Astronomie

Les astéroïdes ont-ils un champ gravitationnel ?

Les astéroïdes ont-ils un champ gravitationnel ?

Je sais que les astéroïdes sont d'énormes morceaux de roche, en orbite autour d'un système solaire. Les astéroïdes ont-ils un champ gravitationnel et s'attirent-ils gravitationnellement pour former des planètes ?


Par définition, la gravité est le résultat de la masse. Tout corps avec une masse non nulle (même des atomes) aura un champ gravitationnel qui lui est associé. Plus la masse est élevée, plus le champ sera fort. C'est la base de la mécanique classique. Jusqu'à ce que nous atteignions l'échelle quantique où la force gravitationnelle est dominée par 3 autres forces et le champ gravitationnel devient sans importance.

En ce qui concerne le champ gravitationnel des astéroïdes, il existe, mais il est très faible. Cependant, en quelques millions d'années, ces petits astéroïdes se combinent pour former de grandes masses de corps que nous appelons maintenant planètes. C'est l'une des principales théories de la formation du système solaire, où la gravité des petites particules de poussière de la première génération d'étoiles désintégrées au fil du temps s'est accumulée pour nous donner ce que nous appelons maintenant notre système solaire. Pensez-y comme ça, chaque planète que vous voyez maintenant aurait été un astéroïde à un moment donné de son évolution.

Une autre preuve à l'appui est la présence de nombreux astéroïdes binaires qui gravitent autour d'un centre de masse commun, ce qui nécessite une attraction gravitationnelle.


Sûr. Quelconque la masse a son champ gravitationnel. Cependant, sa taille est proportionnelle à la masse, donc comme la plupart des astéroïdes ont peu de masse, ils ont peu de champ gravitationnel, et donc ne tirent que très légèrement les uns sur les autres, ce qui n'a pas assez d'effet pour les faire se regrouper.

Typiquement, leur différence de quantité de mouvement/vitesse est trop grande pour être supprimée par la petite attraction de la gravitation entre eux.


Certainement! Tout ce que vous voyez autour de vous qui a une masse, votre chien, votre maison, votre voiture ou vous-même, ils ont tous un champ gravitationnel et ils exercent une attraction gravitationnelle sur tout ce qui les entoure. Et tout ce qui les entoure exerce ce recul gravitationnel. Cette attraction est cependant si faible que nous ne pouvons pas la percevoir avec nos sens. La gravité est un résultat direct de la masse et plus la masse d'un objet est grande, plus son attraction gravitationnelle est grande.

Vous pouvez extrapoler ce paradigme à tout ce qui existe dans l'espace ! Des plus petites particules de poussières et de comètes aux plus grandes étoiles et galaxies. Un astéroïde qui s'écrase sur une planète est attiré par l'attraction gravitationnelle de la planète mais en même temps, l'astéroïde attire la planète. Finalement, c'est ainsi que les planètes se développent.

Tous les corps célestes de notre ciel n'existeraient pas s'ils n'avaient pas de champ gravitationnel. (1) De petites particules de poussière entrent en collision les unes avec les autres, formant de plus grosses roches. (2) Les roches plus grosses se heurtent davantage (ou si elles sont assez grosses -plusieurs dizaines de mètres- pourraient s'attirer les unes les autres) pour former des comètes et des astéroïdes. (3) Les comètes et les astéroïdes à leur tour, fusionneront avec d'autres astéroïdes et roches et formeront des planètes naines et d'autres planètes telluriques. (4) Si ces planètes gagnent en masse, elles seront capables d'attirer du gaz et elles formeront des géantes gazeuses. (5) Et si les géantes gazeuses gagnent encore plus de masse, elles se transformeront en étoiles plus petites ou plus grandes.


Vous avez posé deux questions.

Les astéroïdes ont-ils un champ gravitationnel.

Bien sûr. Même un grain de poussière microscopique a un champ gravitationnel.

S'attirent-ils gravitationnellement pour former des planètes ?

Pas plus. Au cours de la formation du système solaire, des objets semblables à des astéroïdes et à des comètes sont entrés en collision pour construire des objets plus gros, qui à leur tour sont entrés en collision pour former des objets encore plus gros, et ainsi de suite, finissant par construire les noyaux des planètes géantes et plus tard, les planètes terrestres. Mais cette étape s'est terminée il y a longtemps, peu de temps après la formation du système solaire.

Les astéroïdes attirent bien sûr d'autres objets par gravité, mais cette attraction est si faible en raison des petites masses d'astéroïdes qu'elle est facilement submergée par d'autres forces perturbatrices. La grande majorité des astéroïdes se situent entre Mars et Jupiter, et Jupiter est le principal coupable pour expliquer pourquoi aucune planète n'existe dans cet espace.

Lorsque deux corps astronomiques entrent en collision, l'un des résultats est une collision purement inélastique qui fait que deux corps forment un seul corps. Cela ne se produit qu'avec une collision plutôt légère. Une collision plus énergique entraînera l'expulsion d'une certaine masse. Une collision encore plus énergique entraînera l'expulsion de beaucoup de masse ; les corps en collision deviennent de nombreux corps plus petits. À quelques exceptions près, ce dernier est ce qui se passe parmi les astéroïdes aujourd'hui, et depuis plus de quatre milliards d'années environ.

Jupiter est un corps perturbateur si énorme que les collisions dans la ceinture d'astéroïdes sont généralement très énergétiques. Au lieu de former des corps de plus en plus grands, la ceinture d'astéroïdes est progressivement divisée en corps de plus en plus petits. Certains de ces corps collisionnels sont éjectés du système solaire grâce aux interactions avec Jupiter. Les plus petits résultats de ces collisions migrent vers le soleil grâce à l'effet Poynting-Robertson.


Comment les comètes et les astéroïdes échappent-ils à l'attraction gravitationnelle des autres entités du système solaire ?

Les comètes sont attirées sur une orbite elliptique par l'attraction gravitationnelle du soleil. Habituellement, les comètes ont suffisamment d'énergie pour s'échapper et revenir dans l'espace lointain en dehors du rayon normal du système solaire. Cependant les comètes sont détruites par la chaleur et la gravité du soleil. (On estime que les comètes ont une durée de vie de seulement 5 à 10 000 ans, peut-être 20 000 ans)

On pense qu'une comète n'a pas réussi à échapper au champ gravitationnel de la Terre et a frappé la Sibérie au début des années 1900. La collision de comètes pourrait être responsable d'autres catastrophes dans l'histoire de la Terre.

Tous les astroïdes n'échappent pas non plus à l'attraction gravitationnelle d'autres entités. La lune est marquée par la forme des cratères des collisions astroïdes. On pense que le golfe du Mexique est le résultat d'une énorme collision astroïde provoquant l'extinction massive des dinosaures.

La grande vitesse des comètes et des astroïdes leur permet généralement d'échapper à l'attraction gravitationnelle du soleil et des autres planètes. Cependant, de nombreux astroïdes et comètes entrent en collision avec d'autres objets du système solaire


Apprendre à connaître les astéroïdes sur ADLIVE 2021

La première découverte d'astéroïdes dans les années 1800 a déclenché un flot de curiosité quant à leur composition et leur rôle dans la formation de notre système solaire. En 1995, les scientifiques ont eu le premier aperçu de près des astéroïdes alors que le vaisseau spatial Galileo se dirigeait vers Jupiter, attirant davantage les astronomes et les planétologues. Mais c'est le 17 février 1996 que l'investigation des astéroïdes a véritablement changé à jamais.

C'est à cette date que la NASA a lancé la mission NEAR-Shoemaker sur l'astéroïde Eros. Il s'agissait de la première mission dédiée à un astéroïde et les résultats de cette mission ont commencé l'ère moderne de l'investigation des astéroïdes.

Images stéréoscopiques de l'astéroïde Ryugu. Crédit : Brian May

Dans ce deuxième segment d'Asteroid Day LIVE 2021, nous apprendrons à connaître les astéroïdes mieux que jamais, alors que nous commençons à les voir à travers des yeux scientifiques modernes.

Nous entendrons comment les astronomes classent les astéroïdes et leurs homologues météoritiques, et notre série Meet the Asteroid, produite en association avec The Planetary Society, nous présentera des mini-mondes plus fascinants.

La pièce maîtresse de ce segment est un enregistrement très spécial dans lequel nous entendons le co-fondateur d'Asteroid Day et guitariste de Queen, Brian May, parler de son travail avec Patrick Michel, directeur de recherche au CNRS, France, pour donner vie à des images et à des simulations informatiques d'astéroïdes. à l'aide d'images stéréoscopiques 3D.

Nous aurons également des mises à jour exclusives des principaux chercheurs de la mission Hayabusa2 de la JAXA et du vaisseau spatial OSIRIS-REx de la NASA, qui ont tous deux remporté un succès extraordinaire au cours des douze derniers mois. OSIRIS-REx a réussi à collecter des échantillons de l'astéroïde Bennu, tandis que Hayabusa2 a renvoyé avec succès ses échantillons de l'astéroïde Ryugu sur Terre pour analyse. Nous entendrons ce qui se passera ensuite pour ces missions incroyables.

La capsule de retour Hayabusa2 contenant des échantillons de l'astéroïde Ryugu est récupérée. Crédit : JAXA.

Ce segment se terminera par une table ronde sur la façon dont nous étudions les astéroïdes aujourd'hui et sur certaines des découvertes surprenantes que nous avons faites. Grâce aux diverses missions d'astéroïdes et aux campagnes au sol détaillées, nous savons maintenant qu'ils se présentent sous une grande variété de formes, de tailles, de compositions et de structures internes. Aussi étrange que cela puisse paraître, nous savons maintenant que le faible champ gravitationnel créé par un astéroïde signifie que sa surface peut se comporter davantage comme un fluide que comme un solide dans certaines situations.

Peu importe comment nous le regardons, les astéroïdes vont jouer un grand rôle dans notre future exploration de l'espace. Alors ne soyez pas en reste, assurez-vous de regarder Asteroid Day LIVE 2021 le 30 juin. Cliquez ici pour voir quand il joue dans votre emplacement.

Comment connaît-on un astéroïde ? Julia de Leon, scientifique planétaire, Instituto de Astrofísica de Canarias
NEAR-Shoemaker Reflections Andy Cheng, Co-responsable de l'équipe d'enquête DART, APL
Quels sont les différents types d'astéroïdes ? Julia de Leon, scientifique planétaire, Instituto de Astrofísica de Canarias
Peut-on marcher sur un astéroïde ? Leland Melvin, astronaute
Rencontrez l'astéroïde Bennu avec la Planetary Society
Imagerie stéréoscopique et astéroïdes Brian May, Astrophysicien, Co-fondateur Asteroid Day Patrick Michel, Directeur de recherche, CNRS, Observatoire de la Côte d'Azur
Un message du Broadcasting Center Europe (BCE) Xavier Thillen, responsable de la production et des opérations de médias numériques, BCE
(Japonais) Mise à jour de la mission Hayabusa2
Hôte: Toshihisa Nikaido, Administrateur, JAXA Makoto Yoshikawa, Chef de projet, mission Hayabusa2
Mise à jour de la mission OSIRIS-REx Dante Lauretta, chercheur principal, mission OSIRIS-REx
Que peuvent nous dire les météorites sur les astéroïdes ? Sara Russel, scientifique planétaire, Natural History Museum de Londres
Rencontrez l'astéroïde Vesta avec la Planetary Society
Ce qu'il y a dans une discussion de groupe sur les astéroïdes
Hôte: Lucie Green, Physicienne Solaire, University College London Christopher Snead, Advanced Small Particle Processor, Johnson Space Center Julie Castillo-Rogez, Planetary Geophysicist, Jet Propulsion Laboratory Naomi Murdoch, Planetary Scientist, ISAE-SUPAERO Patrick Michel, Directeur de recherche, CNRS, Côte d 'Observatoire Azur
Comment puis-je travailler avec des astéroïdes ? Leland Melvin, astronaute


Les orbites comme fenêtres sur le passé

Quand vous regardez Hektor - quelque chose qui est assez difficile à faire, car il est petit et éloigné - la première chose que vous remarquerez est sa forme. Comme pour la plupart des astéroïdes, il n'est pas rond, car il est loin d'être assez massif pour être en équilibre hydrostatique. Même pour un astéroïde, Hektor est inhabituel. Les variations de son éclat montrent qu'il doit être allongé. Il y a quelques formes qui pourraient expliquer ses courbes de lumière : une simple goutte convexe, un objet bilobé comme 67P/Churyumov–Gerasimenko, ou même un binaire de contact.

Pour étudier l'orbite de Skamandrios, il est très important de connaître la forme d'Hektor. La Lune orbite à seulement 7,8 Hektor-rayons, ce qui signifie qu'une source majeure de perturbations orbitales est l'astéroïde lui-même. Une modélisation orbitale précise, bien sûr, est donc impossible si nous ne connaissons pas la distribution de masse du primaire. Heureusement, les données d'optique adaptative ont pris en charge le modèle bilobé, et l'équipe a choisi cela comme la configuration la plus probable.

Après avoir rassemblé les observations de Keck de Skamandrios, les astronomes ont utilisé un algorithme appelé Geniode-ANIS pour ajuster un certain nombre de grandeurs : les paramètres orbitaux de la lune, la forme du primaire et les harmoniques de gravité dites de degré deux, qui font partie de la expansion des écarts par rapport au champ gravitationnel d'une sphère. L'astrométrie de Keck, en plus de fournir les tailles et les masses des objets du système, a conduit l'équipe à des conclusions intéressantes :

  • Le système est stable en termes de marée sur des échelles de temps de milliards d'années, ce qui indique que l'orbite de Skamandrios n'a peut-être pas beaucoup changé depuis sa formation.
  • L'excentricité orbitale de la lune est de 0,31, étonnamment grande, et son inclinaison orbitale est de 50,1°. Ces valeurs sont stables car les perturbations dues à la forme d'Hektor ne conduisent pas à un transfert de moment cinétique pouvant conduire à des oscillations d'excentricité ou d'inclinaison.
  • L'orbite est proche de deux résonances de spin d'orbite instables, 1:10 et 2:21. Si elle avait dérivé vers l'un ou l'autre, la lune serait probablement entrée en collision avec Hektor ou aurait été éjectée du système.

En rassemblant les morceaux, les astronomes ont conclu que l'orbite de Skamandrios était primordiale, provenant du même événement qui a formé Hektor. La forte inclinaison excluait un scénario de formation impliquant l'accrétion de débris libres d'un corps perturbé par les marées, qui avait été considéré comme un modèle possible pour la création de systèmes à plusieurs astéroïdes. Au lieu de cela, Marchis et al. ont suggéré que la structure bilobée d'Hektor résultait d'une collision lente entre deux petits objets, qui se sont réunis en un binaire de contact. Au fur et à mesure que la rotation de l'objet combiné augmentait, les éjectas se seraient détachés, fusionnant progressivement en une petite lune.

Cela rappelle assez l'hypothèse d'impact géant que j'ai mentionnée plus tôt, qui soutient qu'une protoplanète est entrée en collision avec une jeune Terre, crachant de la matière dans un disque autour de la planète qui s'est rassemblé dans le corps que nous connaissons maintenant sous le nom de Lune. L'analogie n'est pas parfaite, mais la preuve que les impacts de la formation de la lune peuvent se produire à de nombreuses échelles différentes.

La découverte de Skamandrios n'est qu'un exemple de plus de la façon dont l'optique adaptative continue de permettre des développements révolutionnaires en astronomie. L'AO a été une force motrice derrière notre compréhension des populations d'astéroïdes et d'autres corps mineurs du système solaire. Cela nous a aidé à découvrir des lunes autour de centaines d'astéroïdes, et au fur et à mesure que les progrès de l'optique progressent, il est certain que nous ne cesserons d'en découvrir plus.


Que sont les astéroïdes ?

Représentation d'artiste de la ceinture d'astéroïdes entre Mars et Jupiter. Crédit : David Minton et Renu Malhotra

Il y a 4,6 milliards d'années, notre système solaire s'est formé à partir d'une collection de gaz et de poussière entourant notre soleil naissant. Alors qu'une grande partie du gaz et de la poussière de ce disque protoplanétaire ont fusionné pour former les planètes, une partie des débris est restée.

Certains des débris étaient des restes brisés de planétésimaux – des corps dans la nébuleuse solaire du jeune soleil qui n'ont jamais grandi assez gros pour devenir des planètes, et les scientifiques pensent que de grandes collisions dans le système solaire chaotique primitif ont pulvérisé ces planétésimaux en morceaux plus petits. D'autres débris ne se sont jamais réunis en raison de l'attraction gravitationnelle massive de Jupiter.

Ces restes rocheux sont maintenant les astéroïdes qui parcourent notre système solaire. Étant donné que ces "restes" contiennent des indices sur les premiers jours de notre système solaire, les scientifiques sont impatients de les étudier.

Définition d'un astéroïde

Les astéroïdes sont des corps rocheux et métalliques en orbite autour du soleil. Ils sont fabriqués à partir de différents types de roches et de métaux, les métaux étant principalement du nickel et du fer. On les appelle parfois « planètes mineures », mais elles sont beaucoup, beaucoup plus petites que les planètes ou les lunes. Ils n'ont pas d'atmosphère, mais environ 150 astéroïdes sont connus pour avoir de petites "lunes" en orbite autour d'eux, et certains ont même deux lunes. Il existe également des astéroïdes binaires (doubles), où deux corps rocheux de taille à peu près égale orbitent l'un autour de l'autre, ainsi que des systèmes d'astéroïdes triples.

Au moins un astéroïde a des anneaux. Cette découverte surprise a été faite en 2013 lorsqu'un scientifique a regardé l'astéroïde Chariklo passer devant une étoile. L'astéroïde a fait « clignoter » plusieurs fois l'étoile d'arrière-plan, ce qui a permis de découvrir que deux anneaux entourent l'astéroïde.

La majorité des astéroïdes connus se trouvent dans la ceinture d'astéroïdes, un grand anneau en forme de beignet situé entre les orbites de Mars et de Jupiter, et orbitent à environ 2 à 4 UA (186 millions à 370 millions de miles/300 millions à 600 millions de kilomètres) de la Soleil.

Parfois, les orbites de certains astéroïdes sont perturbées ou altérées par des interactions gravitationnelles avec des planètes ou d'autres astéroïdes et ils finissent par se rapprocher du soleil, et donc plus près de la Terre. Ces astéroïdes sont connus sous le nom d'astéroïdes proches de la Terre et sont classés comme NEA si leurs orbites les amènent à moins de 1,3 UA (121 millions de miles/195 millions de kilomètres) de la Terre.

Les astéroïdes qui traversent réellement la trajectoire orbitale de la Terre sont connus sous le nom de Earth-crossers et, un astéroïde est appelé un astéroïde potentiellement dangereux (PHA) s'il vient à moins de 0,05 UA de la Terre.

En plus de la ceinture d'astéroïdes, cependant, il y a eu des discussions récentes parmi les astronomes sur l'existence potentielle d'un grand nombre d'astéroïdes dans les confins de notre système solaire dans la ceinture de Kuiper et le nuage d'Oort.

Il y a des millions d'astéroïdes dans notre système solaire. Certains scientifiques estiment que la ceinture d'astéroïdes compte entre 1,1 et 1,9 million d'astéroïdes d'un diamètre supérieur à 1 kilomètre (0,6 mile) et des millions d'astéroïdes plus petits. La plupart des astéroïdes non découverts sont probablement les plus petits (moins de 100 km de diamètre) qui sont plus difficiles à détecter. D'autres astronomes estiment qu'il y a plus de 150 millions d'astéroïdes dans l'ensemble du système solaire. De nouveaux astéroïdes sont découverts en permanence.

En moyenne, trois nouveaux NEA sont trouvés chaque jour. Au 6 septembre 2015, 13 024 objets géocroiseurs ont été découverts. Environ 875 de ces objets géocroiseurs sont des astéroïdes d'un diamètre d'environ 1 kilomètre ou plus. En outre, 1 609 de ces objets géocroiseurs ont été classés comme astéroïdes potentiellement dangereux (PHA), mais aucun ne devrait à l'heure actuelle avoir un impact sur la Terre. Consultez le site Web de la NASA NEO pour les mises à jour.

Contrairement à l'imagerie populaire qui pourrait être vue dans les films et les images de science-fiction, la ceinture d'astéroïdes est en grande partie vide. Selon la NASA, la distance moyenne entre les objets de la ceinture d'astéroïdes est supérieure à 1 à 3 millions de km. Les astéroïdes sont répartis sur un si grand volume que vous ne rencontreriez probablement pas un astéroïde si vous envoyiez un vaisseau spatial à travers la ceinture d'astéroïdes. Même s'il peut y avoir des millions d'astéroïdes dans la ceinture d'astéroïdes, la plupart sont petits. Les astronomes disent que si vous les mettez tous ensemble, la combinaison serait plus petite que notre lune.

Les astéroïdes ne sont pas faciles à repérer car ils sont souvent fabriqués à partir de matériaux sombres et sont difficiles à trouver dans l'obscurité de l'espace. Il existe plusieurs enquêtes dédiées utilisant à la fois des télescopes terrestres et des engins spatiaux à la recherche d'astéroïdes dans le ciel. Ils incluent:

Les astéroïdes du système solaire interne et Jupiter : La ceinture d'astéroïdes en forme de beignet est située entre les orbites de Jupiter et de Mars. Crédit : Wikipédia Commons

La plupart des astéroïdes sont de forme irrégulière, bien que certains soient presque sphériques, et ils sont souvent piqués ou cratérisés par les impacts avec d'autres astéroïdes. Comme ils tournent autour du soleil sur des orbites elliptiques, les astéroïdes tournent également, et ont des mouvements assez erratiques, et dégringolent littéralement dans l'espace.

La taille de ce qui est classé comme un astéroïde n'est pas extrêmement bien définie, car un astéroïde peut aller d'un caillou à quelques mètres de large - comme un rocher - à des objets de plusieurs centaines de kilomètres de diamètre. Le plus gros astéroïde est l'astéroïde Cérès, d'un diamètre d'environ 952 km (592 milles), et Cérès est si gros qu'il est également classé comme une planète naine. Plus de 200 astéroïdes sont connus pour être plus grands que 100 km (60 miles), avec seize astéroïdes connus pour avoir des diamètres de 240 kilomètres (150 miles) ou plus.

La plupart des astéroïdes sont constitués de roche, dont certains sont composés d'argile et de silicate, et de différents métaux, principalement du nickel et du fer. D'autres métaux précieux ont été trouvés sur certains astéroïdes, notamment le platine et l'or. Une grande variété de minéraux a également été trouvée sur divers astéroïdes, notamment l'olivine et le pyroxène, qui se trouvent également sur des météorites qui ont atterri sur Terre.

La plupart des astéroïdes contiennent de grandes quantités de carbone, ce qui signifie qu'ils suivent de près la composition élémentaire du soleil. Il y a des indications que les astéroïdes contiennent également de l'eau ou de la glace à l'intérieur, et les observations de la mission Dawn montrent que de l'eau a pu couler à la surface de Vesta.

Quelques start-up ont proposé d'exploiter des astéroïdes pour leurs ressources. Il s'agit notamment des ressources planétaires et des industries de l'espace lointain.

Les astéroïdes sont différents des comètes, qui sont principalement constituées de roches et de glace. Les comètes ont généralement des queues faites de glace et de débris qui se subliment à mesure que la comète se rapproche du soleil. Les astéroïdes n'ont généralement pas de queue, même ceux proches du soleil. Mais récemment, les astronomes ont vu des astéroïdes qui ont poussé des queues, comme l'astéroïde P/2010 A2. Cela semble se produire lorsque l'astéroïde a été heurté ou matraqué par d'autres astéroïdes et que de la poussière ou du gaz est éjecté de leurs surfaces, créant un effet de queue sporadique. Ces soi-disant « astéroïdes actifs » sont un phénomène nouvellement reconnu, et au moment d'écrire ces lignes, seuls 13 astéroïdes actifs connus ont été trouvés dans la ceinture d'astéroïdes principale, et ils sont donc très rares.

Classifications des astéroïdes

Les astéroïdes ont quelques classifications différentes en fonction de leur emplacement et de leur composition.

Les classifications des emplacements sont :

  1. Astéroïdes de la ceinture principale : (qui comprend la majorité des astéroïdes connus qui orbitent dans la ceinture d'astéroïdes entre Mars et Jupiter)
  2. Troyens : ces astéroïdes partagent une orbite avec une planète plus grande, mais n'entrent pas en collision avec elle car ils se rassemblent autour de deux endroits particuliers de l'orbite (appelés points de Lagrange L4 et L5). Là, l'attraction gravitationnelle du soleil et de la planète est équilibrée par la tendance d'un cheval de Troie à voler hors de l'orbite. Les chevaux de Troie de Jupiter forment la population la plus importante d'astéroïdes troyens. On pense qu'ils sont aussi nombreux que les astéroïdes de la ceinture d'astéroïdes. Il existe des chevaux de Troie sur Mars et Neptune, et la NASA a annoncé la découverte d'un cheval de Troie terrestre en 2011.
  3. Astéroïdes géocroiseurs : Ces objets ont des orbites proches de celle de la Terre.

Ensuite, il existe des sous-groupes d'astéroïdes géocroiseurs, et sont classés par leurs orbites.

  • Les atiras sont des NEA dont les orbites sont entièrement contenues dans l'orbite de la Terre, ayant une distance inférieure à 1 UA. Ils portent le nom de l'astéroïde 163693 Atira.
  • Les Atens sont des NEA traversant la Terre avec des demi-grands axes plus petits que ceux de la Terre, avec une distance inférieure à 1 UA. Ils portent le nom de l'astéroïde 2062 Aten.
  • Les Apollos sont des NEA traversant la Terre avec des axes semi-grands plus grands que ceux de la Terre, avec une distance inférieure à 1 UA. Ils portent le nom de l'astéroïde 1862 Apollo.
  • Les Amors sont des NEA s'approchant de la Terre avec des orbites en dehors de celle de la Terre mais à l'intérieur de l'orbite de Mars. Ils portent le nom de l'astéroïde 1221 Amor.

La classification par composition nous dit de quoi est fait l'astéroïde, et cela est lié à la distance du soleil où un astéroïde s'est formé. Certains ont connu des températures élevées après leur formation et leur fusion partielle, le fer s'enfonçant au centre et forçant la lave basaltique (volcanique) à la surface. Un seul de ces astéroïdes, Vesta, survit à ce jour. Il existe trois principaux types d'astéroïdes :

  1. Les astéroïdes de type C (chondrites) sont les plus courants, représentant environ 75 pour cent des astéroïdes connus. Ils sont d'apparence très sombre et sont probablement constitués de roches argileuses et silicatées. Ils font partie des objets les plus anciens du système solaire. On pense que leur composition est similaire à celle du soleil, mais appauvrie en hydrogène, hélium et autres substances volatiles. Les astéroïdes de type C se trouvent principalement dans les régions extérieures de la ceinture d'astéroïdes.
  2. Les types S (pierreux) sont constitués de matériaux silicatés et de nickel-fer et représentent environ 17 % des astéroïdes connus. Ils sont plus brillants que le type C et dominent la ceinture intérieure d'astéroïdes.
  3. Les types M (métalliques) sont fabriqués à partir de nickel et de fer et représentent environ 8 % des astéroïdes connus. Ils sont plus brillants que le type C et se trouvent dans la région médiane de la ceinture d'astéroïdes.
Cérès comparé aux astéroïdes visités à ce jour, dont Vesta, la cible cartographique de Dawn en 2011. Crédit : NASA/ESA/JAXA. Compilé par Paul Schenck

Impacts d'astéroïdes avec la Terre

Quelle est la probabilité que notre planète soit touchée par un gros astéroïde ou une comète ? Nous savons que la Terre et la Lune ont été frappées à plusieurs reprises dans le passé par des astéroïdes dont les orbites les amènent dans le système solaire interne. Vous pouvez voir des photos de certains des cratères d'impact les plus grands et les plus spectaculaires de la Terre ici.

Des études sur l'histoire de la Terre indiquent qu'environ une fois tous les 5 000 ans (en moyenne) un objet de la taille d'un terrain de football frappe la Terre et cause des dommages importants. Une fois tous les quelques millions d'années en moyenne, un objet suffisamment gros pour provoquer une catastrophe régionale ou mondiale a un impact sur la Terre.

Il existe de solides preuves scientifiques que les impacts d'astéroïdes ont joué un rôle majeur dans les extinctions massives documentées dans les archives fossiles de la Terre. Il est largement admis qu'un impact il y a 65 millions d'années d'un astéroïde ou d'une comète d'au moins 10 kilomètres de diamètre dans la péninsule du Yucatan, connu sous le nom de cratère de Chicxulub, est associé à l'extinction des dinosaures.

Nous ne connaissons qu'une poignée d'impacts récents de gros astéroïdes. L'un est l'explosion de Tunguska en 1908 qui aplanit la forêt au-dessus de la Sibérie (qui peut être le résultat d'une comète) et un autre est le météore de février 2013 qui a explosé au-dessus de Chelyabinsk, brisant des fenêtres et en blessant beaucoup, principalement à cause de verre brisé.

Mais une étude récente de la Fondation B612 a révélé qu'il y avait 26 explosions aériennes explosives similaires à l'événement de Tcheliabinsk enregistrées de 2000 à 2013. Les explosions d'astéroïdes variaient de 1 à 600 kilotonnes de production d'énergie.

Selon la NASA, environ une fois par an, un astéroïde de la taille d'une automobile frappe l'atmosphère terrestre, crée une impressionnante boule de feu et brûle avant d'atteindre la surface.

Les astéroïdes que nous avons vus de près présentent diverses formes. Crédit : NASA

Les objets géocroiseurs représentent toujours un danger pour la Terre aujourd'hui, mais la NASA, l'ESA et d'autres agences spatiales ont des programmes de recherche qui ont découvert des centaines de milliers d'astéroïdes de la ceinture principale, des comètes. Aucun à l'heure actuelle ne constitue une menace pour la Terre.

Comment sont nommés les astéroïdes

Le comité de l'Union astronomique internationale sur la nomenclature des petits corps approuve les noms des astéroïdes, mais les suggestions viennent des scientifiques et du public. Les astéroïdes reçoivent également un numéro, par exemple (99942) Apophis. Le Harvard Smithsonian Center for Astrophysics tient une liste assez à jour des noms d'astéroïdes.

Nous avons acquis des connaissances sur les astéroïdes à partir de trois sources principales : la télédétection depuis la Terre, les données des engins spatiaux et l'analyse en laboratoire des météorites.

Voici quelques dates importantes dans l'histoire de notre connaissance et de notre étude des astéroïdes, y compris les missions d'engins spatiaux qui ont survolé ou atterri sur des astéroïdes :


Les références

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Several hundred thousand asteroids have been discovered and given provisional designations so far. Thousands more are discovered each year. There are undoubtedly hundreds of thousands more that are too small to be seen from the Earth. There are 26 known asteroids larger than 200 km in diameter. Our census of the largest ones is now fairly complete: we probably know 99% of the asteroids larger than 100 km in diameter. Of those in the 10 to 100 km range we have cataloged about half. But we know very few of the smaller ones there are probably considerably more than a million asteroids in the 1 km range.

The total mass of all the asteroids is less than that of the Moon.

11 comets and asteroids have been explored by spacecraft so far, as follows: ICE flyby of Comet Giacobini-Zinner. Multiple flyby missions to Comet Halley. Giotto (retarget) to Comet Grigg-Skellerup. Galileo flybys of asteroids Gaspra and Ida (and Ida satellite Dactyl). NEAR-Shoemaker flyby of asteroid Mathilde on the way to orbit and land on Eros. DS-1 flybys of asteroid Braille and Comet Borrelly. Stardust flyby of asteroid Annefrank and recent sample collection from Comet Wild 2. For future we can expect: Hayabusa (MUSES-C) to asteroid Itokawa, Rosetta to Comet Churyumov-Gerasmenko, Deep Impact to Comet Tempel 1, and Dawn to orbit asteroids Vesta and Ceres.

243 Ida and 951 Gaspra were photographed by the Galileo spacecraft on its way to Jupiter. The NEAR mission flew by 253 Mathilde (left) on 1997 June 27 returning many images. NEAR (now renamed "NEAR-Shoemaker") entered orbit around 433 Eros (right) in January 1999 and returned a wealth of images and data. At the end of its mission it actually landed on Eros.

The largest asteroid by far is 1 Ceres. It is 974 km in diameter and contains about 25% of the mass of all the asteroids combined. The next largest are 2 Pallas, 4 Vesta et 10 Hygiea which are between 400 and 525 km in diameter. All other known asteroids are less than 340 km across.

There is some debate as to the classification of asteroids, comets and moons. There are many planetary satellites that are probably better thought of as captured asteroids. Mars's tiny moons Deimos and Phobos, Jupiter's outer eight moons, Saturn's outermost moon, Phoebe, and perhaps some of the newly discovered moons of Saturn, Uranus and Neptune are all more similar to asteroids than to the larger moons. (The composite image at the top of this page shows Ida, Gaspra, Deimos and Phobos approximately to scale.)

Asteroids are classified into a number of types according to their spectra (and hence their chemical composition) and albedo:

  • C-type, includes more than 75% of known asteroids: extremely dark (albedo 0.03) similar to carbonaceous chondrite meteorites approximately the same chemical composition as the Sun minus hydrogen, helium and other volatiles
  • S-type, 17%: relatively bright (albedo .10-.22) metallic nickel-iron mixed with iron- and magnesium-silicates
  • M-type, most of the rest: bright (albedo .10-.18) pure nickel-iron.
  • There are also a dozen or so other rare types.

Because of biases involved in the observations (e.g. the dark C-types are harder to see), the percentages above may not be representative of the true distribution of asteroids. (There are actually several classification schemes in use today.)

There is little data about the densities of asteroids. But by sensing the Doppler effect on radio waves returning to Earth from NEAR owing to the (very slight) gravitational tug between asteroid and spacecraft, Mathilde's mass could be estimated. Surprisingly, its density turns out to be not much greater than that of water, suggesting that it is not a solid object but rather a compacted pile of debris.

Asteroids are also categorized by their position in the solar system:

  • Main Belt: located between Mars and Jupiter roughly 2 - 4 AU from the Sun further divided into subgroups: Hungarias, Floras, Phocaea, Koronis, Eos, Themis, Cybeles and Hildas (which are named after the main asteroid in the group).
  • Near-Earth Asteroids (NEAs): ones that closely approach the Earth
    • Atens: semimajor axes less than 1.0 AU and aphelion distances greater than 0.983 AU
    • Apollos: semimajor axes greater than 1.0 AU and perihelion distances less than 1.017 AU
    • Amors: perihelion distances between 1.017 and 1.3 AU

    Between the main concentrations of asteroids in the Main Belt are relatively empty regions known as the Kirkwood gaps. These are regions where an object's orbital period would be a simple fraction of that of Jupiter. An object in such an orbit is very likely to be accelerated by Jupiter into a different orbit.

    There also a few "asteroids" (designated as "Centaurs") in the outer solar system: 2060 Chiron (aka 95 P/Chiron) orbits between Saturn and Uranus the orbit of 5335 Damocles ranges from near Mars to beyond Uranus 5145 Pholus orbits from Saturn to past Neptune. There are probably many more, but such planet-crossing orbits are unstable and they are likely to be perturbed in the future. The composition of these objects is probably more like that of comets or the Kuiper Belt objects than that of ordinary asteroids. In particular, Chiron is now classified as a comet.

    4Vesta has been studied recently with HST (left). It is a particularly interesting asteroid in that it seems to have been differentiated into layers like the terrestrial planets. This implies some internal heat source in addition to the heat released by long-lived radio-isotopes which alone would be insufficient to melt such a small object. There is also a gigantic impact basin so deep that it exposes the mantle beneath Vesta's outer crust.

    Though they are never visible with the unaided eye, many asteroids are visible with binoculars or a small telescope.

    Asteroid table

    A few asteroids and comets are listed below for comparison. (distance is the mean distance to the Sun in thousands of kilometers masses in kilograms).


    PH 205

    What are asteroids made of? Why is there an asteroid belt? What are Earth-crossing asteroids? What should we do if an asteroid is headed for the Earth?

    An asteroid is a small rocky object that orbits the Sun. Asteroids vary widely in size, from very small particles to objects that are hundreds of miles across.

    Gaspra, pictured above, is a typical asteroid, about 20 kilometers long. It resides in the asteroid belt, a region between Mars and Jupiter that houses between one and two million asteroids larger than one kilometer in diameter.

    By definition, asteroids orbit the Sun, not a planet. This asteroid, Ida, actually has a small moon orbiting it. Ida is about 13 miles long. Asteroids are typically oblong and somewhat cratered and covered with a fine icy dust.

    This asteroid, Itokawa, is different from most asteroids, in that it exhibits no cratering. We believe it is a conglomerate of chunks of rocks and ice. Measurements from ESO’s New Technology Telescope show that the density is not constant throughout this asteroid, which supports the hypothesis.

    This diagram shows the general distribution of asteroids in the asteroid belt, and the groups of asteroids that orbit in Jupiter's orbit, ahead and behind the massive planet.

    Early astronomers speculated that the asteroid belt consisted of pieces of a planet that somehow exploded, possibly via collision. We now think this was very unlikely, since the total mass of all of the asteroids in the asteroid belt totals much less than Earth's moon. It is much more probable that the gravitational field of Jupiter kept a planet form forming in that region.

    The largest object in the asteroid belt is the dwarf planet Ceres with a diameter of almost 600 miles. Ceres was the first object discovered in the asteroid belt, in 1801 by Giuseppe Piazzi. Ceres was classified as a planet for about fifty years after its discovery. However, soon after its discovery, other objects were discovered in the region between Mars and Jupiter, and it became evident that many objects resided there. Since the sizes of these objects varied, and some were very small, people started to realize that a new class of objects had been discovered, they could not all be considered planets. Ceres was reclassified as an asteroid, along with many other objects in the asteroid belt.

    In 2006, a debate arose as to whether or not Pluto should be considered a planet. At that time, the classification of Ceres was reconsidered, and Ceres was reclassified as a member of a new group of objects called dwarf planets. Ceres was the first dwarf planet to be visited by a space probe, when NASA's Dawn spacecraft visited it in 2015.

    Notice that Ceres is spherical, rather than oblong, like asteroids in the asteroid belt. Ceres is spherical because it has enough mass that the gravitational force dominates the electromagnetic force. Every massive particle, like an atom, is attracted gravitationally to every other atom. Atoms also feel electromagnetic forces between them. Even though the electromagnetic attraction between charged particles is many times stronger than the gravitational force between massive particles, the gravitational force dominates if the body is massive enough, because every particle attracts every other particle. That is what gives it a spherical shape. As for the electromagnetic force, only particles with unlike charge are attracted to each other.

    Some asteroids have very elongated orbits, which take them inside Earth's orbit as they travel around the Sun. These asteroids are known as Earth-crossing asteroids. Usually, when they cross the orbital path of Earth, we are in another position somewhere around the Sun. Occasionally, an asteroid will collide with Earth.

    Tiny objects from space bombard Earth all the time every day more than 100 tons of dust and sand-sized particles strike the Earth. The larger the size of the object, the less often the impact. An object that is a few meters long strikes Earth about once a year. When this happens, it creates a fireball as the object burns up in the atmosphere.

    About once per century, an impact occurs that is large enough to leave a significant crater. Once every thousand years, a large impact like the one that created the Tunguska crater occurs.

    Once every few million years, a very large impact occurs, that could possibly threaten civilization and/or cause a major extinction event.

    This graphic shown the orbits of known Earth-crossing asteroids, currently over 1,700 objects, that are deemed Potentially Hazardous Asteroids because they are at least 460 feet across and they pass within 4.7 million miles of Earth's orbit. These asteroids are being tracked and analyzed, so that their paths can be predicted with increasing precision.

    Want to know if an asteroid may be getting close? There's an app for that! This Asteroid Watch widget shows the five asteroids or comets that will be in closest approach. It displays the date of closest approach, diameter of the object, relative size and distance from Earth, and displays a web page with info about the object upon clicking the encounter date.

    For reference regarding the above close encounter distances, the average distance between Earth and the moon is about 239,000 miles.

    What should we do if an asteroid appears to be heading for Earth? Your first thought might be that we should try to blow it up. There are potential hazards involved with this option. First, we don't understand well how asteroids are made. There are indications that they vary in density inside, so knowing how to detonate one would be tricky. Also, it would not stop many of the pieces from continuing onward to impact Earth. They would be smaller, but if we used a nuclear bomb to blow up the asteroid, the pieces would become radioactive.

    Perhaps a better idea would be to use a gravitational tractor. This artist's concept of a 20-ton spacecraft near an asteroid illustrates the idea. The massive spacecraft would gravitationally attract the asteroid just by being in close proximity, and use the gravitational force to tow it to a new trajectory. This approach would require quite a large window in time the craft would need to encounter the asteroid well before it got near Earth since the weak gravitational force would need time to slowly tug the asteroid.

    The image above is an artist's depiction of an unusual asteroid, discovered in October 2017, that is believed to have entered our Solar system from interstellar space. Oumuamua (Hawaiian for "a messenger from afar arriving first") is thought to be about 1/4 mile long and very narrow, made of very dense material such as rock or metal. Its speed was estimated to be about 59,000 miles per hour. Its trajectory indicates that it came from the direction of the star Vega, though it has been traveling so long that when it was in that region of the galaxy, Vega was not in that location at the time. Oumuamua is the first such extrasolar asteroid to be discovered. Its highly elongated shape is not like asteroids we have encountered from our own Solar system.


    Do asteroids have a gravitational field? - Astronomie


    Figure 1. Image of the Moon from the 1994 Clementine mission.

    The two sides of the Moon - Lunar Asymmetry
    The Luna 3 Soviet probe took the first photographs of the far side of the Moon on October 7, 1959. Additional missions to the Moon, such as Clementine, provided lunar images (Figure 1) that show that the near and far side of the moon have very different geological characteristics. The near side has numerous dark large basaltic deposits that were named maria by the ancient astronomers who thought that they were seas. The far side has a surface dominated by bright deposits of anorthosite (Peterson, et al., 1999) that are heavily cratered, and there are only a few maria, such as Mare Moscoviense.

    The question of why there are so many mare basalts on the near side, but so few on the far side has been the subject of study by many lunar scientists. The theories for the formation of the lunar maria can be divided into impact-based and geology-based explanations. The impact-based theories provide a plausible explanation for the circular shapes of the maria and the gravitational anomalies known as mascons that are found in the centers of the maria. The hypothesis that the lunar maria are the result of impacts by small Earth satellites proposed by Gilbert (1893) has been refined to postulate that collisions between the Moon and small external Earth satellites traveling in the same direction and in roughly the same orbital plane as the Moon would primarily take place on the far side of the Moon as the Moon spiraled away from the Earth, and that if the present Earth side of the Moon were actually the far side of the Moon at the time during which most satellite impacts were occurring, the asymmetric distribution of maria would be explained (Metcalfe and Barricelli, 1970). The creation of the maria by impacts from asteroids with parabolic orbits near the Earth-Moon system was considered by Barricelli and Thorbjornsen (1978), but they rejected this idea in favor of collisions from Earth satellites due to the asymmetric distribution of the impacts. Geology-based theories about the differences between the near and far side of the Moon include variations of crustal thickness that modulate the amount of magma that reaches the surface (Thurber and Solomon, 1978), tidal force mechanisms (Smith J. V., 1970), tilted convection in the lunar magma ocean (Loper and Werner, 2002), rapid crystallization of the magma ocean on the far-side that created an asymmetric core (Wasson and Warren, 1980), and gravitational instability during the fractionation of an anorthositic crust (Parmentier, et al., 2002).

    History of the Moon
    le Giant Impact Hypothesis proposes that the Moon was created from the debris ejected from a collision between the young Earth and a Mars-sized body 4,450 million years ago (4.45 Ga). (Hartmann and Davis, 1975 Cameron and Ward, 1976) The strong tidal forces between the Earth and the newly formed Moon caused the rotation of the Moon to become synchronized with its orbital period within 3.2 million years (Peale, 1977). From that time, the Moon's period of rotation around its own axis became the same as the time to revolve around the Earth. Tidal deformation shaped the Moon into a triaxial ellipsoid. The forces that caused tidal locking resulted in a farside crust almost twice as thick as on the nearside, and the Moon's center of mass was displaced toward the Earth and away from the Moon's center of figure by 1.982 kilometers. The orientation of the Moon with respect to the Earth may be partly due to the distribution of dense lavas in the low-lying basins of the nearside which cause the heavier side of the Moon to always face the Earth (Melosh 2011, p34).

    Three hundred and fifty million years later, from approximately 4,100 to 3,800 million years ago, a large number of asteroids started impacting the inner planets of the solar system. The period of high impacts, the Late Heavy Bombardment, corresponds to the time of the Lunar Cataclysm during which 80% of the Moon's crust was resurfaced by large impacts (Cohen et al., 2000). The planetary impactors are thought to have been asteroids that were dynamically ejected from the main asteroid belt and left a cratering record on Mars, the Earth, the Moon, Venus, and Mercury (Strom et al., 2005). It is recognized that accretion played a major role in building the planets and the Moon (Zahnle, et al., 2007), so it is reasonable to postulate that the Lunar maria are the results of impacts. The Lunar basins Imbrium (3.85 Ga), Serenitatis (3.89 Ga), Crisium (3.89 Ga), and Nectaris (3.90 Ga/3.92 Ga?) have been independently dated (Ryder et al. 2000) and these dates cluster around 3.9 Ga which coincides with the Late Heavy Bombardment. Some of the asteroids could have passed close enough to the Earth to increase their speed and be diverted toward the Moon. le Gazetteer of Planetary Nomenclature from the USGS (Gazeteer database) lists only 20 maria on the near side of the Moon, so it is not inconceivable that out of the large number of asteroids that approached the Earth during the Late Heavy Bombardment, twenty big ones would have had just the right trajectory to receive a gravitational boost from the Earth and impact the moon with increased speed. This paper explores the idea that the maria are the result of impacts by asteroids that came close to hitting the Earth and were deflected toward the Moon. The speed of the asteroids was increased by the gravitational field of the Earth at a time when the Moon had a thin crust and the lunar interior was still hot.

    Gravity Assist
    A gravity assist or slingshot maneuver is used to change a spacecraft's velocity relative to the Sun. (van Allen, 2003) In December of 1973, the Pioneer 10 spacecraft approached Jupiter and used the gravitational pull of the planet along its orbit to increase its velocity sufficiently to escape the solar system. A gravity assist basically transfers some of the orbital velocity of the planet to the spacecraft. A spacecraft will gain speed if it approaches a planet from its trailing end (a direct gravity assist), whereas it will lose speed if it approaches the planet from its leading end (a retrograde gravity assist). Mariner 10, launched in 1973, used a retrograde gravity assist from Venus to slow down in order to reach Mercury.

    These same principles apply to an object traveling from the asteroid belt toward the Sun as it approaches the gravitational field of the Earth. Figure 2 illustrates the Earth-Moon system and the trajectory of an asteroid deflected by the Earth's gravity (in red). Asteroids deflected by the Earth toward the Moon can only hit the near side of the Moon due to tidal locking. Since the Moon and the Earth are both traveling together around the Sun, a gravity assist by the Earth cannot take full advantage of the Earth's orbital speed of 29.78 km/sec. to increase the impact speed on the Moon, although the speed of the asteroid relative to the Sun could be increased or decreased by great amounts (Minovitch, 2011).

    The speed of the Earth around the Sun is about 30 times the speed of the Moon around the Earth (1.023 km/sec). This means that the speed of the Moon around the Sun will vary between about 103.4% and 96.6% of the speed of the Earth around the Sun. An asteroid following the trajectory illustrated in Figure 2, when the Moon is travelling against the trajectory of the Earth, would enable the asteroid to increase its relative impact speed by two to three percent of the Earth's orbital speed which would be approximately 0.6 to 0.9 km/sec.


    Figure 2. A gravity boost from the Earth can increase asteroid impact speed.
    Due to tidal locking, these more energetic impacts hit only the near side of the Moon.

    Gravity Boost
    The gravitational field of the Earth can increase the velocity of asteroids while they are within the Earth's gravitational sphere of influence. The Hyperbolic excess velocity of an asteroid leaving the Earth is always exactly equal to the hyperbolic velocity coming in. The Earth's Sphere of Influence (SOI), where the Earth exerts the primary gravitational influence, has a radius of 925,000 km.[1] An asteroid entering the Earth's SOI would gain speed from the gravitational pull of the Earth until it reaches the periapsis of its trajectory. The gain in speed due to the Earth's attraction would be approximately 3 km/sec. Having traveled in a hyperbolic trajectory, the asteroid will then slow down as it climbs out of Earth's gravity well until it exits the SOI, at which point the asteroid will have the same hyperbolic velocity relative to the Earth as it had when it entered the SOI. However, if the asteroid were to collide with the Moon, which is at a distance of 384,400 km from the Earth and well within Earth's SOI, the asteroid will still have excess speed over what it had when it entered Earth's SOI. In addition, since the asteroid is traveling directly toward the Moon, it will get an additional increase in speed from the gravitational pull of the Moon as it enters the Moon's SOI which extends to 66,000 km from the Moon (figure 3). The excess speed while the asteroid is within the Earth's SOI corresponds to a "gravity boost", and it is different from the gravity assist for interplanetary trajectories because it only involves the gravitational forces within the Earth-Moon system rather than the orbital speed of the Earth relative to the Sun. When calculating the speed of asteroid collisions on the Moon for the creation of the maria, it is necessary to take into consideration that during the Late Heavy Bombardment the Moon orbited at approximately 282,000 km from the Earth (Zahnle, 2007), and thus, the speed of the asteroids receiving a gravity boost would have been greater and the Moon would have presented a bigger target than at the Moon's current position.

    A roller coaster analogy may be appropriate. Without propulsion, a roller coaster drops from one hill and increases its speed until it reaches the bottom. Then, its speed slows down as it climbs to the second hill of equal height where, in a frictionless system, it would have the same speed as it had at the top of the first hill. However, if the roller coaster were to crash halfway up during its climb to the second hill, the impact would be much greater than if it crashed at the top of the hill because halfway up it has greater speed.

    Collision speeds and crater sizes
    Using the University of Arizona's online calculator for Computing Crater Size from Projectile Diameter (Melosh and Beyer, 2000), we can calculate that a rocky asteroid with density of 3000 kg/m 3 and a diameter of two kilometers traveling at 17 km/sec would make a crater with a diameter of 53 km on a similarly dense lunar surface striking at an angle of 90 degrees. The same asteroid traveling at a speed of 45 km/sec would make a much larger crater with a diameter of 88 km, which is approximately the size of the Tycho crater.

    Knowing the approximate speed at which gravity-assisted asteroids impacted the Moon makes it possible to estimate the size of the impactors that created the lunar maria. Using the University of Arizona's online calculator for Computing Projectile Size from Crater Diameter (Melosh and Beyer, 1999), we can estimate that an asteroid with a diameter of 18.2 km traveling at 45 km/sec could have created the Sea of Serenity (Mare Serenitatis) which has a diameter of 674 km (Gazeteer database), see Figure 4. Using the same parameters, Mare Humorum with a diameter of 419 km could have been created by an asteroid with a diameter of 10.9 km, and Mare Imbrium, which is one of the largest maria with a diameter of 1145 km, could have been created by an impactor with a diameter of 32.4 km.

    Asteroids traveling from the asteroid belt toward the Moon in Quadrant III et Quadrant IV would generally impact the far side of the Moon because the near side would be facing the Earth and the asteroids would be coming from outside the Earth-Moon system. These impacts, as well as any impacts in Quadrants I and II not influenced by the gravity of the Earth would occur at the typical asteroid velocity of 17 km/sec.


    Lunar gravity map from 2012 GRAIL mission

    Correlation with mascon gravity data
    The computation of the projectile sizes that created the maria depends on the speed of the impactors. Mare Serenitatis could have been created by a stony asteroid with diameter of 18.2 kilometers traveling at 45 km/sec or by one with a diameter of 25.6 kilometers traveling at 24.7 km/sec. Similarly, Mare Humorum could have been created by an asteroid with diameter of 10.9 kilometers traveling at 45 km/sec or by one with a diameter of 15.3 kilometers traveling at 24.7 km/sec. The mascon gravity data published by Sjogren and Wollenhaupt (1972) was used to determine whether the mass of the impactor could be correlated with a substantial portion of the positive gravitational anomaly of the mascon. Sjogren's calculation of excess mass for Mare Serenitatis and Mare Humorum yields 15×10 -6 and

    7×10 -6 of the total lunar mass, respectively. This corresponds to approximately 1.1×10 18 kilograms for Mare Serenitatis and 5.0×10 17 kilograms for Mare Humorum. Even for the larger asteroids with lower speeds, the masses of the projectiles account for one percent or less of the mascon masses. It may not be possible to determine the initial mass of the impacting asteroids from today's gravity anomalies, but the calculations make it necessary to conclude that the creation of the mascons required the rebound of the cavity floor (Settle and Head, 1979) or a subsequent geological process to bring denser material closer to the surface.

    NASA's Gravity Recovery and Interior Laboratory (GRAIL) mission from March to May 2012 produced very accurate gravity maps of the Moon that show the mascon areas. The mass concentrations form concentric patterns with increased gravity at the center of the impact surrounded by a ring of lower gravity and an outer ring of gravity surplus. This bull's-eye pattern arises as a natural consequence of crater excavation, collapse and cooling following an impact. Hydrocode simulations by Melosh, et al. (2013) indicate that the intermediate rings with less gravitational pull were created when the rigid lunar crust that slid into the craters of the impacts prevented the material from fully rebounding to its original surface height. The outer ring of increased gravitational pull was formed from the added mass of the material ejected by the initial impact that piled on top of the lunar surface. The GRAIL findings provide support for the impact origin of the lunar maria.

    Conclusion
    This paper postulates that the lunar maria on the near side of the Moon could have been created by impacts from asteroids whose speed was increased by a gravity boost from the Earth. Since the Moon is tidally locked to the Earth, asteroids hurled from the direction of the Earth impact only the near side of the Moon that always faces the Earth. The high energy impacts could have triggered magmatic flows that created the maria at a time the Moon still had a molten center. Asteroids impacting the Moon in Quadrant III or Quadrant IV struck mainly the far side of the Moon at the usual asteroid speeds of 17 km/sec.

    The sphere of influence (SOI) is the sphere-shaped region around a celestial body where the primary gravitational influence on an orbiting object is that body.


    Vector Analysis

    Scalar Potential

    If, over a given simply connected region of space (one with no holes), a force can be expressed as the negative gradient of a scalar function φ,

    we call φ une scalar potential, and we benefit from the feature that the force can be described in terms of one function instead of three. Since the force is a derivative of the scalar potential, the potential is only determined up to an additive constant, which can be used to adjust its value at infinity (usually zero) or at some other reference point. We want to know what conditions F must satisfy in order for a scalar potential to exist.

    First, consider the result of computing the work done against a force given by −φ when an object subject to the force is moved from a point UNE to a point B. This is a line integral of the form

    But, as pointed out in Eq. (3.41) , φr = , so the integral is in fact independent of the path, depending only on the endpoints UNE et B. So we have

    which also means that if UNE et B are the same point, forming a closed loop,

    We conclude that a force (on an object) described by a scalar potential is a conservative force, meaning that the work needed to move the object between any two points is independent of the path taken, and that φ(r) is the work needed to move to the point r from a reference point where the potential has been assigned the value zero.

    Another property of a force given by a scalar potential is that

    as prescribed by Eq. (3.64) . This observation is consistent with the notion that the lines of force of a conservative F cannot form closed loops.

    The three conditions, Eqs. (3.96), (3.99), and (3.100) , are all equivalent. If we take Eq. (3.99) for a differential loop, its left side and that of Eq. (3.100) must, according to Stokes' theorem, be equal. We already showed both these equations followed from Eq. (3.96) . To complete the establishment of full equivalence, we need only to derive Eq. (3.96) from Eq. (3.99) . Going backward to Eq. (3.97) , we rewrite it as

    which must be satisfied for all UNE et B. This means its integrand must be identically zero, thereby recovering Eq. (3.96) .

    Gravitational Potential

    We have previously, in Example 3.5.2 , illustrated the generation of a force from a scalar potential. To perform the reverse process, we must integrate. Let us find the scalar potential for the gravitational force