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Tout comprendre sur :  le système solaire

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Mercure est étonnamment dense, et cela est apparemment dû au fait qu’elle ait un noyau ferreux particulièrement important. L’atmosphère ténue de Mercure laisse à sa surface le témoignage de bombardements d’astéroïdes ayant eu lieu dans sa jeunesse.

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Taille : 4878 km de diamètre
Masse : 330,2×10^21 kg
Distance au soleil : de 46 Millions de km (Périhélie) à 70 Millions de km (Aphélie)
Distance depuis la Terre : 90 Millions de km à 210 Millions de km
Température : Entre -175°C et 427°C
Temps pour l’atteindre : 6 ans
1 jour mercurien : 176 jours terrestres
1 année mercurienne : 88 jours terrestres
Missions vers Mercure : Mariner 10, Messenger, Bepicolombo
Surface : Paysage désolé fait de cratères et de fissures

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Les principaux satellites naturels du Système solaire, à l'échelle par rapport à la Terre.

Un satellite naturel est un objet céleste en orbite autour d'une planète ou d'un autre objet plus grand que lui-même et qui n'est pas d'origine humaine, par opposition aux satellites artificiels. Ils peuvent être de grosse taille et ressembler à de petites planètes. De tels objets sont également appelés lunes, par analogie avec la Lune, le satellite naturel de la Terre.

Techniquement, le terme pourrait s'appliquer à une planète orbitant une étoile, ou même une étoile orbitant un centre galactique, mais une telle utilisation est rare. En temps normal, il désigne les satellites naturels des planètes, planètes naines et petits corps.

On suppose que les satellites naturels orbitant relativement proches d'une planète sur une orbite prograde se sont formés dans la même région du disque protoplanétaire à l'origine de cette planète. Par opposition, les satellites irréguliers (orbitant généralement sur des orbites distantes, inclinées, excentriques ou rétrogrades) seraient des objets étrangers capturés et éventuellement fragmentés lors de collisions.

Il y a trois causes permettant la création d'un satellite : l' accrétion, la capture et la collision.

Lors de la formation d'une planète, on retrouve des morceaux de roches, des poussières de glace et des gaz tourbillonnants en forme de disque autour. Les bouts de roches s'agglutinent pour former un grumeau, qui sous les chocs d'autres fragments rocheux crée une sphère de roche qui grossit et absorbe les éventuels grumeaux voisins. Elle finit par dominer le disque et reste seule en orbite, donnant naissance à un satellite.

Un modèle permet d'expliquer que la grande majorité des satellites réguliers du système solaire est formé à partir de l'accrétion d' anneaux planétaires. Au cours du temps, ces anneaux " visqueux " entourant des planètes géantes ou des planètes dites " telluriques " telles que la Terre ou Pluton (la prédiction de ce modèle ne fonctionne pas uniquement pour la répartition des satellites de Jupiter) s'étalent (près de la planète les forces gravitationnelles tendent à faire s'accréter les grains qui les constituent mais les forces de marée les en empêchent) et lorsqu'ils atteignent une certaine distance de la planète (appelée " limite de Roche "), la gravité l'emporte sur l'effet de marée, ils forment ainsi de petits agrégats qui se détachent progressivement (sur des millions d'années) et s'éloignent. Les anneaux donnent ainsi naissance à des satellites en orbite autour de la planète, certains de ces anneaux ayant depuis disparu alors que le processus se poursuit sur Saturne par des cycles de confinement et de déconfinement des anneaux de quelques millions d'années : lorsqu'un gros satellite s'éloigne, par le mécanisme d' action et réaction, il repousse l'anneau sous la limite de Roche (confinement) ; lorsque le satellite est suffisamment éloigné, l'anneau s'étale à nouveau pour redépasser la limite de Roche (déconfinement).

Cas le plus rencontré : il faut que deux astéroïdes (rarement un seul), gravitant l'un près de l'autre s'approchent suffisamment d'une planète pour que son champ gravitationnel ne soit pas négligeable. Dès lors, l'astéroïde le plus proche ou le plus massif de la planète se retrouve happé dans le champ gravitationnel de cette dernière. Sa trajectoire est alors modifiée par la force de l'attraction de l'astre qui s'ajoute aux autres forces exercées sur celui-ci ( inertie, attraction de l'autre astéroïde, etc.). Si l'attirance de l'astre est la plus forte, la liaison entre les deux astéroïdes cède, le jumeau reçoit ainsi une impulsion d'énergie et file dans l'espace tandis que l'autre astéroïde commence son premier tour d'orbite ainsi que sa vie de satellite.

Dernier cas, qui est aussi le plus rare : il se produit lorsqu'un astéroïde de taille monstrueuse heurte une planète. Lors de ce choc titanesque, un panache de matière jaillit de l'impact, contenant roche et même des fragments du noyau de la planète. Cette matière va s'agglomérer, formant un nouveau corps. Mais ce dernier, trop lourd à cause de la masse métallique extraite du noyau de la planète, chute à nouveau et va percuter une seconde fois la planète. Cette fois, la partie arrachée du noyau se fond quasi totalement avec celui de la planète. Le panache ainsi formé sera donc exempt de particules métalliques, plus lourdes. Ce dernier va tout de même se scinder en deux, une partie retournera à l'astre, l'autre commencera une orbite. Cette matière va s'agglomérer de façon à créer un nouveau satellite. Toute cette séquence peut prendre seulement vingt-quatre heures.

Il existe des exceptions ou des variations à ce modèle standard de formation. En particulier, les couples Terre-Lune et peut-être Pluton-Charon tireraient leur origine de la collision de deux grands objets proto-planétaires. La matière éjectée en orbite autour du corps central aurait alors formé un ou plusieurs objets par accrétion. On pense par ailleurs que les satellites d'astéroïdes se forment principalement par ce processus.

Définition

Le terme de " satellite " ne possède pas de définition scientifique précise. En particulier, l'existence de couples Pluton- Charon et Terre- Lune, où le rapport des masses entre le corps central et son satellite n'est pas aussi prononcé que dans la plupart des autres systèmes, rend difficile la détermination d'une limite séparant un système satellitaire d'une planète double. Une définition commune suppose qu'un système satellitaire doit posséder un barycentre situé sous la surface du corps le plus massif, mais elle n'est pas officielle et reste arbitraire.

À l'autre bout de l'échelle, les systèmes annulaires autour des géantes gazeuses du Système solaire sont composés de petits morceaux de glace et de roche ; il n'existe aucune limite définissant une taille à partir de laquelle un tel morceau est suffisamment grand pour être considéré comme un satellite à part entière.

Terminologie

Le premier satellite naturel connu est la Lune. Jusqu'à la découverte des satellites galiléens en 1610, aucune occasion ne s'est donc présentée pour caractériser de tels objets. Galilée choisit pour sa part le terme grec latinisé stellae planetæ (" étoiles errantes ", par opposition aux étoiles fixes) pour les désigner. C'est Képler qui les nomme " satellites " en 1611, du latin satelles signifiant " gardien " ou " compagnon ", le satellite semblant accompagner la planète dans ses déplacements.

Christian Huygens, le découvreur de Titan, est le premier à utiliser le terme " lune " pour ce type d'objet, appelant Titan Luna Saturni ou Luna Saturnia (" lune de Saturne " ou " lune saturnienne ").

Au fil des découvertes, le terme est abandonné ; Jean-Dominique Cassini utilise parfois le terme de " planètes " pour ses découvertes, mais plus souvent celui de " satellites ".

Le terme de " satellite " devient la norme pour décrire un objet en orbite autour d'une planète, permettant d'éviter l'ambiguïté de " lune ". Cependant, en 1957, le lancement de Spoutnik 1, le premier objet artificiel en orbite autour de la Terre, rend nécessaire la distinction entre les satellites artificiels et les satellites naturels. Le terme simple de " satellite " tend à désigner principalement les objets artificiels et le terme " lune " est à nouveau souvent employé. Par contre, on appelle toujours " satellite " les nouveaux corps détectés autour d'objets eux-mêmes en orbite autour du Soleil (leur désignation provisoire est " S " suivi d'un numéro, comme S/2004 N 1).

Satellites naturels du Système solaire

À la mi-, on connaît plus de 620 satellites naturels dans le Système solaire dont au moins 416 autour d'un astéroïde et 205 satellites confirmés autour des planètes du Système solaire : Jupiter en compte 79, Saturne 82 (plus environ 150 lunes mineures), Uranus 27, Neptune 14, Mars 2 et la Terre 1. On connaît 9 lunes orbitant autour de planètes naines : 5 pour Pluton, 2 pour Hauméa, 1 pour Makémaké et 1 pour Éris. Environ 200 autres (dont au moins une quarantaine ayant une désignation provisoire ou définitive) ont été découvertes autour d' astéroïdes et autres petits corps du Système solaire. Certaines études [Lesquelles ?] estiment que 15 % des objets transneptuniens possèdent au moins un satellite.

Les lunes du Système solaire d'un diamètre supérieur à 2 000 km sont la Lune (satellite de la Terre), les lunes galiléennes de Jupiter ( Io, Europe, Ganymède et Callisto), Titan (lune de Saturne) et Triton (lune de Neptune). Toutes ces lunes sont plus grandes que Pluton. Ganymède et Titan sont plus grandes que Mercure, la plus petite des planètes du Système solaire.

Les géantes gazeuses possèdent des systèmes entiers de satellites naturels, dont plusieurs ont une taille comparable à la Lune. Parmi les planètes internes, Mercure et Vénus n'ont aucun satellite, la Terre en possède un unique de grande taille (la Lune) et Mars deux lunes minuscules ( Phobos et Déimos). Parmi les planètes naines, Cérès n'en possède pas (au contraire de nombreux autres objets de la ceinture d'astéroïdes) ; Éris en possède un ( Dysnomie) ; Makémaké en possède également un ( S/2015 (136472) 1) ; Hauméa deux ( Hiʻiaka et Namaka) ; Pluton cinq ( Nix, Hydre, Charon, Kerbéros et Styx). Les candidats parmi d'autres au statut de planète naine Orcus et Quaoar en possèdent aussi chacun un.

La plupart des satellites naturels proches sont en rotation synchrone avec le corps autour duquel il tourne, ce qui signifie qu'ils tournent sur eux-mêmes en autant de temps qu'ils effectuent une révolution complète autour de la planète, et présentent ainsi toujours la même face vers la planète (c'est le cas par exemple de la Lune). Parmi les exceptions, Hypérion, une lune de Saturne, tourne de façon chaotique à cause de plusieurs influences extérieures.

En revanche, les satellites extérieurs des géantes gazeuses en sont trop éloignés pour être en rotation synchrone. Par exemple, Himalia (lune de Jupiter), Phœbé (lune de Saturne) et Néréide (lune de Neptune) ont une période de rotation de 10 h et une période orbitale de centaines de jours.

On ne connaît aucun satellite naturel d'un autre satellite naturel dans notre Système solaire. On ne sait pas si de tels objets sont stables à long terme. Dans la plupart des cas, la force de marée causés par l' objet primaire rend un tel système instable. En théorie, un satellite secondaire peut exister à l'intérieur de la sphère de Hill d'un satellite primaire, mais aucun objet de ce type n'a encore été détecté. Des recherches ont été effectuées pour trouver un satellite de la Lune, sans succès.

Mais même si aucun satellite naturel n'est découvert autour d'un autre satellite des objets suivant une trajectoire de quasi-satellite peuvent orbiter temporairement autour d'un satellite. C'est ce qu'a réalisé l' Union soviétique avec sa sonde Phobos 2 en 1989 autour du satellite martien du même nom.

Un projet de la NASA prévoit de mettre un astéroïde de taille moyenne en orbite autour de la Lune et peut être le premier satellite d'un satellite connu, projet abandonné.

L'exoplanète Kepler-1625 b peut avoir un satellite naturel ( Kepler-1625 b I) dont un autre satellite naturel orbite autour du satellite naturel. La lune extrasolaire Kepler-1625 b I est un satellite naturel de la taille de Neptune, or, on n'a jamais découvert un satellite naturel aussi grand dans notre Système solaire ce qui rend possible l'existence de satellites de satellites dans d'autres systèmes planétaires.

Deux lunes possèdent des petits compagnons à leurs points de Lagrange L ₄ et L ₅, appelés lunes co-orbitales par analogie avec les astéroïdes troyens de Jupiter :

Un satellite de planète mineure est un astéroïde en orbite autour d'un autre astéroïde. On considère généralement qu'ils sont formés des débris résultant d'un impact impliquant l'astéroïde primaire. D'autres systèmes pourraient avoir été formés par de petits objets capturés par la gravité d'un corps plus grand. Au début des années 1990, la découverte de la petite lune Dactyle orbitant autour de (243) Ida a confirmé que les astéroïdes peuvent également posséder des satellites naturels. Certains corps, comme (90) Antiope, sont des astéroïdes doubles formés de deux composants de taille similaire. Plusieurs astéroïdes ayant deux satellites sont aujourd'hui connus, dont (87) Sylvia.

La table suivante regroupe les lunes du Système solaire selon leur diamètre moyen et le corps autour duquel elles orbitent. La colonne de droite inclut certains autres objets notables (planètes, planètes naines, astéroïdes, transneptuniens) à titre de comparaison.

Sur les autres projets Wikimedia :

Science&Vie Junior, Les lunes du système solaire : Naissance des satellites, Mathilde Fontez, Paris, 1913, 230,

Science&Vie Junior, Le bing bong de la lune, Fabrice Nicot, Paris, 1913, 162,

La cité des sciences

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Un satellite naturel est un objet céleste en orbite autour d'une planète ou d'un autre objet plus grand que lui-même et qui n'est pas d'origine humaine, par opposition aux satellites artificiels. Ils peuvent être de grosse taille et ressembler à de petites planètes.

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Mouvement des satellites et des planètes - Spé physique Terminale

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Vénus possède une atmosphère de dioxyde de carbone 90 fois plus épaisse que sur la Terre, ce qui provoque un remarquable effet de serre. Il en résulte une température extrême, la plus brûlante de toutes les planètes : il y règne une température d’environ 477°C ! 

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Autre nom :  étoile du berger
Taille :  12104 km de diamètre
Masse :  4,867E24 kg (0,815 Masse terrestre)
Distance au Soleil :  de 107 Millions de km (Périhélie) à 109 Millions de km (Aphélie)
Caractéristique : Tourne sur elle-même dans le sens opposé des autres planètes
Température : 480°C au sol, de jour comme de nuit
Observation : Objet le plus lumineux après le Soleil et la Lune
1 jour vénusien : 243 jours terrestres
1 année vénusienne : 224 jours terrestres
Rotation de la couche nuageuse : 4 jours seulement

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La Terre est à ce jour la seule planète connue pour abriter en abondance de l’eau à l’état liquide et de la vie. C’est également la planète la plus connue de l’homme. Depuis des siècles elle est étudiée dans ses coins les plus reculés

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Taille : 12742 km de diamètre
Masse : 5,972E24 kg (5,97200 × 10^21 tonnes)
Distance au Soleil : 150 millions de km
Distance à la Lune : 384 400 km
Caractéristique : seule planète connue abritant la vie
Âge : 4,54 milliards d’années
Population humaine : 7 milliards

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En 2004, les astronomes dirigeant la mission « Mars Exploration Rover » de la NASA ont confirmé que de l’eau à l’état liquide exista jadis sur la surface de Mars !Auparavant, les scientifiques avaient émis l’hypothèse de l’existence d’eau sur Mars en des temps reculés, en raison de l’état de sa surface qui ressemblait à de l’érosion, comme ce que l’on trouve sur Terre. Aujourd’hui, l’atmosphère de dioxyde de carbone présente sur Mars est tellement fine que c’est une planète froide et sèche, avec des pôles d’eau gelée et de dioxyde de carbone. Mais il semble que de petits jets d’eau provenant de la croûte martienne continuent de remonter à la surface par endroits. 

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Taille : 6779 km de diamètre
Masse :  639e21 kg (6,39 × 10^20 tonnes)
Distance au Soleil : de 207 millions de km (Périhélie) à 250 millions de km (Aphélie)
Distance à la Terre: de 56 à 400 millions de km
Caractéristique : planète la plus étudiée après la Terre
Observation : visible à l’œil nu, couleur rouge
1 jour martien : Un peu plus d’un jour terrestre (24h 39 mn)
1 année martienne : 687 jours terrestres
Robots au sol : Opportunity (M.E.R) et Curiosity (M.S.L)

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Jupiter est la plus grosse planète de notre Système solaire. Son atmosphère d’hélium et d’hydrogène contient de gros nuages colorés, et son immense magnétosphère, ses anneaux et satellites en font à elle seule un véritable système planétaire. Une des plus grosses lunes de Jupiter, Io, possède des volcans qui font de sa surface la plus chaude de tout le système solaire. Au moins quatre des satellites de Jupiter possèdent une atmosphère, et au moins trois sont susceptibles de contenir de l’eau à l’état liquide ou partiellement gelée. Il se peut qu’Europe, un autre satellite de Jupiter, possède tout un océan d’eau liquide sous sa croûte glacée !
La lune Callisto est très éloignée de Jupiter, et semble particulièrement âgée. Quant à Ganymède, c'est le plus gros des satellites joviens : il est plus grand que la planète Mercure !

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Taille : 142984 km de diamètre
Masse : 1.90 × 10^27 kg (318 Terres)
Distance au soleil : 778,5 millions de km
Distance depuis la Terre : 600 Millions de km
Température : -161°C
1 jour jovien : 10 heures
1 année jovienne : 12 ans terrestres
Missions vers Jupiter : Galileo, Juno
Surface : Gaz d’hydrogène et d’hélium

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Saturne, la rivale de Jupiter, possède un système d’anneaux bien plus complexe et un nombre équivalent de satellites. Titan, l’un des satellites de Saturne, possède l’atmosphère la plus épaisse de tous les autres satellites du système solaire. Une autre lune de Saturne, Encelade, possède des geysers d’eau liquide. Quant à Uranus et Neptune, elles possèdent peu d’hydrogène en proportion de Jupiter et Saturne ; Uranus, qui possède également des anneaux, a la particularité d’avoir une rotation à 98° sur le plan de son orbite.

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Place dans le système solaire : 6e planète
Taille : 116464 km de diamètre (2e plus grosse planète, 750 fois la taille de la Terre)
Masse : 5,683 × 10^26 kg
Distance au soleil : 1,429 milliard de km
Distance maximale depuis la Terre : 1 658 millions de km
Température : -180°C
1 jour sur Saturne : 10,6 heures.
Une année saturnienne : 29,5 ans
Surface : Gaz d’hydrogène et d’hélium

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Septième planète du système solaire, Uranus est une géante gazeuse bleue. On ne connait pas très bien la composition interne de cette planète, mais on est certain qu’elle est différente de celle de Jupiter et Saturne. Sa couleur bleue est due à une forte présence de méthane. 

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Place dans le système solaire : 7e planète
Taille : 50724 km de diamètre (3e plus grosse planète)
Masse : 8,681 0×1025 kg
Distance au soleil : 3 milliards de km
Distance maximale depuis la Terre : 3 157 millions de km
Température : −225 °C
1 jour sur Uranus : 17 heures.
Une année sur Uranus : 84 ans
Surface : gaz, roches en fusion et glaces

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Elle est la dernière géante gazeuse de notre système solaire. Il n’est possible de l’observer qu’à l’aide d’un télescope. Les scientifiques pensent que sa composition interne est similaire à celle d’Uranus, de même que sa couleur bleue est due à la présence de méthane. 

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Place dans le système solaire : 8e planète
Taille : 49 244 km de diamètre
Masse : 1,024 × 10^26 kg
Distance au soleil : 4,498 milliards km
Distance maximale depuis la Terre : 4 687 millions de km
Température : −218 °C
1 jour sur Neptune : 16 heures.
Une année sur Neptune : 164,79 ans
Surface : gaz, roches en fusion et glaces

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Une météorite est un fragment de roche ou de métal provenant de l'espace qui survit à son passage dans l'atmosphère terrestre et atteint le sol.

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METEORS | The Dr. Binocs Show | Kids Learning Videos By Peekaboo Kids

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Constituées principalement de silicates, elles sont les plus courantes (ex. : chondrites).

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Types de météorites: Météorites rocheuses

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Types de météorites: Météorites rocheuses

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Composition

Silicates : Elles sont principalement composées de minéraux silicatés comme l'olivine et le pyroxène.

Éléments métalliques : Elles contiennent parfois de petites quantités de fer et de nickel sous forme de grains disséminés.

Apparence et texture

Couleurs variées : du gris au noir, parfois avec des nuances vertes ou brunâtres.

Surface souvent recouverte d'une croûte de fusion due à leur passage dans l'atmosphère terrestre.

Texture granulaire ou cristalline à l'intérieur.

Propriétés physiques

Densité : Plus faible que celle des météorites métalliques, mais supérieure à celle des roches terrestres.

Magnétisme : Peu magnétique en raison de leur faible teneur en fer-nickel.

Résistance : Moins résistantes que les météorites métalliques.

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Cette vidéo offre une explication détaillée des différentes classifications des météorites, ce qui peut vous aider à mieux comprendre où se situent les météorites mixtes dans cette classification.ok at meteorites

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Les météorites mixtes, également appelées lithosidérites, sont des météorites composées à la fois de métal (fer et nickel) et de silicates. Elles représentent une catégorie intermédiaire entre les météorites pierreuses et métalliques.

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Une comète est un petit corps céleste composé principalement de glace, de poussières et de gaz gelés.

Composants principaux :

Noyau : Partie solide de la comète.

Chevelure : Atmosphère temporaire qui entoure le noyau.

Queue : Gaz et poussières poussés par le vent solaire.

Différence avec les astéroïdes : Les comètes contiennent de la glace, contrairement aux astéroïdes.

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Origine des comètes :

Nuage de Oort (origine lointaine).

Ceinture de Kuiper (près de l'orbite de Neptune).

Types de comètes :

Comètes à courte période (réapparaissent souvent, ex. : comète de Halley).

Comètes à longue période (apparaissent rarement).

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La comète de Halley est l'une des comètes les plus célèbres, connue pour sa régularité et son histoire riche. Voici ses principales caractéristiques :

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Nom complet : Comète 1P/Halley (le "1P" indique qu’elle est la première comète périodique identifiée).

Période orbitale

Elle réapparaît environ tous les 76 ans, ce qui en fait une comète à courte période.

Dernière apparition : 1986.

Prochaine apparition : 2061.

Taille et structure

Taille du noyau : Environ 15 km de long et 8 km de large.

Masse : Estimée à 2,2 × 10¹⁴ kg.

Albédo (réflectivité) : Très faible, environ 0,03, ce qui signifie qu’elle est très sombre et absorbe la plupart de la lumière qu’elle reçoit.

Composition : Un mélange de glace (eau, dioxyde de carbone, monoxyde de carbone) et de poussières.

Origine

La comète de Halley provient de la Ceinture de Kuiper ou d'une région adjacente.

Caractéristiques de la comète de Halley

La comète de Halley est l'une des comètes les plus célèbres, connue pour sa régularité et son histoire riche. Voici ses principales caractéristiques :

Nom officiel

Nom complet : Comète 1P/Halley (le "1P" indique qu’elle est la première comète périodique identifiée).

Période orbitale

Elle réapparaît environ tous les 76 ans, ce qui en fait une comète à courte période.

Dernière apparition : 1986.

Prochaine apparition : 2061.

Taille et structure

Taille du noyau : Environ 15 km de long et 8 km de large.

Masse : Estimée à 2,2 × 10¹⁴ kg.

Albédo (réflectivité) : Très faible, environ 0,03, ce qui signifie qu’elle est très sombre et absorbe la plupart de la lumière qu’elle reçoit.

Composition : Un mélange de glace (eau, dioxyde de carbone, monoxyde de carbone) et de poussières.

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Un article de Wikipédia, l’encyclopédie libre.

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NASA ScienceCasts: The Lasting Impacts of Comet Shoemaker-Levy 9

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Définition : Un astéroïde est un petit corps rocheux qui orbite autour du Soleil.

Caractéristiques principales :

Taille : De quelques mètres à plusieurs centaines de kilomètres.

Composition : Roches, métaux et parfois glace.

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Les images éblouissantes de cet astéroïde dans le ciel russe

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Cérès : Le plus grand astéroïde et une planète naine.

Vesta : Un des astéroïdes les plus brillants.

Apophis : Astéroïde dont la trajectoire est étudiée de près par les scientifiques.

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Type : Planète naine et astéroïde.

Taille : Cérès a un diamètre d'environ 940 kilomètres, ce qui en fait le plus grand objet de la ceinture d'astéroïdes.

Composition : Cérès est principalement composé de roches et d'eau glacée. Sa surface présente des signes d'activités géologiques passées, comme des montagnes et des cratères.

Position : Cérès se trouve dans la ceinture d'astéroïdes entre Mars et Jupiter.

Découverte : Découvert par l'astronome italien Giuseppe Piazzi en 1801.

Statut actuel : En 2006, Cérès a été reclassé comme une planète naine par l'Union Astronomique Internationale.

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Le , la sonde spatiale de la NASA a été lancée afin de l'explorer. Après avoir étudié l'astéroïde Vesta en 2011-2012, elle a été dirigée vers Cérès, autour de laquelle elle s'est mise en orbite à 61 000 kilomètres d'altitude le .

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Type : Astéroïde de type S (silicate).

Taille : Avec un diamètre de 525 kilomètres, Vesta est le deuxième plus grand astéroïde de la ceinture principale.

Composition : Vesta est constitué de roches silicatées et possède une surface très contrastée avec des régions sombres et lumineuses.

Caractéristiques uniques :

Une des surfaces les plus brillantes parmi les astéroïdes, en raison de la composition de ses roches.

Possède un énorme cratère, le cratère Rheasilvia, qui couvre une grande partie de l'hémisphère sud de l'astéroïde.

Découverte : Découvert par l'astronome allemand Heinrich Wilhelm Olbers en 1807.

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Type : Astéroïde de type S.

Taille : Apophis mesure environ 370 mètres de diamètre.

Composition : Principalement composé de roches silicatées et de métaux.

Caractéristiques spéciales :

Apophis est célèbre en raison de sa trajectoire rapprochée de la Terre et de son potentiel risque d'impact (initialement estimé à 2,7% en 2029).

Après des études approfondies, il a été déterminé que l'astéroïde ne représentait pas une menace immédiate pour la Terre, mais il reste un objet surveillé régulièrement.

Découverte : Découvert en 2004 par les astronomes du projet LINEAR (Lincoln Near-Earth Asteroid Research).