Astronomie

L'orbite stable la plus proche du soleil d'un astéroïde ?

L'orbite stable la plus proche du soleil d'un astéroïde ?

Quel est le périhélie le plus proche qu'un astéroïde en orbite stable pourrait avoir ? Existe-t-il une limite définie par la mécanique orbitale ou un objet pourrait-il être en orbite stable, trop près pour que la fusion ou la sublimation empêcherait l'objet de survivre ?


Il n'y a pas de limite définie par la mécanique orbitale. La loi de la gravitation de Newton permet tout périhélie qui n'est pas réellement à l'intérieur du soleil.

La sonde Parker Solar est sur une orbite stable (sans compter les interactions prévues avec Vénus) avec un perhélie de 6,2 millions de km (à une température de 1400⁰C) Mais il n'y a aucune raison pour qu'un objet ne puisse pas s'en approcher plus près. . . ... Il existe un astéroïde 2006HC4 avec un périhélie de seulement 10,2 millions de km. Son aphélie est au-delà de l'orbite de Mars

Les effets gravitationnels ne sont pas la seule considération pour la stabilité. Par exemple. l'effet Yarkovsky aura tendance à épuiser la région vulcanoïde (Vokrouhlický et al. 2000), l'effet YORP peut faire tourner les astéroïdes à la vitesse de rupture, la pression de rayonnement enlève la poussière.

Cependant, entrer dans une telle orbite est difficile. Si vous êtes un astéroïde de la ceinture principale, vous auriez besoin d'une énorme poussée pour vous mettre sur une orbite rasante. Les comètes du nuage d'Oort n'ont pas besoin d'autant de changement de vitesse (car elles se déplacent déjà lentement) et donc la plupart des corps que nous voyons tomber près du soleil sont constitués en grande partie de glace et sont perturbés par la chaleur du soleil. .


Je n'ai pas de réponse exacte, trop de facteurs sont impliqués. Si nous considérons les orbites newtoniennes, vous pouvez avoir une orbite stable tant que le périhélie est en dehors du Soleil. Mais en se rapprochant du Soleil, deux autres effets commencent à jouer un rôle : les interactions de marée et la relativité générale. Je ne suis pas un expert en relativité générale, mais je sais que Mercure est déjà assez proche du Soleil pour que son orbite soit affectée par les effets de la relativité générale. En fait, l'orbite de Mercure a aidé les scientifiques à prouver que la relativité générale fonctionne. D'autre part, les interactions de marée provoquent la circularisation de l'orbite et donc l'orbite n'est pas stable par définition.


Cet astéroïde récemment découvert est le deuxième objet naturel le plus proche du Soleil

Déplacez-vous, Vénus. Un astéroïde récemment découvert tourne autour du soleil plus près que vous.

Un astéroïde récemment découvert qui tourne autour du soleil à l'intérieur de l'orbite de Vénus bat toutes sortes de records. En plus d'être le premier astéroïde connu avec cette orbite, la roche spatiale, appelée 2020 AV2, a le plus petit aphélie, ou distance du soleil, de tout objet naturel connu dans le système solaire, à l'exception de Mercure.

De plus, en voyageant autour du soleil en seulement 151 jours, 2020 AV2 a la période orbitale la plus courte de tous les astéroïdes connus, selon Le projet de télescope virtuel, un observatoire en ligne basé en Italie.

En fait, l'orbite unique de 2020 AV2 lui donne un titre spécial : c'est "intervenusien", ce qui signifie qu'il ne s'éloigne pas de l'orbite de Vénus, a déclaré Gianluca Masi, fondateur et directeur du Virtual Telescope Project.

Il y a environ 792 000 astéroïdes connus en orbite autour du soleil, selon le Minor Planet Center de l'Union astronomique internationale, mais seulement 21 (y compris 2020 AV2) orbiteraient plus près du soleil que la Terre, Masi a écrit dans un communiqué. Ces roches spatiales sont connues sous le nom d'astéroïdes Atira. Parmi les astéroïdes d'Atira, 2020 AV2 est le seul à être intervenusien, a-t-il déclaré.

Les astronomes ont appris l'existence de 2020 AV2 la semaine dernière, après que le télescope Samuel Oschin Schmidt de 3,9 pieds (1,2 mètre) du Zwicky Transient Facility en Californie a repéré l'astéroïde dans le ciel nocturne le 4 janvier, selon le blog Bad Astronomy. Son orbite unique en son genre a inspiré les scientifiques à l'appeler Vatira, une combinaison de Vénus et d'Atira, selon le blog.

Cependant, ce Vatira reste un peu un mystère pour les astronomes. L'astéroïde est si petit qu'il est difficile de connaître sa taille. Cela dit, la distance et la luminosité de l'objet indiquent qu'il fait probablement quelques kilomètres de diamètre, selon Bad Astronomy. De plus, les scientifiques ont découvert que 2020 AV2 ne s'approche jamais à moins de 7,4 millions de miles (12 millions de kilomètres) de Mercure et à 6,2 millions de miles (10 millions de km) de Vénus.

La découverte de ce Vatira engagé peut être le début de bien d'autres découvertes de ce type. Par exemple, des travaux sont en cours pour trouver des vulcanoïdes ou des astéroïdes qui seraient plus proches du soleil que Mercure, mais aucun n'a encore été trouvé, selon Bad Astronomy.


Des astronomes découvrent un astéroïde de 2 km en orbite plus près du soleil que Vénus

Cette image de l'étude montre l'orbite de 2020 AV2. Il montre également les orbites de la Terre, de Mercure et de Vénus. Les périhélies sont des lignes pointillées et les aphélies sont des lignes continues. Crédit : Crédit : Ip et al, 2020

Les astronomes ont minutieusement construit des modèles de la population d'astéroïdes, et ces modèles prédisent qu'il y aura

Astéroïdes de 1 km qui orbitent plus près du soleil que Vénus. Le problème, c'est que personne n'a pu en trouver un jusqu'à présent.

Les astronomes travaillant avec l'installation transitoire de Zwicky disent qu'ils en ont enfin trouvé un. Mais celui-ci est plus grand que prévu, à environ 2 km. Si son existence peut être confirmée, les modèles de population d'astéroïdes devront peut-être être mis à jour.

Un nouvel article présentant ce résultat est en ligne sur arxiv.org, un site de publication pré-presse. Il s'intitule "Un astéroïde à l'échelle d'un kilomètre à l'intérieur de l'orbite de Vénus". L'auteur principal est le Dr Wing-Huen Ip, professeur d'astronomie à l'Institut d'astronomie de l'Université centrale nationale de Taïwan.

L'astéroïde nouvellement découvert est nommé 2020 AV2. Il a une distance d'aphélie de seulement 0,65 unité astronomique et a un diamètre d'environ 2 km. Sa découverte est surprenante puisque les modèles ne prédisent aucun astéroïde de cette taille à l'intérieur de l'orbite de Vénus. Cela pourrait être la preuve d'une nouvelle population d'astéroïdes, ou ce pourrait simplement être la plus grande de sa population.

Les auteurs écrivent : « Si cette découverte n'est pas un hasard statistique, alors 2020 AV2 peut provenir d'une population source d'astéroïdes encore inconnue à l'intérieur de Vénus, et les modèles de population d'astéroïdes actuellement préférés devront peut-être être ajustés. »

Cette image représente les deux zones où se trouvent la plupart des astéroïdes du système solaire : la ceinture d'astéroïdes entre Mars et Jupiter, et les chevaux de Troie, deux groupes d'astéroïdes se déplaçant devant et suivant Jupiter dans son orbite autour du Soleil. Crédit d'image: NASA

Il y a environ 1 million d'astéroïdes connus, et la grande majorité d'entre eux sont bien en dehors de l'orbite terrestre. Il n'y a qu'une infime fraction localisée avec leurs orbites entières à l'intérieur de la Terre. Les modèles prédisent qu'un nombre encore plus petit d'astéroïdes devrait se trouver à l'intérieur de l'orbite de Vénus. Ces astéroïdes s'appellent Vatiras.

2020 AV2 a été repéré pour la première fois par la Zwicky Transient Facility (ZTF) le 4 janvier 2020. Des observations de suivi avec le télescope Palomar de 60 pouces et le télescope Kitt Peak de 84 pouces ont permis de recueillir davantage de données.

Vers la fin janvier, les astronomes ont utilisé le télescope Keck pour des observations spectroscopiques de la roche. Ces données montrent que l'astéroïde provenait de la région intérieure de la ceinture principale d'astéroïdes, entre Mars et Jupiter. "Ces données favorisent une composition semblable à un astéroïde de type S de silicate compatible avec une origine de la ceinture principale intérieure où les astéroïdes de type S sont les plus abondants." Ils ajoutent qu'il est d'accord avec les modèles d'astéroïdes proches de la Terre (NEA) selon lesquels "… prédisent que les astéroïdes avec les éléments orbitaux de 2020 AV2 devraient provenir de la ceinture principale intérieure".

Cette figure de l'étude montre certaines des images de 2020 AV2. (A) Image de la bande r Discovery 30 s de 2020 AV2 prise le 4 janvier 2020 UTC où 2020 AV2 est la détection située dans le cercle. (B) Image composite contenant les quatre expositions de la bande r de 30 s de découverte couvrant 2020 AV2 faites par pile sur le cadre de repos des étoiles d'arrière-plan sur un intervalle de temps de 22 minutes. La première détection a été étiquetée. L'astéroïde bougeait

1 degré par jour dans la direction nord-est pendant que ces images étaient prises, ce qui a entraîné un

Espacement de 15 secondes d'arc entre les détections de 2020 AV2. Crédit : Ip et al, 2020

2020 AV2 pourrait ne pas passer une éternité sur son orbite actuelle. L'équipe de chercheurs a effectué quelques simulations, et ils montrent que l'astéroïde pourrait être entièrement éjecté du système solaire. "… les simulations dynamiques à N corps de 2020 AV2 indiquent que son orbite est stable sur

des échelles de temps de 10 Myr, entrant en résonances temporaires avec les planètes telluriques et Jupiter avant que son orbite n'évolue sur des chemins de rencontre rapprochée avec la géante gazeuse, conduisant à son éventuelle éjection du système solaire.

Lorsque 2020 AV2 a été découvert pour la première fois, les scientifiques se sont interrogés sur le chemin qu'il avait dû faire pour y arriver. Ils se sont également interrogés sur son sort éventuel. "Dépasser l'orbite de Vénus a dû être un défi", a déclaré George Helou, directeur exécutif du centre d'astronomie IPAC à Caltech et co-investigateur de ZTF, dans un communiqué de presse. Helou a expliqué que l'astéroïde a dû migrer vers Vénus depuis plus loin dans le système solaire. "La seule façon dont il sortira de son orbite est de le projeter lors d'une rencontre gravitationnelle avec Mercure ou Vénus, mais il est plus probable qu'il finira par s'écraser sur l'une de ces deux planètes."

Si cette découverte n'est que la première d'une population entière d'astéroïdes à l'intérieur de l'orbite de Vénus, la majorité d'entre eux partageront tous le même sort. Après environ 10 à 20 millions d'années, ils seront tous éjectés.


Trouvé! L'astéroïde en orbite la plus rapide tourne autour du soleil en seulement 165 jours

Les astronomes viennent de découvrir un astéroïde qui tourne autour du soleil tous les 165 jours terrestres.

C'est l'année la plus courte pour un astéroïde connu de l'humanité, ont déclaré les membres de l'équipe de découverte. Et la roche spatiale, appelée 2019 AQ3, pourrait faire partie d'une population vaste et pratiquement inconnue qui zoome dans le système solaire interne, assez proche du soleil.

"Nous avons trouvé un objet extraordinaire dont l'orbite s'éloigne à peine de l'orbite de Vénus - c'est un gros problème", Quanzhi Ye, chercheur postdoctoral à l'Infrared Processing and Analysis Center (IPAC), un centre de données astronomiques et scientifiques du California Institute of Technology (Caltech) à Pasadena, a déclaré dans un communiqué. [Regardez: l'orbite ultrarapide de l'astéroïde 2019 AQ3 autour du soleil]

2019 AQ3 est une "espèce très rare", a déclaré Ye, ajoutant qu'"il pourrait y avoir beaucoup plus d'astéroïdes non découverts comme celui-ci". Pour être clair, l'orbite de l'astéroïde 2019 AQ3 n'est pas la plus rapide de tous les objets. La planète Mercure fait un tour du soleil tous les 88 jours. Mais la roche spatiale est unique, ont déclaré les chercheurs.

Ye a repéré 2019 AQ3 le 4 janvier, sur des images capturées par la Zwicky Transient Facility (ZTF), une caméra d'observation du ciel installée sur le télescope Samuel Oschin de 48 pouces (122 centimètres) de l'observatoire Palomar en Californie du Sud.

La ZTF, qui a commencé ses opérations en mars 2018, balaye l'ensemble du ciel visible du nord toutes les trois nuits. Son large champ de vision et sa fréquence d'arpentage rapide font de la ZTF un excellent observateur des explosions de supernova, des astéroïdes et d'autres &ldquottransients» - des objets et des phénomènes astronomiques qui ne sont visibles que temporairement. . . . .

En effet, la caméra a déjà repéré 60 nouveaux astéroïdes géocroiseurs, ont déclaré les membres de l'équipe ZTF.

Ye a signalé la découverte de 2019 AQ3 au Minor Planet Center de l'IAU (Union astronomique internationale), l'organisation responsable de la collecte et de la coordination des données sur les astéroïdes et les comètes de notre système solaire.

Plusieurs groupes de recherche ont ensuite observé l'objet les 6 et 7 janvier à l'aide de divers télescopes. Les astronomes ont également examiné les données archivées, trouvant des preuves de l'AQ3 2019 dans les images capturées par le télescope d'enquête panoramique et le système de réponse rapide (Pan-STARRS) à Hawaï remontant à 2015.

En rassemblant toutes ces informations, Ye et ses collègues ont pu cartographier en détail l'orbite de 2019 AQ3. L'astéroïde zoome autour du soleil sur une trajectoire elliptique qui l'amène à l'intérieur de l'orbite de Mercure à l'approche la plus proche et légèrement au-delà de Vénus à son point le plus éloigné, ont déterminé les chercheurs. Et l'orbite d'AQ3 2019 est inclinée, hors du plan des trajectoires empruntées par la Terre et les autres grandes planètes du système solaire.

2019 AQ3 semble donc appartenir à la classe d'astéroïdes Atira (également connue sous le nom d'Apohele), qui ont des orbites intérieures à celle de la Terre. Une vingtaine de roches spatiales seulement, sur 800 000 astéroïdes connus, sont des Atiras, selon les chercheurs.

"L'origine d'Atiras est une question intrigante et ouverte", a déclaré Wing-Huen Ip, membre de l'équipe de découverte, professeur d'astronomie et de sciences spatiales à l'Institut d'astronomie et des sciences spatiales de l'Université centrale nationale de Taïwan, dans le même communiqué. "Avec chaque objet supplémentaire, nous nous rapprochons de la formulation et du test de modèles sur cette origine et sur l'histoire de notre système solaire."

Il existe probablement de nombreux autres Atiras et ceux qui alignent la Terre dans leur ligne de mire pourraient être particulièrement dangereux, ont déclaré les chercheurs. C'est parce que ces astéroïdes viendraient de la direction du soleil et seraient donc difficiles à repérer en raison de l'éblouissement accablant de notre étoile.

L'AQ3 2019 n'est cependant pas dangereux. Son orbite ne le rapproche jamais de la Terre à plus de 35,4 millions de kilomètres environ, ont déclaré les chercheurs.

Bien que la taille du nouvel astéroïde ne soit pas claire, les observations suggèrent qu'il pourrait mesurer près de 1,6 km de large. Si tel est le cas, l'AQ3 2019 serait l'un des plus gros Atira connus.


Objet interstellaire le plus proche du soleil aujourd'hui

Orbite 2I/Borisov’s. Le & # 82202I & # 8221 pour les stands & # 82202e interstellaire. & # 8221 En d'autres termes, ce n'est que le 2ème objet d'un système solaire lointain connu pour avoir balayé devant notre soleil. Son périhélie – ou le point le plus proche du soleil – est juste à l'extérieur de l'orbite de Mars. Image via l'utilisateur de Wikimedia Commons Drbogdan/NASA.

Le deuxième objet interstellaire connu, identifié comme une comète et étiqueté 2I/Borisov, atteint son périhélie, ou point le plus proche du soleil, le 8 décembre 2019. À cette distance, il est environ deux fois plus loin que du soleil, juste à l'extérieur de l'orbite de Mars. Les comètes sont plus actives lorsqu'elles sont le plus près du soleil. Bien que ce ne soit pas une approche particulièrement proche pour une comète, c'est la plus proche de cette comète interstellaire. notre Soleil.

Et c'est ainsi que les yeux du monde sont braqués sur elle. Les astronomes espèrent voir une explosion ou un autre comportement inattendu.

Quatre astronomes de Yale – Pieter van Dokkum, Cheng-Han Hsieh, Shany Danieli et Gregory Laughlin – ont capturé cette image de 2I/Borisov le 24 novembre 2019, au W.M. Observatoire Keck à Hawaï. La Terre est montrée dans cette image composite pour l'échelle. Le noyau ou le noyau glacé de la comète ne mesure qu'un mile (1,6 km) de large, contrairement au diamètre terrestre de 8 000 miles (12 900 km). Mais, comme d'habitude pour les comètes, 2I/Borisov est entouré d'un nuage de gaz et de poussière plusieurs fois plus gros que la Terre. Image via Geek.com.

Comme il s'est rapproché du soleil, cet objet est devenu plus brillant qu'il ne l'était lorsque Gennady Borisov, un chasseur de comètes en Crimée, l'a repéré pour la première fois le 30 août 2019. Seuls les astronomes amateurs expérimentés avec leurs télescopes et les astronomes professionnels en utilisant des télescopes encore plus puissants – sont susceptibles de le voir dans le ciel.

Si vous voulez essayer de repérer cet objet, voici une page de TheSkyLive.com qui pourrait vous aider.

Les astronomes disent que notre système solaire devrait être visité assez régulièrement par des objets interstellaires. Ils estiment que plusieurs passent probablement à l'intérieur de l'orbite terrestre chaque année. Selon une estimation, 10 000 objets interstellaires passent à l'intérieur de l'orbite de Neptune un jour donné ! Ils sont tous passés inaperçus, pendant des milliards d'années, jusqu'à récemment. Les astronomes d'Hawaï sont tombés sur le premier objet interstellaire – maintenant officiellement appelé 1I/’Oumuamua (“Scout”) – à la fin de 2017.

‘Oumuamua avait déjà dépassé son périhélie – le point le plus proche du soleil – lorsque les astronomes l'ont repéré pour la première fois. Il se dirigeait déjà vers l'extérieur, de nouveau hors de notre système solaire. 2I/Borisov a été capturé avant le périhélie, et les astronomes sont donc enthousiasmés par cette opportunité de l'observer à mesure qu'il s'approche du soleil. Est-ce que ça va faire quelque chose de spécial ? Nous verrons.

Voici ce que nous savons, pour l'instant. En balayant près du soleil, l'orbite de 2I/Borisov sera courbée par la gravité du soleil, mais le soleil ne la capturera pas. Il continuera à s'éclaircir en se rapprochant le plus de la Terre le 28 décembre alors qu'il s'enfuit vers l'extérieur.

En fin de compte, 2I/Borisov reviendra une fois de plus dans l'espace entre les étoiles.

Le télescope spatial Hubble a capturé cette image du 2e objet interstellaire connu, appelé comète 2I/Borisov par les astronomes terrestres, le 12 octobre 2019, alors que l'objet se trouvait à environ 420 millions de kilomètres de la Terre. On pense que cet objet est arrivé ici d'un autre système planétaire ailleurs dans notre galaxie. Image via NASA/ESA/D. Jewitt/SpaceTelescope.org.

Bottom line: 2I/Borisov – le deuxième objet interstellaire connu – n'a cessé de briller depuis sa découverte le 30 août 2019. Il passe le plus près du soleil le 8 décembre. Il passe le plus près de la Terre le 28 décembre.


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Astéroïdes

ASTÉRODES

Astéroïde 253 Mathilde, un astéroïde géocroiseur photographié par la mission NEAR (Near Earth Asteroid Rendezvous) de la NASA en juin 1997. Mathilde mesure environ 60 km de diamètre et orbite dans la ceinture d'astéroïdes entre Mars et Jupiter.
Les astéroïdes sont des objets rocheux ou métalliques, dont la plupart orbitent autour du Soleil dans la ceinture d'astéroïdes entre Mars et Jupiter. Quelques astéroïdes s'approchent de plus près du Soleil. Aucun des astéroïdes n'a d'atmosphère.

Les astéroïdes sont également appelés planétoïdes ou planètes mineures.

LA CEINTURE D'ASTERODES
La ceinture d'astéroïdes est une concentration en forme de beignet d'astéroïdes en orbite autour du Soleil entre les orbites de Mars et de Jupiter, plus près de l'orbite de Mars. La plupart des astéroïdes orbitent entre 186 millions et 370 millions de miles (300 millions à 600 millions de km ou 2 à 4 UA) du Soleil. Les astéroïdes de la ceinture d'astéroïdes ont une orbite légèrement elliptique. Le temps d'une révolution autour du Soleil varie d'environ trois à six années terrestres.

La forte force gravitationnelle de la planète Jupiter guide la ceinture d'astéroïdes, éloignant les astéroïdes du Soleil, les empêchant de pénétrer dans les planètes intérieures.

LES LACUNES DE KIRKWOOD
La ceinture d'astéroïdes n'est pas lisse, il y a des lacunes concentriques (connues sous le nom de lacunes de Kirkwood). Ces écarts sont des rayons orbitaux où les forces gravitationnelles de Jupiter ne laissent pas orbiter les astéroïdes (ils seraient attirés vers Jupiter). Par exemple, une orbite dans laquelle un astéroïde tournerait autour du Soleil exactement trois fois pour chaque orbite jovienne subirait de grandes forces gravitationnelles sur chaque orbite et serait bientôt retirée de cette orbite. Il y a un trou à 3,28 UA (ce qui correspond à 1/2 de la période de Jupiter), un autre à 2,50 UA (ce qui correspond à 1/3 de la période de Jupiter), etc. Les trous de Kirkwood portent le nom de Daniel Kirkwood qui les a découverts en 1866 .

COMBIEN Y A-T-IL D'ASTEROIDES ?


Gaspra, astéroïde #951.
Il y a environ 40 000 astéroïdes connus de plus de 1 km de diamètre dans la ceinture d'astéroïdes. Environ 3 000 astéroïdes ont été catalogués. Il y a beaucoup plus d'astéroïdes plus petits. Le premier découvert (et le plus grand) s'appelle Cérès il a été découvert en 1801.

LES TAILLES DES ASTÉRODES


Astéroïde 4 Vesta, l'astéroïde le plus brillant et le quatrième plus gros. Vesta est le seul astéroïde qui peut être vu sans télescope (il est de sixième magnitude).
Les astéroïdes varient en taille de minuscules cailloux à environ 578 miles (930 kilomètres) de diamètre (Cérès). Seize des 3 000 astéroïdes connus mesurent plus de 240 km de diamètre. Certains astéroïdes ont même des lunes en orbite.

CERES : LE PLUS GROS ASTEROIDE
Cérès est le plus gros des astéroïdes. C'était le premier astéroïde jamais découvert (par l'astronome italien Giuseppe Piazzi le 1er janvier 1801). Cérès a la taille de l'état du Texas ! Il est si énorme en comparaison avec les autres astéroïdes que sa masse est égale à plus d'un tiers de la masse totale estimée de 2,3 x 10 21 kg des 3 000 astéroïdes répertoriés. Ceres a un diamètre d'environ 578 miles (930 kilomètres). Cérès est désormais considérée comme une planète naine.

ASTÉRODES DEVENANT LUNE


L'astéroïde 243 Ida et sa minuscule lune astéroïde, Dactyl. C'est le premier astéroïde jamais trouvé avec une lune en orbite. Les dimensions d'Ida sont d'environ 56 x 24 x 21 kilomètres (35 x 15 x 13 miles). Dactyl ne mesure qu'environ 1,2 x 1,4 x 1,6 km (0,75 x 0,87 x 1 mile).
Les astéroïdes peuvent être retirés de leur orbite solaire par l'attraction gravitationnelle d'une planète. Ils seraient alors en orbite autour de cette planète au lieu d'orbiter autour du Soleil.

Les astronomes théorisent que les deux lunes de Mars, Phobos et Deimos, sont des astéroïdes capturés.

ORIGINE DE LA CEINTURE D'ASTERODES
La ceinture d'astéroïdes peut être un matériau qui n'a jamais fusionné en une planète, peut-être parce que sa masse était trop petite, la masse totale de tous les astéroïdes n'est qu'une petite fraction de celle de notre Lune. La masse totale de tous les astéroïdes est d'environ 2,3 x 10 21 kg ) la masse de notre lune est de 7,35 x 10 22 kg la masse des astéroïdes combinés est d'environ 1/30 de la masse de la Lune. Une explication moins satisfaisante de l'origine de la ceinture d'astéroïdes est qu'il s'agissait peut-être autrefois d'une planète fragmentée par une collision avec une énorme comète.

ASTÉRODES TROJAN
Les astéroïdes troyens sont des astéroïdes qui orbitent autour de points de Lagrange gravitationnellement stables sur l'orbite d'une planète, qu'ils la suivent ou la précèdent (ces endroits sont l'endroit où l'attraction gravitationnelle du Soleil et de la planète s'équilibrent). Jupiter a le plus d'astéroïdes troyens. Mars en a aussi. Achille a été le premier astéroïde troyen découvert. Les astéroïdes précédant Jupiter dans son orbite ont été nommés pour les héros grecs ceux qui suivent Jupiter dans son orbite ont été nommés pour les héros troyens.


Des astronomes découvrent l'astéroïde "inhabituel" avec l'orbite la plus courte connue

Les astronomes ont fait la rare découverte d'un nouvel astéroïde tournant autour du soleil et passant devant la Terre tous les 151 jours.

La roche spatiale s'appelle 2019 LF6 et elle est restée cachée aux experts cosmiques jusqu'à présent malgré une largeur de 0,6 mille et une orbite près de la Terre.

L'astéroïde nouvellement découvert a l'orbite la plus courte de tous les astéroïdes connus.

Il a été repéré par des astronomes du California Institute of Technology.

Quanzhi Ye, un étudiant postdoctoral à Caltech, a expliqué : « & 8220LF6 est très inhabituel à la fois en orbite et en taille - son orbite unique explique pourquoi un si gros astéroïde a échappé à plusieurs décennies de recherches minutieuses. »

L'astéroïde a une orbite elliptique, il se déplace donc bien en dehors de la zone dans laquelle orbitent les planètes de notre système solaire et se rapproche en fait du soleil que Mercure ne le fait.

Comme Mercure est la planète la plus proche du soleil, l'orbite de l'astéroïde est très impressionnante.

2019 LF6 a été capturé par ZTF le 10 juin 2019. Observatoires optiques ZTF/Caltech

Les chercheurs pensent que l'astéroïde aurait pu être projeté hors du plan d'orbite commun en raison des perturbations gravitationnelles de Vénus ou de Mercure.

Ye a découvert 2019 LF6 en utilisant une caméra qui scanne rapidement le ciel nocturne et des chercheurs de signaux qui indiquent des astéroïdes en mouvement ainsi que des étoiles qui explosent ou clignotent et il n'avait qu'une courte fenêtre pour le faire car ce type d'astéroïde est plus visible 20 à 30 minutes avant le lever du soleil ou après le coucher du soleil.

Trouver un astéroïde de cette taille est également assez rare.

Vous avez dit : « Vous ne trouvez pas très souvent des astéroïdes de la taille d'un kilomètre de nos jours.

"Il y a trente ans, les gens ont commencé à organiser des recherches méthodiques d'astéroïdes, en trouvant d'abord des objets plus gros, mais maintenant que la plupart d'entre eux ont été trouvés, les plus gros sont des oiseaux rares."


On passe entre le soleil et Saturne le 2 août

Pas à l'échelle! Saturne est près de 10 fois la distance de la Terre au soleil. Découvrez la distance actuelle de Saturne par rapport à la Terre et au soleil via Heavens-Above.

Notre planète Terre vole entre Saturne et le soleil le 2 août 2021, amenant Saturne à ce que les astronomes appellent l'opposition au soleil dans notre ciel. L'opposition est une étape importante chaque année pour l'observation de la planète aux anneaux Saturne, ou de toute planète extérieure. Lorsque nous volons entre cette planète et le soleil, la planète est généralement la plus proche de la Terre et la plus brillante pour cette année-là. L'opposition de Saturne aura lieu le 2 août à 6 heures UTC.

Saturne en opposition le 2 août

C'est le 2 août, à 3 h HAA, 2 h HAE, 1 h HAC, 12 h 00 HAR. . . encore sur 1 août, à 23h HAP, 22 h Heure de l'Alaska et 20 h, heure d'Hawaï, cliquez ici pour traduire l'heure UTC à votre heure.

Et ne vous inquiétez pas trop des heures exactes. Sachez simplement que, début août 2021, Saturne est plus ou moins à l'opposé du soleil dans le ciel de la Terre. En opposition, Saturne se lève à l'est au coucher du soleil, monte le plus haut pour la nuit vers minuit et se couche à l'ouest au lever du soleil. À l'opposé du soleil, Saturne est visible toute la nuit et à son plus brillant vu de la Terre.

Saturne reste dans le ciel du soir pour le reste de l'année

La planète aux anneaux sera bien visible dans le ciel du soir pendant le reste du mois d'août et tout au long des mois de septembre, octobre, novembre et décembre 2021. Vous pouvez reconnaître Saturne car elle est quelque peu proche d'une autre planète, Jupiter. Jupiter est une lumière extrêmement brillante dans notre ciel, plus brillante que n'importe quelle étoile. Saturne est l'étoile dorée brillante située à un court saut à l'ouest de l'éblouissante Jupiter. Au fait, Jupiter sera en opposition le 20 août (19 août aux Amériques).

Saturne et Jupiter resteront assez proches l'un de l'autre sur le dôme du ciel tout au long de 2021. Ils resteront des éléments fixes du ciel du soir pour le reste de cette année.

Bien que Saturne se rapproche le plus de la Terre pendant l'année environ 5 heures après avoir atteint l'opposition, la planète aux anneaux n'est nulle part aussi proche de la Terre que l'illustration de la NASA tout en haut de cet article pourrait vous laisser croire. À l'heure actuelle, Saturne se trouve à environ 10 fois la distance Terre-Soleil et 9 fois la distance Terre-Soleil de la Terre. Les astronomes se réfèrent à une distance Terre-Soleil en tant qu'unité astronomique, ou UA. Saturne est maintenant à environ 10 UA du soleil et à près de 9 UA de nous. Heavens-Above donne des informations sur les distances actuelles des planètes du soleil et de la Terre.

L'échelle de distance de l'image en haut est donc désactivée, de même que l'échelle de taille. Pour une représentation réaliste de la taille de Saturne par rapport à celle de la Terre, voir l'illustration ci-dessous.

Contrastant la taille de Saturne et de ses anneaux avec notre planète Terre.

Les oppositions de Saturne surviennent environ 2 semaines plus tard chaque année

Notre mouvement rapide en orbite amène la Terre entre Saturne et le soleil chaque année - ou, plus précisément, environ deux semaines plus tard chaque année. Il y a six ans, par exemple, l'opposition de Saturne a eu lieu le 23 mai 2015. En 2016, c'était le 3 juin. En 2017, c'était le 15 juin. En 2018, l'opposition est arrivée le 27 juin et en 2019, c'était le 9 juillet. Si vous reconnaissez ce monde doré ce soir ou plus tard ce mois-ci, vous en profiterez également tout au long de l'été de l'hémisphère nord ou de l'hiver de l'hémisphère sud.

Si vous aviez une vue plongeante sur le système solaire aujourd'hui, vous verrez notre planète Terre passer entre le soleil et Saturne. Vous verrez le soleil, la Terre et Saturne s'aligner dans l'espace. Mais pas pour longtemps. La Terre se déplace en orbite à 18 miles (29 km) par seconde contre environ 6 miles (9 km) par seconde pour Saturne. Bientôt, nous devancerons Saturne dans la course des planètes.

Planètes supérieures et opposition

Les planètes qui orbitent autour du soleil à l'intérieur de l'orbite terrestre – Mercure et Vénus – ne peuvent jamais être en opposition. Seules les planètes qui orbitent autour du soleil au-delà de l'orbite terrestre (Mars, Jupiter, Saturne, Uranus, Neptune et la planète naine Pluton) peuvent s'opposer, c'est-à-dire apparaître en face du soleil dans le ciel de la Terre. .

Toutes les planètes plus éloignées du soleil s'opposent à chaque fois que notre planète qui se déplace plus rapidement balaie entre le soleil et ces planètes supérieures – planètes qui orbitent autour du soleil en dehors de l'orbite terrestre. Mars revient à l'opposition tous les deux ans. L'opposition de Jupiter se produit environ un mois plus tard chaque année, tandis que l'opposition de Saturne se produit environ deux semaines plus tard chaque année. Plus une planète est éloignée du soleil, plus la période de temps entre les oppositions successives est courte.

Saturne est le monde le plus lointain facilement visible à l'œil seul

Saturne, la sixième planète à l'extérieur du soleil, est le monde le plus éloigné qui est facilement visible à l'œil nu. Les télescopes ont révélé ses anneaux au 17ème siècle. Les vaisseaux spatiaux du 20e siècle ont révélé que ce que nous considérions comme trois anneaux autour de Saturne sont en fait des milliers d'anneaux minces et finement détaillés faits de minuscules morceaux de glace. Saturne a également 62 lunes avec des orbites confirmées. Seulement 53 des lunes de Saturne ont des noms, et seulement 13 ont un diamètre supérieur à 50 kilomètres (environ 30 miles).

Saturne est vraiment un monde merveilleux d'anneaux et de lunes. C'est l'objet céleste préféré de tout le monde à regarder à travers un petit télescope, donc s'il y a une soirée d'astronomie publique près de chez vous ce mois-ci, allez-y !

Le vaisseau spatial Cassini, qui a mis en orbite autour de Saturne de 2004 à 2017, a obtenu des images presque incroyablement étonnantes de la planète. Ici, une lune, Rhéa, occulte – ou passe devant – un croissant de Saturne. Image via Cassini Imaging Team, SSI, JPL, ESA, NASA. Voir plus d'images de Saturne de Cassini.

Conclusion : recherchez Saturne à et autour de l'opposition au début d'août 2021. Elle brillera dans le sud-est à la tombée de la nuit. Nuageux ce soir ? Aucun problème. Saturne sera dans un excellent endroit pour observer en août, septembre et octobre 2021.


Premier astéroïde trouvé dans l'orbite de Vénus

Un astéroïde rare en orbite confortable dans les confins intérieurs de notre système solaire a été découvert par la Zwicky Transient Facility (ZTF) de Caltech, une caméra de surveillance basée à l'observatoire de Palomar. Le nouveau corps, nommé 2020 AV2, est le premier astéroïde découvert à orbiter entièrement dans l'orbite de Vénus.

"C'est une découverte très excitante", a déclaré Quanzhi Ye, chercheur adjoint invité au département d'astronomie de l'Université du Maryland et co-investigateur du ZTF. « Les astronomes recherchent systématiquement dans le ciel des petits corps depuis les années 1970 et 1980, et il ne reste plus beaucoup de frontières inexplorées dans le système solaire interne. Les astéroïdes avec des orbites à l'intérieur de l'orbite de Vénus sont difficiles à observer, et je suis ravi que nous ayons enfin trouvé celui-ci.

2020 AV2 appartient à une petite classe d'astéroïdes connus sous le nom d'Atiras, qui sont des corps dont l'orbite se situe dans celle de la Terre. Avec une orbite encore plus petite que les autres Atiras, 2020 AV2 est connu sous le nom de Vatira. The “V” was added to indicate that its orbit falls entirely inside the orbit of Venus. Because Vatiras orbit so close to our sun, they are only visible at dusk or dawn and were only hypothesized until now.

"Getting past the orbit of Venus must have been challenging [for 2020 AV2]," said George Helou, executive director of the IPAC astronomy center at Caltech and a ZTF co-investigator. According to Helou, the asteroid must have migrated in toward Venus from farther out in the solar system.

"The only the way it will ever get out of its orbit is if it gets flung out via a gravitational encounter with Mercury or Venus, but more likely it will end up crashing on one of those two planets," he said.

2020 AV2 is the third Atira discovered by ZTF so far as part of its Twilight program developed by Ye and Wing-Huen Ip of the National Central University in Taiwan. The asteroid, which was initially designated ZTF09k5, was first flagged as a candidate on January 4, 2020, by Bryce Bolin, a postdoctoral scholar at Caltech. Soon thereafter, an alert was posted by the Minor Planet Center, the official organization for cataloging small solar system bodies such as asteroids, and this piqued the interest of the astronomical community. Several telescopes around the globe followed up on the target, helping to pin down the body's unusual orbit and narrow down estimates of its size.

The asteroid spans about 1 to 3 kilometers and has an elongated orbit tilted about 15 degrees relative to the plane of our solar system. During its orbit around the sun, it always travels interior to Venus, but at its closest approach to the sun, it comes very close to the orbit of Mercury. It also has one of the shortest “years” of any asteroid, circling the sun in approximately 151 days. Only asteroid 2019 LF6, which travels beyond the orbit of Venus, has the same approximate “year.”

"An encounter with a planet probably flung the asteroid into Venus's orbit," said Tom Prince, a co-investigator of ZTF as well as the Ira S. Bowen Professor of Physics at Caltech and a senior research scientist at the NASA Jet Propulsion Laboratory. "It's the opposite of what happens when a space mission swings by a planet for a gravity boost. Instead of gaining energy from a planet, it loses it."

Members of the ZTF team say they look forward to hunting for more Vatira asteroids in the future.

“Now we finally found the tip of the iceberg,” Ye said. “Who wouldn't wonder what's underneath it?”

This work was supported by the National Science Foundation and an international collaboration of partners. Additional support comes from Caltech and the Heising-Simons Foundation. ZTF data are processed and archived by IPAC. NASA supports ZTF's search for near-Earth objects through the Near-Earth Object Observations program. The content of this article does not necessarily reflect the views of these organizations.

This story was adapted from text provided by Caltech and written by Whitney Clavin.

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Interstellar asteroid in orbit around our Sun

A new study has discovered the first known permanent immigrant to our solar system. The asteroid, currently nestling in Jupiter’s orbit, is the first known asteroid to have been captured from another star system. The work is published in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters.

The object known as ‘Oumuamua was the last interstellar interloper to hit the First Interstellar Immigrant Discovered in the Solar Systems in 2017. However, it was just a tourist passing through, whereas this former exo-asteroid – given the catchy name (514107) 2015 BZ509 – is a long-term resident.

Research Report: “An Interstellar Origin for Jupiter’s Retrograde Co-Orbital Asteroid,” F. Namouni and H. Morais, 2018, to be published in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters at

An interstellar origin for Jupiter’s retrograde co-orbital asteroid

Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters, Volume 477, Issue 1, 11 June 2018, Pages L117–L121

Asteroid (514107) 2015 BZ509 was discovered recently in Jupiter’s co-orbital region with a retrograde motion around the Sun. The known chaotic dynamics of the outer Solar system have so far precluded the identification of its origin. Here, we perform a high-resolution statistical search for stable orbits and show that asteroid (514107) 2015 BZ509 has been in its current orbital state since the formation of the Solar system. This result indicates that (514107) 2015 BZ509 was captured from the interstellar medium 4.5 billion years in the past as planet formation models cannot produce such a primordial large-inclination orbit with the planets on nearly coplanar orbits interacting with a coplanar debris disc that must produce the low-inclination small-body reservoirs of the Solar system such as the asteroid and Kuiper belts. This result also implies that more extrasolar asteroids are currently present in the Solar system on nearly polar orbits.

Centaurs, the asteroids that roam the space between the giant planets of the Solar system, have a chaotic dynamical evolution governed for some by the close encounters with the giant planets, and for others by their successive hopping in and out of the outer planets web of mean motion resonances. The mean lifetime of the first group ranges from 1 to 10 Myr whereas that of the second group extends to 100 Myr as their resonant status provides them with some dynamical protection (Tiscareno & Malhotra 2003 Bailey & Malhotra2009 Volk & Malhotra 2013). Capture in resonance may occur for prograde or retrograde motion with a greater likelihood for the latter making the retrograde resonant Centaurs possibly the oldest asteroid residents of the outer Solar system (Namouni & Morais 2015, 2017a). A number of Centaurs are currently known to be in retrograde resonance between the outer planets’ orbits (Morais & Namouni 2013b) but it is the discovery of asteroid (514107) 2015 BZ509, inside Jupiter’s co-orbital region, with an orbit of moderate eccentricity of 0.38 and a retrograde inclination of 163° (Wiegert, Connors & Veillet 2017) that has produced so far the most puzzling example of retrograde resonance in the Solar system.

Jupiter’s co-orbital region is known to host the Trojan asteroids that were captured mostly permanently by the planet during the late stage of Solar system formation (Tsiganis, Varvoglis & Dvorak 2005 Robutel & Gabern 2006 Nesvorný, Vokrouhlický & Morbidelli 2013 Jewitt 2018). Asteroid 2015 BZ509 shares the co-orbital region with the Trojans but moves in the opposite orbital direction. It sits on Jupiter’s peak of capture probability (Namouni & Morais2017c) and would have an indefinitely stable orbit if the Solar system contained only Jupiter (Morais & Namouni 2013a, 2016). It is thought to be trapped temporarily as standard planet formation models do not produce Centaurs in situ with long-term stable retrograde orbits. In this framework, 2015 BZ509 could originate from distant reservoirs such as the scattered disc or the Oort cloud like typical Centaurs (Brasser et al. 2012). To reach Jupiter’s orbit, 2015 BZ509 would have had to cross the giant planets’ space whose chaotic dynamics and its 100 Myr lifetime time-scale suggest a recent capture at Jupiter’s orbit and preclude the identification of the asteroid’s origin during the final stage of planet formation some 4 billion years ago.

However, when the motion of 100 asteroid clones with orbits that differ slightly from that of 2015 BZ509 by amounts compatible with the orbital elements’ error bars, was simulated over 1 Myr, it was found to have a stable evolution (Wiegert et al. 2017). This time-scale is about two orders of magnitude longer than those of temporarily captured retrograde resonant asteroids (Morais & Namouni 2013b) hinting to a different origin from that of most Centaurs.

In this Letter, we report on a high-resolution statistical search for stable orbits for 2015 BZ509 that allows us to trace the asteroid’s origin back to the epoch of Solar system formation. In Section 2, we describe our numerical approach of simulating the evolution of one million clones of 2015 BZ509. In Section 3, we present our results that show 2015 BZ509 has been a co-orbital of Jupiter since the end of planet formation and has a strongly stable orbit that can live theoretically at least 43 billion years. In Section 4, we explain that this finding implies that 2015 BZ509 was captured from the interstellar medium and that there should be more extrasolar asteroids bound to the Solar system on nearly polar orbits.

ONE MILLION CLONE SIMULATION

The motion of the asteroid and the planets constitutes an N-body dynamical system whose phase space structure is complex and chaotic but does not preclude the presence of long-term stability islands even at or between the outer giant planets. Probing phase space to identify such islands requires a significant number of initial conditions especially since 2015 BZ509’s precise orbit is unknown and only a representation thereof in parameter space by a nominal orbit and a covariance matrix exists (Knežević & Milani 2012). We therefore simulated the evolution of one million asteroid clones that interact with the giant planets and the Galactic tide back to 43 billion years in the past to search for the most stable orbits. The existence of stable orbits over the age of the Solar system is by no means guaranteed especially as we probe one of the most chaotic regions in the Solar system. However if such orbits exist then they are the ones that correspond to the actual motion of the asteroid and not the short-lived unstable orbits. Choosing the former orbits over the latter is motivated by the copernican principle that 2015 BZ509 is not being observed at a preferred epoch in Solar system history.

The nominal orbit of 2015 BZ509 and its equinoctial covariance matrix were obtained from the AstDys data base1 for the Julian date 2457 800.5. The orbital elements of the planets were obtained from NASA JPL’s Horizons ephemeris system2 for the same epoch. Clone orbits were generated using the Cholesky method for multivariate normal distributions (Thomopoulos 2013). This method consists in writing the equinoctial covariance matrix as C = LLt where L is a lower triangular matrix. A sample of one million clones is generated from the equinoctial nominal elements e0iwhere 1 ≤ i ≤ 6 as ei = e0i + rjLij summation over the repeated j index is implied with j ≤ i, and rj is a six-dimensional vector with components generated independently from a normal distribution with mean 0 and variance 1. The one million sample achieves 10−7 to 10−5 relative error in reproducing the observational covariance matrix whereas smaller samples achieve larger relative error (e.g. 10−2 to 10−1 for 1000 clones) because of the large dimension of the initial conditions’ space.

The evolution of an asteroid clone back in time was followed in the system composed of the four giant planets and the Sun whose mass was augmented by those of the inner Solar system’s planets. The full three-dimensional Galactic tide (Heisler & Tremaine 1986) and relative inclination of the ecliptic and Galactic planes were taken into account. The Oort constants (A = 15.3 km s−1kpc−1, B = −11.9 km s−1 kpc−1) and star density in the solar neighbourhood (ρ0 = 0.119 M⊙ pc−3) were taken from the recent Gaia DR1 determinations (Bovy2017 Widmark & Monari 2017). The five-body problem with the Galactic tide is adequate to analyse the stability of 2015 BZ509 as stable clones surviving in the co-orbital region near the nominal orbit have a perihelion at 3.6 au far outside Mars’s orbit thus precluding close encounters with the inner Solar system’s planets. Numerical integration was carried out using the Bulirsch and Stoer algorithm with an error tolerance of 10−11. More standard symplectic-based alternatives such as the hybrid Mixed-Variable Symplectic integrator (MVS) (Chambers 1999) were not used because of the peculiar geometry of the retrograde co-orbital resonance that implies the asteroid encounters the planet twice per period. Tests with the hybrid MVS show that code switches to the Bulirsch and Stoer algorithm on a large portion of the orbit because of that geometry. To avoid such systematic and frequent algorithm switching, we opted for the Bulirsch and Stoer algorithm as it is also adequate to model large eccentricity orbit evolution (Wiegert & Tremaine 1999). Orbital evolution was monitored for the following events: collision with the Sun, collision with the planets, ejection from the Solar system, and reaching the inner 1 au semimajor axis boundary. No event at the inner boundary was registered.

The simulation shows that the clone minimum and median lifetimes are respectively 0.29 and 6.48 Myr. Unstable clones that exit the co-orbital region undergo close encounters with the planets and are temporarily captured in mean motion resonances much like the general behaviour of Centaurs. They also follow a distinct path towards polar inclinations into a dynamical structure that extends to the Oort cloud and that we term ‘the polar corridor’, before being removed from the system. The dynamical structure starting from the current location of 2015 BZ509 is centred around the curve of the asteroid’s Tisserand relation with Jupiter. The clones follow this curve in the first few million years of evolution only to be dispersed around it by their encounters with the other giant planets. The location breakdown at 40 Myr is as follows: 35 372 in retrograde co-orbital resonance with Jupiter, 52 in the inner Solar system, 3361 between Jupiter’s and Neptune’s orbits, 4296 trans-Neptunians with semimajor axes smaller than 1000 au, and 547 with semimajor axes larger than 1000 au that extend to the Oort cloud.

At the 100 Myr Centaur maximum instability time-scale, 6577 clones remain stable, 75 per cent of which are sheltered by Jupiter’s co-orbital resonance. At the end of planet formation, 4.5 billion years in the past, most clones are lost: 553 811 increased their eccentricities to unity thereby reaching the Sun’s surface, 445 678 were ejected from the Solar system and 465 collided with a planet. The surviving clones number 46 of which 27 are in co-orbital resonance with Jupiter whereas the remaining 19 are dispersed between the current locations of the scattered disc and the inner Oort cloud. The 10 clones in the scattered disc region reside in the polar corridor and have high-inclination prograde orbits with perihelia at Uranus’s or Neptune’s orbits. Most of the nine clones in the Oort cloud region had their orbits extracted from the polar corridor by the Galactic tide and do not suffer close encounters with the planets at the corresponding epoch.

The clustering of 60 per cent of long-term stable clones at 4.5 billion years in Jupiter’s co-orbital region shows that 2015 BZ509 has been in its current state since planet formation. For the clones in the current regions of the Oort cloud and the scattered disc, all semimajor axes are widely spaced and have each a 2 per cent chance of being the original semimajor axis.

The 27 long-term stable co-orbital clones share a number of orbital properties regarding their final states at 4.5 billion years. First, all but one clone have increased their semimajor axis above Jupiter’s. The average orbital elements and their standard deviations are semimajor axis 5.3319 ± 0.0531 au, eccentricity 0.2888 ± 0.0294, and inclination 161.9939 ± 3.0144°. Secondly, none of the clones librate with the 1:1 resonance arguments ϕ = λ − λJupiter or ϕ⋆ = λ − λJupiter − 2ω, where λ, λJupiter, and ω are respectively the mean longitudes of the clone and Jupiter and the clone’s argument of perihelion (Morais & Namouni 2013a). Thirdly, they are all solidly trapped in the Kozai–Lidov secular resonance with ω = 0° or 180°3(Kozai 1962 Lidov 1962 Morais & Namouni 2016).

The phase space structure near 2015 BZ509’s orbit may be visualized through the distribution of the 61 clones’ initial conditions that were present in the first billion years after planet formation (i.e. in the interval [−4.5:−3.5] billion years).4 At 3.5 billion years in the past, there were 36 clones in the co-orbital region, 15 in the scattered disc region, and 10 in the Oort cloud region.

The clones do not cluster in terms of co-orbital orbits, non-co-orbital ones, ejected or Sun-colliding orbits indicating, in mathematical terms, that the set of long-term stable orbits, and the set of unstable orbits are dense in parameter space around the nominal orbit. In physical terms, this means that a stability island does exist but different nearby orbits within it have different lifetimes. Dynamical instability and removal from the co-orbital region is likely caused by a slow chaotic diffusion from the secular and near-mean motion resonances similar to that of the Trojan asteroids (Tsiganis et al. 2005 Robutel & Gabern 2006).

Running the simulation further back in time to test orbital stability shows that the clones in the co-orbital region, scattered disc and Oort cloud number (14, 3, 8) at 9 billion years, (8, 3, 5) at 14 billion years, and (2, 2, 1) at 30 billion years. At 42.91 billion years, the last co-orbital clone leaves Jupiter’s orbit with a stable motion into the scattered disc region. The slow number decay of stable co-orbitals is further indication of possible chaotic diffusion. However, on such very long integration timespans, accumulation of numerical error could contribute to the clone’s earlier exit from the co-orbital region. That is why the 42.91 billion year estimate is likely a lower bound on the clone’s lifetime. A finer analysis of the dynamics in the co-orbital region is required to ascertain the various diffusion times associated with the secular and near-mean motion resonances as well as the role of numerical error in the asteroid’s evolution on very long time-scales. The decreasing number of Oort cloud clones is caused by the Galactic tide as it conserves the vertical component of angular momentum forcing slow cyclic oscillations of the clone’s eccentricity and inclination that lead to collisions with the planets (Heisler & Tremaine 1986).

The presence of 2015 BZ509 in retrograde co-orbital resonance early in the Solar system’s timeline is unexpected from the standpoint of Solar system formation theory as retrograde Centaurs are believed to originate in the scattered disc or the Oort cloud well after the planets settled down dynamically (Brasser et al. 2012). Furthermore, planet formation models cannot produce such a primordial large inclination orbit as that of 2015 BZ509 with the planets on nearly coplanar orbits interacting with a coplanar debris disc that must produce the low inclination small body reservoirs of the Solar system such as the asteroid and Kuiper belts (Pfalzner et al. 2015). This implies that 2015 BZ509 was captured from the interstellar medium. In this respect, even the low-probability long-lived orbits found in the scattered disc and Oort cloud regions should have an interstellar origin because of their location and high inclinations at the end of planet formation. Interstellar capture events can occur during planet formation in a tightly packed star cluster whose relaxation was more violent than the one that was thought to have formed the Oort cloud in the Sun’s birth cluster early in the Solar system’s history (Levison et al. 2010) as the smallest captured semimajor axis was only 1100 au.

The one million clone simulation provides further evidence that there are currently more extrasolar asteroids in the Solar system. In effect, if more objects were captured along 2015 BZ509 by Jupiter early in the Solar system’s history, the less stable orbits must have left the co-orbital region by way of chaotic diffusion into the polar corridor. This occurs because the N-body problem is time-reversible and unstable clones of 2015 BZ509 that are followed into the future exit the co-orbital region and end up in the polar corridor. The prominent presence of the polar corridor in the simulation over the age of the Solar System mainly in the trans-Neptunian region implies that it is currently populated by extrasolar asteroids. Interestingly, a structure similar to the polar corridor was observed in the known nearly polar trans-Neptunian objects (TNOs) (Gladman et al. 2009 Chen et al. 2016 Morais & Namouni 2017). Integrations of a 1000 clones of TNOs (471325) and 2008 KV42 over 1 billion years have shown their orbits to evolve towards larger semimajor axes while they cluster around 90° inclination.

The presence of extrasolar asteroids bound to the Solar system early in its history implies the need for a revision of planet formation theory as such interstellar contamination of small body reservoirs will affect not only the dynamics of small bodies but also their physical properties. Observed discrepancies such as that of Trojan colours may originate in a different Trojan origin at different planets (Jewitt 2018).

The stability search method presented here is new and is aimed at beating dynamical unpredictability in one of the most ch aotic regions of the Solar system using large statistics and intensive computing. It is similar in principle to the orbit determination of newly discovered multiplanet systems that are systematically vetted for stability upon discovery and only the stable orbits are chosen from the available range of observational error bars. In both problems, a stable configuration is preferable to an unstable one as the opposite would imply that the system is being observed at a preferred epoch. Applying systematically our new method to Centaurs and TNOs will help constrain their origin and improve our understanding of Solar system formation.


Classification of asteroids

In the mid-1970s astronomers using information gathered from studies of colour, spectral reflectance, and albedo recognized that asteroids could be grouped into three broad taxonomic classes, designated C, S, and M. At that time they estimated that about 75 percent belonged to class C, 15 percent to class S, and 5 percent to class M. The remaining 5 percent were unclassifiable because of either poor data or genuinely unusual properties. Furthermore, they noted that the S class dominated the population at the inner edge of the asteroid belt, whereas the C class was dominant in the middle and outer regions of the belt.

Within a decade that taxonomic system was expanded, and it was recognized that the asteroid belt comprised overlapping rings of differing taxonomic classes, with classes designated S, C, P, and D dominating the populations at distances from the Sun of about 2, 3, 4, and 5 AU, respectively. As more data became available from further observations, additional minor classes were recognized. For discussion of the relationship of the asteroid classes to their composition, see below Composition.


Voir la vidéo: Asteroidi (Juillet 2021).