Un astéroïde est une petite planète dont les dimensions ne dépassent pas quelques centaines de kilomètres.Un astéroïde est une petite planète dont les dimensions ne dépassent pas quelques centaines de kilomètres.
Entre Mars, la dernière des planètes telluriques, et Jupiter, la première des géantes, s'étend une grande lacune qui partage en deux le système solaire.
Dans la seconde moitié du XVIIIe siècle, la découverte d'une relation numérique connue sous le nom de loi de Titus-Bode, qui donne empiriquement les distances relatives des planètes au Soleil, amena les astronomes à envisager la présence dans cette lacune d'une planète encore inconnue. C'est ainsi que se constitua, à l'instigation de J. Bode, directeur de l'observatoire de Berlin, et baron von Zach, astronome amateur hongrois, un groupe d'observateurs dont l'objectif était de rechercher systématiquement la planète mystérieuse. Cette "police du ciel" fut pourtant devancée. En effet, le 1er janvier 1801, à Palerme, le père Giuseppe Piazzi eut la surprise de découvrir dans la constellation du Taureau un astre ne figurant sur aucune carte et qui se révéla être une petite planète circulant à une distance moyenne de 414 millions de km du Soleil avec une période de révolution de 1 680 jours. Mais cette petite planète, qui fut nommée Cérès, n'était pas unique. Bientôt, on découvrit successivement Pallas (1802), Junon (1804), Vesta (1807) et Astrée (1845).
Depuis 1848, il ne s'est pas passé d'année sans nouvelle découverte. Actuellement, on a identifié environ 18 000 astéroïdes. Parmi ceux-ci, plus de 10 000, dont on a pu déterminer l'orbite avec précision, ont reçu un nom, choisi par leur découvreur, et un numéro, qui correspond à leur ordre d'inscription dans le catalogue des astéroïdes.
Les autres, dont la trajectoire reste encore imparfaitement connue, sont désignés seulement par un nombre indiquant l'année de leur découverte et de deux lettres exprimant la date de leur première observation.
La plupart des petites planètes se concentrent entre l'orbite de Mars et celle de Jupiter, à une distance moyenne du Soleil comprise entre 2,17 et 3,3 unités astronomiques (ua). Mais, dans l'anneau ainsi formé, que l'on appelle la ceinture principale d'astéroïdes, certaines régions, dites "lacunes de Kirkwood", du nom de l'astronome américain qui les découvrit en 1866, apparaissent pratiquement vides parce qu'elles correspondent à des zones de résonance où l'attraction de Jupiter interdit aux astéroïdes de se maintenir. Ces lacunes s'observent notamment à des distances du Soleil de 2,06, 2,50, 2,82, 2,96 et 3,28 U.A., correspondant à des orbites telles que la durée de révolution des planètes qui les décriraient serait dans un rapport simple, respectivement 1/4, 1/3, 2/5, 3/7 et 1/2, avec la période de révolution de Jupiter. On a mis en évidence des familles d'astéroïdes (identifiées par leur membre le plus anciennement découvert, par exemple Flora, Nysa, Eunomia, Thémis, Koronis, Eros, etc.) décrivant pratiquement la même orbite et qui résultent vraisemblablement de la fragmentation d'un objet unique dont le diamètre pouvait atteindre 200 à 300 km.
Certains astéroïdes toutefois s'écartent notablement de la zone dans laquelle la plupart restent cantonnés. Leurs orbites très excentriques leur permettent de s'approcher périodiquement de la Terre, de Vénus, voire de Mercure. Parmi ceux qui peuvent ainsi frôler la Terre figurent notamment Eros, Icare et Hermès. Certains objets de cette catégorie offrent même la particularité de circuler à l'intérieur de l'orbite terrestre et ainsi d'avoir une période de révolution inférieure à celle de notre planète.
Les planètes troyennes constituent d'autres spécimens particuliers de petites planètes évoluant en dehors de la ceinture principale d'astéroïdes.
Par ailleurs, il ne fait plus guère de doute que les deux petits satellites de Mars, Phobos et Deimos, sont d'anciens astéroïdes ayant été capturés par une réaction de gravitation. On a avancé la même hypothèse pour les satellites extérieurs de Jupiter, Phoebé dans le système de Saturne et Néréide dans celui de Neptune.
Enfin, il existe des astéroïdes très éloignés du Soleil. Depuis 1992, on en a découvert des dizaines qui gravitent à des distances du Soleil comprises entre 30 et 45 ua. Cela semble confirmer la présence, suggérée dès 1951 par l'américain G. Kuiper, d'un anneau de petits corps placés au-delà de l'orbite de Neptune dans la ceinture de Kuiper.
On peut espérer déduire la masse d'une petite planète des perturbations gravitationnelles qu'elle inflige au mouvement d'un autre. En fait, ces perturbations sont en général trop faibles pour être mesurables, et la méthode n'a pu être appliquée qu'aux trois principaux astéroïdes : Cérès, Pallas et Vesta. Pour les autres, il est nécessaire de connaître leur diamètre et d'estimer la valeur de leur densité moyenne avant de pouvoir évaluer leur masse.
La plupart des astéroïdes apparaissent ponctuels dans les instruments d'observation. et seuls les plus gros offrent un diamètre apparent suffisant pour que l'on ait pu évaluer directement leur diamètre réel. Cependant, depuis 1970, deux nouvelles techniques, indirectes, ont été utilisées avec succès. Elles font intervenir chacune l'albédo, illustrant le fait qu'on peut déterminer le diamètre approximatif d'un astéroïde (supposé sphérique), si l'on connaît son éclat, sa distance et son albédo. La première consiste à mesurer la polarisation de la lumière réfléchie par l'astéroïde sous différents angles de phase; l'analyse de météorites au laboratoire a montré, en effet que cette polarisation est fonction du pouvoir réflecteur de la surface; elle est d'autant plus marquée que la surface est plus sombre, autrement dit que l'albédo est plus faible. La seconde technique est fondée sur la mesure de l'éclat de l'astéroïde dans le visible et dans l'infrarouge, qui permet de comparer la quantité de rayonnement solaire incident réfléchie par l'objet à celle qu'il absorbe et réémet sous forme de chaleur.
Une autre méthode de mesure indirecte des dimensions des astéroïdes est plus rarement applicable mais donne les résultats les plus précis. Elle tire parti du fait que, dans leur déplacement sur la sphère céleste, les astéroïdes passent parfois devant une étoile, provoquant son occultation. La largeur de l'ombre de l'astéroïde, qui balaie alors la surface de la Terre, révèle le diamètre du corps selon une direction; le produit de la durée de l'occultation par la vitesse de l'ombre sur la Terre donne le diamètre selon la direction perpendiculaire.
Cérès, Pallas et Vesta ont respectivement 930, 520 et 500 km de diamètre. A eux trois, ils renferment la moitié de la masse totale de la ceinture principale (qui est 50 000 fois inférieure à la masse de la Terre). Un millier d'astéroïdes ont un diamètre supérieur à 30 km; plus de 200, un diamètre supérieur à 100 km. On estime qu'il en existe environ un million d'un diamètre supérieur ou égal à 1 km.
En fait, la plupart des astéroïdes ont une forme irrégulière, que révèlent leurs fluctuations périodiques d'éclat. Les corps les plus petits sont les plus irréguliers et ceux qui tournent le plus rapidement sur eux-mêmes. Des observations au radar ont révélé la forme particulièrement curieuse de l'astéroïde 4769 Castalia, découvert en 1989 : celui-ci semble être composé de deux lobes adjacents, ce qui suggère qu'il a été formé lors d'une collision entre deux objets lents.
De nombreuses techniques (photométrie, polarimétrie, spectrographie, radiométrie infrarouge, etc.) sont mises en oeuvre pour déterminer la composition chimique des astéroïdes. Ces mesures ont permis, depuis les années 1970, de distinguer une quinzaine de variétés d'astéroïdes, d'après leurs propriétés spectrales et de réflectivité. Les trois principaux types sont respectivements désignés par les lettres C (carboné), S (silicaté) et M (métallique). Les astéroïdes de type C (75 % environ du total) sont très sombres (albédo voisin de 5 % seulement) et absorbent fortement le rayonnement ultraviolet; ceux de type S (15 %) ont un albédo moyen et absorbent fortement la lumière bleue et les ultraviolets; ceux de type M (15 %) sont ceux qui réfléchissent le mieux la lumière et dont la surface est la plus brillante. Les différentes variétés d'astéroïdes peuvent être regroupées en trois grandes catégories : les astéroïdes primitifs, très sombres, riches en carbone et en éléments volatils, qui prédominent dans la région de la ceinture principale la plus éloignée du Soleil; les astéroïdes métamorphiques, moins riches en éléments volatils, qui ont apparemment été chauffés, surtout présents dans la région centrale de la ceinture principale; et les astéroïdes ignés, qui rassembles des assemblages minéraux complexes résultant d'une fusion et que l'on rencontre surtout dans la région de la ceinture principale la plus proche du Soleil.
L'allemand W. Olbers avait, au XIXe siècle, émis l'hypothèse que les astéroïdes sont les débris d'une planète importante qui aurait explosé après sa formation pour des raisons inconnues. On sait à présent que leur masse totale représente moins du millième de celle de la Terre, et cette théorie a été abandonnée. Les découvertes récentes incitent à considérer les astéroïdes comme des vestiges du système solaire primitif. L'évolution du type d'astéroïdes prédominant selon la distance au Soleil vient conforter cette hypothèse. Au même titre que les noyaux de comètes, les astéroïdes seraient des descendants directs des petits corps, appelés planétésimaux, dont la croissance a, pense-t-on, donné naissance aux planètes du système solaire. Si l'origine de la ceinture principale d'astéroïdes est encore loin d'être comprise dans le détail, il semble que ce sont principalement les fortes perturbations gravitationnelles engendrées par Jupiter qui ont empêché l'agrégation des planétésimaux en un seul corps planétaire dans cette zone. Ces perturbations les ont en effet accéléré sur des orbites plus excentriques, rendant leurs rencontres beaucoup plus fréquentes et plus destructrices. Par la suite, elles ont pu structurer profondément la ceinture principale, en y créant des lacunes ou des zones de forte concentration. Aujourd'hui, elles se manifestent encore et seraient la principale explication des astéroïdes dont l'orbite passe près de celle de la Terre.
La parenté des astéroïdes et des comètes et la nécessité d'une meilleure connaissance de ces petits corps pour retracer l'histoire primitive du système solaire expliquent l'intérêt porté aujourd'hui à ces objets. Leur étude rapprochée a commencé avec la sonde américaine Galileo. En suivant une trajectoire complexe pour atteindre Jupiter, celle-ci a survolé en 1991 l'astéroïde Gaspra, puis en 1993 l'astéroïde Ida (auquel elle a découvert un minuscule satellite, Dactyle). Des projets de missions spatiales vers d'autres astéroïdes existent dans les différentes agences spatiales du monde. Aux Etats-Unis, la NASA a lancé en 1997 la sonde NEAR (Near Earth Asteroid Rendezvous), qui a survolé l'astéroïde Mathilde et doit se mettre en orbite autour d'Eros en 2000. L'agence spatiale européenne inclura le survol d'un ou deux astéroïdes dans la mission de sa sonde cométaire Rosetta. L'agence spatiale italienne envisage aussi le survol d'un astéroïde proche de la Terre à l'aide d'une sonde nommée Piazzi. Le projet le plus ambitieux est toutefois celui de l'Institut japonais des sciences spatiales et astronotiques : il envisage le lancement en 2002 d'une sonde qui se satelliserait l'année suivante autour de la petite planète Néréus, puis s'y poserait, prélèverait des échantillons à sa surface et les rapporterait sur la Terre.
Le nombre d'astéroïdes étant trés important, voilà une liste des principaux astéroïdes du système solaire. Pour une liste beaucoup plus complète, vous pouvez accéder à la rubrique Astéroïdes du site Astronomie Virtuelle.
| Numéro | Nom | Description |
| 1 | Cérès | Le plus volumineux des astéroïdes et le premier à avoir été découvert par l'italien G. Piazzi, le 1er janvier 1801. Piazzi l'a nommé Cérès, d'après la déesse sicilienne du grain. Demi-grand axe de son orbite : 414 millions de km. Période de révolution sidérale : 1 680 jours. Diamètre : 930 km environs. Masse : 5,9.10-10 fois celle du Soleil. |
| 2 | Pallas | Découvert le 28 mars 1802 par l'allemand H.W. Olbers. Demi-grand axe de son orbite : 414 millions de km. Période de révolution sidérale : 1 686 jours. Période de rotation : 7,81 h. Il a approximativement la forme d'un ellipsoïde de révolution triaxial de 558 x 536 x 532 km. |
| 3 | Junon | Découvert par Carl Ludwig Harding (1765-1834) à l'observatoire de Lilienthal, près de Brême, le 1er septembre 1804. Demi-grand axe de son orbite : 399 millions de km. Période de révolution sidérale : 1 593 jours. Diamètre estimé : 250 km. |
| 4 | Vesta |  Découvert le 27 mars 1807 par H. Olbers. Demi-grand axe de son orbite : 2,362 ua (soit environ 353 millions de km). Période de révolution : 3,36 ans. Période de rotation : 5,34 h. Diamètre : 510 km. Masse : 1,2.10-10 fois celle du Soleil. Sa surface semble formée d'un assortiment complexe de roches. Ses caractéristiques spectrales en font le prototype d'une catégorie d'astéroïdes. |
| 5 | Astraea | Découvert par l'allemand Karl Ludwig Hencke en 1845. Diamètre : 125 km. |
| 5 | Astrée | Nom français de l'astéroïde Astraea. |
| 10 | Hygiea | Découvert en 1849 par l'italien A. De Gasparis. Demi-grand axe de son orbite : 471 millions de km. Période de révolution sidérale : 5,59 ans. Diamètre : 430 km (c'est le quatrième astéroïde par sa taille). Type spectral : C. |
| 15 | Eunomia | A une distance de 395 500 milliers de kilomètres du Soleil et d'un rayon de 136 km, il fut découvert par De Gasparis en 1851. |
| 31 | Euphrosyne | Découvert en 1854 par le britanique J. Ferguson. Distance moyenne au Soleil : 562,5 millions de km. Période de révolution sidérale : 5,61 ans. Diamètre : 370 km. C'est le cinquième astéroïde par ordre décroissant de taille. |
| 52 | Europa | A une distance de 463 300 milliers de kilomètres du Soleil et d'un rayon de 156 km, il fut découvert par Goldschmidt en 1858. |
| 243 | Ida |  (du nom de la nourrice de Zeus dans la mythologie grecque). Découvert en 1884. Cet astéroïde, membre de la famille de Koronis, tourne autour du Soleil en 1,83 an à une distance moyenne de 428,4 millions de kilomètres. C'est un corps approximativement ellipsoïdal, dont les diamètres principaux mesurent 52,30 et 24 kilomètres. Il tourne sur lui même en 4,63 h. Deuxième astéroïde à être approché par une sonde spatiale, il a été survolé le 28 août 1993 par la sonde Galileo, d'une distance minimale de 2 400 km. Lors de ce survol, la sonde a pris 150 photographie d'Ida, montrant le tiers environ de sa surface; sur les meilleures photographie, les plus fins détails perceptibles mesurent moins de 40 m; sa surface apparaît très accidentée, criblée de cratères dont certains ont des bords très érodés, ce qui témoigne de leur ancienneté. L'une des images a révélé la présence d'un minuscule satellite, gravitant à une centaine de kilomètres de la surface d'Ida. Ce petit corps a été nommé Dactyle. Les deux objets semblent être des astéroïdes de type S (à base de silicates). |
| 253 | Mathilde |  Astéroïde de la ceinture principale d'astéroïdes, entre Mars et Jupiter. Diamètre : 60 km environ. La sonde américaine NEAR l'a survolé à moins de 1 800 km de distance le 27 juin 1997, et a pu photographier 60 % de sa surface. Celle-ci se révèle particulièrement sombre, avec un pouvoir réflecteur de 3 % seulement. La densité de petits cratères y est analogue à celle observée sur Ida et Gaspra, deux astéroïdes ayant déjà fait l'objet d'un survol rapproché; en revanche, le nombre de grands cratères d'impact a surpris les spécialistes : pas moins de cinq cratères de plus de 20 km de diamètre y ont été découverts. |
| 433 | Eros | Du type Amor, découvert par Witt, à Berlin et Charlois, à Nice, en 1898. Eros décrit en 643 jours (1,76 an) une orbite inclinée de 10,8° sur l'écliptique et dont l'excentricié atteint 0,223. Au périhélie, il s'approche à 169,5 millions de kilomètres du Soleil; à l'aphélie, il en est distant de 267 millions. Dans les conditions les plus favorables (oppositions périhéliques), il peut passer à quelque 22 millions de kilomètres seulement de la Terre. Un tel rapprochement a eu lieu en 1975 et se reproduira en 2056. Diverses mesures photométriques, polarimétriques ou au radar ont permis d'établir que cette petite planète est un corps allongé d'environ 33 x 13 km, et qu'elle tourne sur elle même autour de son axe en 5 h 16 min 13,4 s. Elle serait principalement constituée de fer natif et de silicates ferromagnésiens; sa surface semble recouverte d'une couche finement pulvérisée. Les oppositions d'Eros sont mises à profit pour déterminer avec une grande précision la parallaxe du Soleil et, par la suite, la distance de la Terre au Soleil, ainsi que la masse du système Terre-Lune. On attend son étude rapprochée par la sonde Near en l'an 2000. |
| 511 | Davida | Découvert en 1903 par R.S. Dugan. Demi-grand axe de son orbite : 477 millions de km. Période de révolution sidérale : 5,70 ans. Diamètre : 320 km. C'est l'un des plus gros astéroïdes. |
| 588 | Achille | Nom français de l'astéroïde Achilles. |
| 588 | Achilles | Découvert par l'allemand Max Wolf en 1906, premier des Troyens à avoir été identifié. Diamètre : 116 km. |
| 624 | Hector | Le plus gros des Troyens, découvert en 1907 par August Kopff. Son éclat varie d'un facteur 3,1 au cours de sa rotation, dont la période est de 6,9 h. D'après sa courbe de lumière, on a pu établir qu'il s'agit d'un objet allongé, d'environ 300 km de long pour 150 de large. Selon certains spécialistes, il serait formé de deux astéroïdes en contact et offrirait un exemple du processus d'accrétion par collision qui présida à la formation des planètes. |
| 704 | Interamnia | Découvert en 1910 par l'italien V. Cerulli. Demi-grand axe de son orbite : 458 millions de km. Période de révolution sidérale : 5,34 ans. Diamètre : 330 km (c'est le sixième astéroïde par la taille). Type spectral : C. |
| 911 | Agamemnon | A une distance de 778 100 milliers de kilomètres du Soleil et d'un rayon de 88 km, il fut découvert par Reinmuth en 1919. |
| 944 | Hidalgo | Découvert en 1920. Son orbite, qu'il décrit en 5 183 jours, est remarquable à cause des valeurs exceptionnellement fortes de son inclinaison sur l'écliptique (42°) et de son excentricié (0,66) : au périhélie, il s'approche à 300 millions de km du Soleil, mais à l'aphélie, il s'en éloigne à 1 450 millions de km, atteignant presque l'orbite de Saturne. |
| 951 | Gaspa |  Ida et Gaspra ont été photographiés par la sonde spatiale Galileo lors de son voyage vers Jupiter. A une distance de 205 000 milliers de kilomètres du Soleil, il fut découvert par Neujmin en 1916. |
| 1221 | Amor | Découvert en 1932 par le belge E. Delporte, prototype d'un groupe de petites planètes qui peuvent s'approcher fortement de la Terre. Distances extrêmes au Soleil : 162 et 143 millions de km. Période de révolution sidérale : 2,67 ans. Plus courte distance possible à la Terre : 16 millions de km. Diamètre estimé : 800 m. |
| 1566 | Icare | Du type Apollo, découvert en 1949 par W. Baade, à l'observatoire du Mont Wilson (Californie). Son orbite qu'il décrit en 1,12 an, se caractérise par une excentricié particulièrement forte (0,827) et une inclinaison importante sur l'écliptique (23°). Son périhélie se situe à l'intérieur de l'orbite de Mercure, à 28 millions de kilomètres seulement du Soleil; son aphélie au-delà de l'orbite de Mars, à 294,5 millions de kilomètres du Soleil. Il peut s'approcher, dans les conditions les plus favorables, à 5 500 000 km seulement de la Terre. Son diamètre estimé n'est que de 1,6 km et l'on pense qu'il s'agit d'un ancien noyau cométaire dépouillé de tous ses matériaux volatils. |
| 1862 | Apollo | Découvert en 1932 par l'allemand Reinmuth, perdu, puis retrouvé en 1973, prototype d'un groupe de petites planètes dont l'orbite coupe celle de la Terre. Distances extrêmes au Soleil : 97 et 343 millions de km. Période de révolution sidérale : 1,78 an. Plus courte distance possible à la Terre : 3,7 millions de km. Diamètre estimé : 2,1 km. |
| 2060 | Chiron | Découvert en 1977 par l'américain C.T. Kowal. Distance au Soleil : variable entre 1,3 et 2,8 milliards de kilomètres. Période de révolution sidérale : 50,68 ans. Diamètre : entre 180 et 260 km. Il offre la particularité de décrire une orbite très allongée (excentricié : 0,379) et de graviter très au-delà de la ceinture d'astéroïdes; entre l'orbite de Saturne et celle d'Uranus, dans une région du système solaire où l'on n'avait jamais observé d'astéroïde avant sa découverte. Des observations dans l'infrarouge ont révélé qu'il s'agit d'un corps presque sphérique et que sa surface est modérément sombre, ce qui suggère qu'elle est rocheuse ou poussiéreuse, avec peut-être une certaine proportion de glace. On a pu établir aussi que Chiron tourne sur lui-même en 5,9 h et l'on a constaté qu'il est sujet à des sursauts d'éclat. En se rapprochant du Soleil, il a développé une atmosphère ténue de gaz et de poussières et on le considère désormais comme une comète périodique (désignée sous l'appellation 95P/Chiron). |
| 2062 | Aten | Découvert en 1976 par l'américaine E. Helin à l'observatoire du Mont Palomar, prototype d'un groupe de petites planètes qui circulent essentiellement à l'intérieur de l'orbite terrestre, le demi-grand axe de leur orbite étant inférieur à la distance moyenne du Soleil à la Terre. Distances extrêmes au Soleil : 118 et 171 millions de km. Période de révolution sidérale : 0,951 an. Plus courte distance possible à la Terre : 16,9 millions de km. Diamètre estimé : 1,3 km. Type : S (silicaté). |
| 2101 | Adonis | Du type Apollo, découvert en 1936 par l'astronome belge Delporte, perdu, puis retrouvé en 1977. Distances extrêmes au Soleil : 66 millions de km, au périhélie; 494 millions de km, à l'aphélie. Période de révolution sidérale : 2,56 ans. Il peut s'approcher à 2 millions de km seulement de la Terre, comme le 7 février 1936. Son diamètre est estimé à 800 m. Il pourrait être d'origine cométaire. |
| 2212 | Hephaistos | A une distance de 323 884 milliers de kilomètres du Soleil et d'un rayon de 4,4 km, il fut découvert par Lioudmila Tchernykh en 1978. |
| 3554 | Amun | A une distance de 145 710 milliers de kilomètres du Soleil, il fut découvert par Carolyn et Eugene M. Shoemaker en 1986. |
| 4179 | Toutatis | Du type d'Apollo, découvert dans la nuit du 4 au 5 janvier 1989 à l'aide du télescope de Schmidt du CERGA par les français J.L. Heudier, C. Pollas, R. Chemin et A. Maury. Il tourne autour du Soleil en 3,57 ans, à une distance moyenne de 376 millions de km. Le 8 décembre 1992, il est passé à 3,6 millions de km seulement de la Terre mais il peut s'en approcher à moins de 900 000 km. Les nombreuses études au radar effectuées à cette occasion ont permis notamment de mesurer avec précision sa période de rotation (10,5 jours) et d'établir qu'il est formé de deux blocs rocheux accolés, ayant respectivement 4 km et 2,6 km de diamètre. |
| 4769 | Castalia | Des observations au radar ont révélé la forme particulièrement curieuse de cet astéroïde découvert en 1989. Il semble être composé de deux lobes adjacents, ce qui suggère qu'il a été formé lors d'une collision entre deux objets lents. |
| 69230 | Hermès | Astéroïde du type Apollo découvert en 1937 par Karl Reinmuth, à l'observatoire de Heidelberg. Ce petit astre, dont le diamètre estimé n'est que de 800 m, décrit en 2,10 ans une orbite très elliptique, sa distance au Soleil variant entre 92 et 398 millions de km : au périhélie, il est plus proche du Soleil que Vénus; à l'aphélie, il est plus éloigné que Mars. Le 30 octobre 1937, il est passé à moins de 800 000 km de la Terre, mais, dans les conditions les plus favorables, il peut s'en approcher à 300 000 km seulement. |
Pour plus d'information :
La ceinture d'astéroïdes : http://www.astropolis.fr/articles/etude-du-systeme-solaire/ceinture-d'asteroides/astronomie-ceinture-asteroides.html
Liste des astéroïdes : http://fr.wikipedia.org/wiki/Liste_des_ast%C3%A9ro%C3%AFdes
Ceinture d'astéroïdes : http://fr.wikipedia.org/wiki/Ceinture_d%27ast%C3%A9ro%C3%AFdes