles de l'ordre des Paxillosida (comme celles du genre "Astropecten") sont appelées « étoiles de sable » ou « étoiles-peignes » : elles vivent enterrées dans le sable où elles chassent d'autres organismes fouisseurs (vers, bivalves, oursins irréguliers...), et leurs bras sont entourés d'épines dont elles se servent pour se déplacer dans le sédiment.  L'étoile la plus fréquente des fonds rocheux de l’Atlantique nord-est est l'étoile rouge "Asterias rubens" (à ne pas confondre avec l'étoile rouge méditerranéenne "Echinaster sepositus", présente mais rare dans l'Atlantique). Astéroïde géocroiseur
On estime qu'il existe moins de astéroïdes dans cette catégorie. Un objet de ce type frappe la Terre environ tous les ans. Fin 2008, près de 90 % des objets de cette dimension ont été recensés. Ces dernières années plusieurs programmes de détection de la NASA (LINEAR, NEAT, Spacewatch, LONEOS, Catalina Sky Survey, ADAS) ou d'autres pays (CINEOS, etc.) ont été mis sur pied pour identifier les objets de plus petite taille. Ces programmes utilisent des télescopes dédiés à cette tâche et basés sur Terre. Astéroïde aréocroiseur
Plusieurs bases de données, par exemple la JPL Small-Body Database (JPL SBDB), classent comme aréocroiseurs uniquement les astéroïdes dont le périhélie est supérieur à 1,3 ua. Un astéroïde dont le périhélie est inférieur à cette valeur est classé comme objet géocroiseur (Amor, Apollon ou Aton) même s'il croise l'orbite de Mars en plus de croiser (ou de s'approcher) de celle de la Terre. Un "frôleur extérieur" (resp. "intérieur") est un objet dont le périhélie (resp. aphélie) est inférieur à l'aphélie de Mars (1,666 ua) mais supérieur au périhélie de Mars (1,381 ua). Au 15 mars 2020, le JPL SBDB liste astéroïdes aréocroiseurs, dont 5448 numérotés. Seuls 18 aréocroiseurs sont plus brillants que la magnitude absolue (H) 12,5, ce qui correspond à un diamètre supérieur à 13 km si leur albédo n'excède pas 0,10. Les plus petits astéroïdes aréocroiseurs connus ont une magnitude absolue (H) d'environ 24 et leur diamètre est typiquement inférieur à 100 mètres. 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. Liste d'objets du Système solaire
Les astéroïdes qui coupent l'orbite de la Terre sont dits géocroiseurs et répartis en trois familles : les Atens, les Apollons et les Amors. Astéroïde de type P
Au début des années 1980, des astéroïdes ont été découverts avec un spectre de type M, mais dont le faible albédo constituait un critère non conventionnel (hors critère). Ils ont initialement simplement été classifiés comme des astéroïdes du groupe X (auquel appartient le type M). On leur a ensuite attribué le type DM (D pour "dark", « foncé » en anglais), puis PM (pseudo-M), avant de leur fixer leur classification : astéroïdes de type P (le P renvoyant à « pseudo-M »). Astéroïde de type Q
Les spectres des astéroïdes de type Q sont plus proches de ceux des météorites à chondrite ordinaire (types H, L et LL) que ceux de tous les autres types d'astéroïdes. Ceci a conduit les astronomes à spéculer que ces astéroïdes sont relativement abondants, mais seuls quelques-uns ont été identifiés. On peut citer comme exemples : (1862) Apollon et (2063) Bacchus, ainsi que les astéroïdes non numérotés 1991 BN et . Astéroïde
Types particuliers d’astéroïdes Liste d'objets du Système solaire
Les astéroïdes sont habituellement classés par groupes ou familles selon l'orbite de la planète qu'ils croisent. Définition des planètes
Herschel suggéra que l'on place ces quatre corps dans une classification séparée : les astéroïdes (littéralement « comme des étoiles » puisqu'ils étaient trop petits pour que leur disque soit résolu, apparaissant alors comme des étoiles), bien que la plupart des astronomes auraient préféré que l'on se réfère à eux comme à des planètes. Cette réticence fut confortée par le fait qu'il était difficile de les distinguer des étoiles non encore cartographiées, ces quatre corps demeurèrent les seuls astéroïdes connus jusqu'à 1845. 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). Types d'objets astrophysiques
Une "étoile" est un astre compact suffisamment massif (0,08–120 masses solaires) pour entretenir une réaction de fusion nucléaire en son sein. Les étoiles les plus proches sont : le Soleil, et Proxima Centauri. On distingue les étoiles selon leur stade évolutif : On les distingue aussi par leur type spectral qui donne une idée de leur température de surface, par exemple sur la séquence principale : et la classe de luminosité qui donne une indication sur leur gravité de surface et, indirectement, leur luminosité et leur taille : Astéroïde
On suppose que les astéroïdes sont des restes du disque protoplanétaire qui ne se sont pas regroupés en planètes. Types d'objets astrophysiques
Ces classes d'objets peuvent se rencontrer hors du Système solaire ; toutefois, l'état actuel des techniques d'observation n'ont permis jusqu'à présent que de détecter avec certitude des exoplanètes de taille supérieure à celle de la Terre. 2015 XX169
est actuellement un astéroïde Apollon : un astéroïde géocroiseur avec une période orbitale supérieure à un an. Son demi-grand axe (actuellement 1,000 96 ua) est similaire à celui de la Terre (1,000 74 ua), mais a une excentricité et une inclinaisons modérées (0,18431 et 7,640° respectivement). Il alterne entre la classe des astéroïdes Apollon et celle des astéroïdes Aton, changeant de statut dynamique tous les environ. Au , cet objet est le co-orbital de la Terre connu et le objet connu sur une orbite en fer à cheval par rapport à notre planète. L'astéroïde suit un parcours asymétrique en fer à cheval par rapport à notre planète ; la valeur de sa longitude moyenne relative oscille autour de 180°, mais englobe 0°. 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. Ceinture d'astéroïdes
On estime de 20 à 30 le nombre de familles quasi certaines, dont les membres présentent un spectre commun. Les associations d'astéroïdes plus petites sont appelés des groupes. Type spectral
Les étoiles de classes R, N S et C sont les étoiles carbonées, des étoiles géantes ayant une forte proportion en carbone. Elles correspondent à une classification en parallèle avec les étoiles de classe G à M et ont été récemment unifiées en une unique classe C. Les étoiles de classe S se situent à mi-chemin entre les étoiles carbonées et celles de classe M et possèdent dans leur spectre des raies d'oxyde de zinc ZnO plutôt que de monoxyde de titane TiO. Elles ont une abondance en oxygène et carbone presque identique, les deux éléments se trouvant presque exclusivement sous forme de monoxyde de carbone CO. Quand une étoile est assez froide pour que du CO puisse se former, celle-ci consomme un maximum d'oxygène et de carbone et il ne reste plus que l'élément en excès : l'oxygène dans les étoiles de la séquence principale, le carbone dans les étoiles carbonées et à peu près rien dans les étoiles de classe S. Astéroïde de type S
Les plus grands objets de cette catégorie sont, par taille décroissante, , , , , Ils sont visibles avec des jumelles de 10x50 dans la plupart des oppositions ; le plus brillant, , peut atteindre la magnitude +7,0, ce qui en fait l’astéroïde le plus lumineux après . 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. 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. Astéroïde
Chaque année, quelques astéroïdes sont un temps côtés au niveau 1 de l'échelle de Turin par l'un ou l'autre de ces programmes (le plus souvent durant les jours ou semaines qui suivent leur découverte ou une nouvelle observation), avant d'être rétrogradés au niveau 0 une fois l'orbite mieux connue. Entre 2002 et 2018, seuls deux astéroïdes ont dépassé le niveau 1 : (99942) Apophis (un temps côté 4 après sa découverte en 2004, puis resté côté 1 jusqu'en décembre 2006) et (un temps côté 2).