Glossaire astronomique
Ce glossaire à pour but de vous aider à vous familiariser avec les différents termes employés en astronomie. Plus
de 151 définitions sont actuellement disponibles.
Les définitions présentes dans ce lexique proviennent de Wikipédia.
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| CCD (Charge Coupled Device) | Haut de page  |
Le photoscope est le capteur qui convertit la lumière (composée de photons) en signaux électriques qui peuvent être numérisés pour obtenir une image numérique.
En 2002, deux grandes familles de capteurs sont disponibles :
Dans tous les cas, le capteur est organisé selon une grille de petits capteurs. C'est ce capteur élémentaire que les fabricants appellent pixel. En général, le capteur est monochrome (RVB: rouge, vert ou bleu ou CMJN: cyan, magenta, jaune ou noir) et une étape de calcul (interpolation, filtrage : voir traitement du signal) est nécessaire pour obtenir une image numérique où les pixels sont colorés (avec un niveau rouge, un vert et un bleu).
La résolution maximale d'un capteur est fonction du nombre de pixels actifs de ce capteur. Par exemple, un capteur CCD comptant 2580x1944 pixels actifs aura une résolution (à peu près) 4 fois meilleure qu'un capteur de 1280x960 pixels.
L'efficacité quantique du capteur est définie par le rapport électrons produits/photons incidents (ce qui est un point commun avec le principe de base de la photographie argentique). Elle est une donnée de chaque famille de capteur. En revanche, à l'intérieur d'une famille de capteurs, la sensibilité d'un capteur est surtout fonction de la taille des pixels (c'est-à-dire la surface de capture des photons). Deux capteurs de 2580x1944 pixels actifs de même efficacité quantique peuvent avoir deux sensibilités maximales très différentes si la surface de pixels du premier fait 10 .m² contre 15 .m² dans l'autre cas. Afin d'essayer de comparer cette sensibilité à la sensibilité nominale des films argentiques, on a défini une sensibilité ISO des systèmes numériques (voir détermination de la sensibilité ISO, selon la norme ISO 12232).
On voit donc que, à l'intérieur d'une famille de capteurs, pour pouvoir augmenter la résolution tout en conservant une sensibilité maximale décente, il convient d'augmenter la taille des pixels, et donc la surface utile du capteur.
Remarque : Les caméras type filaire ou sans fil pour l'informatique ou la vidéo-surveillance n'utilisent le CCD que pour les produits haut de gamme ou professionnels.
Voir aussi: Astronomie
En 2002, deux grandes familles de capteurs sont disponibles :
- les CCDs Charge Coupled Device, qui ont de bonnes performances, sont utilisés en astronomie depuis longtemps mais utilisent des techniques de production spécifiques. Chaque photosite ou pixel du capteur ne voit qu'une seule couleur : rouge, vert ou bleu. Nous trouvons donc sur un carré de 4 photosites :
· 1 pour le bleu,
· 1 pour le rouge,
· 2 pour le vert.
Cette répartition correspond à la sensibilité de notre vision. C'est le logiciel du photoscope qui va recréer les couleurs pour un résultat final en trichromie. - les supers CCD (commerçalisés par Fuji) fonctionnent sur le même principe que les CCD, mais chaque photosite possède une surface octogonale procurant un meilleur rapport signal/bruit et une plus grande sensibilité.
- les capteurs CMOS ont, en 2002, de moins bonnes performances mais sont produits selon des techniques classiques de micro-électroniques et pourraient donc progresser beaucoup plus vite.
Dans tous les cas, le capteur est organisé selon une grille de petits capteurs. C'est ce capteur élémentaire que les fabricants appellent pixel. En général, le capteur est monochrome (RVB: rouge, vert ou bleu ou CMJN: cyan, magenta, jaune ou noir) et une étape de calcul (interpolation, filtrage : voir traitement du signal) est nécessaire pour obtenir une image numérique où les pixels sont colorés (avec un niveau rouge, un vert et un bleu).
La résolution maximale d'un capteur est fonction du nombre de pixels actifs de ce capteur. Par exemple, un capteur CCD comptant 2580x1944 pixels actifs aura une résolution (à peu près) 4 fois meilleure qu'un capteur de 1280x960 pixels.
L'efficacité quantique du capteur est définie par le rapport électrons produits/photons incidents (ce qui est un point commun avec le principe de base de la photographie argentique). Elle est une donnée de chaque famille de capteur. En revanche, à l'intérieur d'une famille de capteurs, la sensibilité d'un capteur est surtout fonction de la taille des pixels (c'est-à-dire la surface de capture des photons). Deux capteurs de 2580x1944 pixels actifs de même efficacité quantique peuvent avoir deux sensibilités maximales très différentes si la surface de pixels du premier fait 10 .m² contre 15 .m² dans l'autre cas. Afin d'essayer de comparer cette sensibilité à la sensibilité nominale des films argentiques, on a défini une sensibilité ISO des systèmes numériques (voir détermination de la sensibilité ISO, selon la norme ISO 12232).
On voit donc que, à l'intérieur d'une famille de capteurs, pour pouvoir augmenter la résolution tout en conservant une sensibilité maximale décente, il convient d'augmenter la taille des pixels, et donc la surface utile du capteur.
Remarque : Les caméras type filaire ou sans fil pour l'informatique ou la vidéo-surveillance n'utilisent le CCD que pour les produits haut de gamme ou professionnels.
Voir aussi: Astronomie
| Ceinture d'astéroïdes | Haut de page |
De nombreux petits corps rocheux appelés astéroïdes sont présents dans le système solaire, la grande majorité d'entre eux circulent entre l'orbite de Mars et de Jupiter, dans ce que les astronomes appellent la ceinture d'astéroïdes, autrement appelée ceinture principale.
Le premier astéroïde fut découvert par Giuseppe Piazzi le 1er janvier 1801. Le calcul permit de révéler qu'il s'agissait d'un astre tournant à 2,8 unités astronomiques du Soleil. Il fut nommé (1) Cérès. D'autres astéroïdes ont ensuite été découverts, (3) Junon en 1804, (4) Vesta en 1807, (5) Astrée en 1845 ainsi que des milliers d'autres jusqu'à nos jours. On en compte près de 100 000 numérotés et répertoriés avec exactitude aujourd'hui. Des milliers d'autres sont recensés mais moins bien déterminés. En fait, ils sont des milliards et leur nombre croit proportionnellement à leur petitesse ; en effet lorsque la taille diminue d'un facteur 10, leur nombre augmente d'un facteur 100. Cette progression subsiste jusqu'à ce que leur taille deviennent suffisamment petite pour que l'effet Poynting-Robertson ou la pression de radiation du Soleil les évacue du système solaire. Malgré leur nombre ils ont chacun un « espace vital » de plusieurs millions de kilomètres.
La masse totale de tous les astéroïdes est largement inférieure à celle de la Lune.
Certains peuvent être éjectés de la ceinture et être lancés sur des trajectoires qui peuvent croiser l'orbite de la Terre. Ces astéroïdes, appelés géocroiseurs, environ 300 répertoriés, sont potentiellement dangereux et sont surveillés par des programmes automatisés.
On pense que les astéroïdes sont, aujourd'hui, avec les noyaux des comètes, les derniers représentants des petits corps qui peuplaient le système solaire primitif, et qu'ils n'ont pu s'agglomérer pour former une planète unique.
Les astéroïdes de la ceinture principale se répartissent en différents types en fonction de leur composition.
Les astéroïdes sont aussi classés par catégories en fonction de leur place dans le système solaire.
La ceinture principale n'est pas homogène: des régions sans astéroïdes y existent. Appelées lacunes de Kirkwood, elles sont dues à l'influence gravitationnelle de Jupiter.
Voir aussi: Astéroïde, Géocroiseurs, Lacunes de Kirkwood, Lagrange, Orbite
Références: Nuage de Oort, Résonance orbitale
Le premier astéroïde fut découvert par Giuseppe Piazzi le 1er janvier 1801. Le calcul permit de révéler qu'il s'agissait d'un astre tournant à 2,8 unités astronomiques du Soleil. Il fut nommé (1) Cérès. D'autres astéroïdes ont ensuite été découverts, (3) Junon en 1804, (4) Vesta en 1807, (5) Astrée en 1845 ainsi que des milliers d'autres jusqu'à nos jours. On en compte près de 100 000 numérotés et répertoriés avec exactitude aujourd'hui. Des milliers d'autres sont recensés mais moins bien déterminés. En fait, ils sont des milliards et leur nombre croit proportionnellement à leur petitesse ; en effet lorsque la taille diminue d'un facteur 10, leur nombre augmente d'un facteur 100. Cette progression subsiste jusqu'à ce que leur taille deviennent suffisamment petite pour que l'effet Poynting-Robertson ou la pression de radiation du Soleil les évacue du système solaire. Malgré leur nombre ils ont chacun un « espace vital » de plusieurs millions de kilomètres.
La masse totale de tous les astéroïdes est largement inférieure à celle de la Lune.
Certains peuvent être éjectés de la ceinture et être lancés sur des trajectoires qui peuvent croiser l'orbite de la Terre. Ces astéroïdes, appelés géocroiseurs, environ 300 répertoriés, sont potentiellement dangereux et sont surveillés par des programmes automatisés.
On pense que les astéroïdes sont, aujourd'hui, avec les noyaux des comètes, les derniers représentants des petits corps qui peuplaient le système solaire primitif, et qu'ils n'ont pu s'agglomérer pour former une planète unique.
Les astéroïdes de la ceinture principale se répartissent en différents types en fonction de leur composition.
- Les astéroïdes de type C qui inclut plus 75% des astéroïdes. Ils sont très sombres (albédo de 0.03), ils sont semblables aux météorites de type chondrite carbonée.
- Les astéroïdes de type S qui inclut 17% des astéroïdes. Ils sont relativement clair (albédo entre 10 et 22). Ils sont composés de fer de nickel et de silicates de magnésium.
- Les astéroïdes de type M qui inclut la plus part des autres astéroïdes. Ils sont clair (albédo entre 10 et 18). Ils sont composés de fer et de nickel.
- Il existe aussi une douzaine d'autre type beaucoup plus rares.
Les astéroïdes sont aussi classés par catégories en fonction de leur place dans le système solaire.
- La Ceinture principale: localisée entre Mars et Jupiter entre 2 et 4 ua du Soleil; ils sont divisés en sous-groupes: Hungarias, Floras, Phocaea, Koronis, Eos, Themis, Cybeles et Hildas (lesquels sont nommés d'après l'astéroïde principal dans le groupe).
- Les Astéroïdes proches de la Terre : Amors, les Apollons et les Atens.
- Les Troyens localisés proche des points de Lagrange de Jupiter (60 degrés devant et derrière Jupiter sur son orbite).
- Les Centaures et les objets transneptuniens qui sont localisés dans le système solaire externe.
La ceinture principale n'est pas homogène: des régions sans astéroïdes y existent. Appelées lacunes de Kirkwood, elles sont dues à l'influence gravitationnelle de Jupiter.
Voir aussi: Astéroïde, Géocroiseurs, Lacunes de Kirkwood, Lagrange, Orbite
Références: Nuage de Oort, Résonance orbitale
| Ceinture de Kuiper | Haut de page |
La ceinture de Kuiper est une zone du système solaire, s'étendant au-delà de l'orbite de Neptune, entre 30 et 50 unités astronomiques. Cette zone, en forme d'anneau, est sans doute composée de plus de 35 000 objets de plus de 100 km de diamètre, essentiellement situés dans le plan de l'écliptique. Sa masse totale est donc plusieurs centaines de fois supérieure à celle de la ceinture principale d'astéroïdes située entre Mars et Jupiter.
Il s'agit certainement des ultimes vestiges du disque d'accrétion à l'origine du système solaire. Les parties denses, à l'intérieur du disque, se sont condensées sous forme de planètes, alors que le bord externe, plus diffus, a produit un grand nombre de petits objets.
Un écrivain irlandais, astronome amateur, Kenneth E. Edgeworth avait publié des arguments similaires à ceux de Kuiper en 1943 et 1949. La ceinture est donc aussi quelquefois appelée ceinture d'Edgeworth-Kuiper en reconnaissance de sa contribution.
Composition
Il est difficile de connaître la composition d'objets si lointains. Néanmoins, plusieurs analyses spectroscopiques ont pu être faites. Certains objets, tels (15789) 1993 SC, semblent recouverts de méthane et d'autres hydrocarbures légers. D'autres, tels (19308) 1996 TO66, semblent avoir de la glace d'eau à leur surface.
Pour l'instant, c'est tout ce qui est connu. De futurs survols par des sondes interplanétaires pourraient permettre un élargissement de nos connaissances à leur sujet.
Limite extérieure de la ceinture de Kuiper
Depuis 1998, un net déficit est apparu dans le nombre d'objets observés au-delà de 47 ua. Cela ne semble pas être un biais de l'observation et bien que tous les scientifiques ne soient pas d'accord sur cette explication, cela semble indiquer que la ceinture de Kuiper se termine vers 50 ua.
Cela ne signifie pas qu'aucun objet n'existe plus loin, ni n'exclut l'existence d'une deuxième ceinture de Kuiper plus éloignée. En fait, en 2004, la découverte de (90377) Sedna semble confirmer l'existence d'objets entre la ceinture de Kuiper et le lointain nuage d'Oort.
Voir aussi: Écliptique, Accrétion, Diamètre, Orbite
Références: Comète, Cubewano, Nuage de Oort, Résonance orbitale
Il s'agit certainement des ultimes vestiges du disque d'accrétion à l'origine du système solaire. Les parties denses, à l'intérieur du disque, se sont condensées sous forme de planètes, alors que le bord externe, plus diffus, a produit un grand nombre de petits objets.
Un écrivain irlandais, astronome amateur, Kenneth E. Edgeworth avait publié des arguments similaires à ceux de Kuiper en 1943 et 1949. La ceinture est donc aussi quelquefois appelée ceinture d'Edgeworth-Kuiper en reconnaissance de sa contribution.
Composition
Il est difficile de connaître la composition d'objets si lointains. Néanmoins, plusieurs analyses spectroscopiques ont pu être faites. Certains objets, tels (15789) 1993 SC, semblent recouverts de méthane et d'autres hydrocarbures légers. D'autres, tels (19308) 1996 TO66, semblent avoir de la glace d'eau à leur surface.
Pour l'instant, c'est tout ce qui est connu. De futurs survols par des sondes interplanétaires pourraient permettre un élargissement de nos connaissances à leur sujet.
Limite extérieure de la ceinture de Kuiper
Depuis 1998, un net déficit est apparu dans le nombre d'objets observés au-delà de 47 ua. Cela ne semble pas être un biais de l'observation et bien que tous les scientifiques ne soient pas d'accord sur cette explication, cela semble indiquer que la ceinture de Kuiper se termine vers 50 ua.
Cela ne signifie pas qu'aucun objet n'existe plus loin, ni n'exclut l'existence d'une deuxième ceinture de Kuiper plus éloignée. En fait, en 2004, la découverte de (90377) Sedna semble confirmer l'existence d'objets entre la ceinture de Kuiper et le lointain nuage d'Oort.
Voir aussi: Écliptique, Accrétion, Diamètre, Orbite
Références: Comète, Cubewano, Nuage de Oort, Résonance orbitale
| Ceinture de Van Allen | Haut de page |
La ceinture de radiations de Van Allen est une zone toroïdale de la magnétosphère terrestre entourant l'équateur magnétique et contenant une grande densité de particules énergétiques. La rencontre de ces particules avec les molécules de la haute atmosphère terrestre est à l'origine des aurores polaires. Cette ceinture fut découverte en 1958 par James Alfred Van Allen à partir des mesures effectuées par des compteurs Geiger embarqués dans les satellites Explorer 1 et Explorer 3.
On peut, en réalité, considérer qu'elle est constituée de deux zones distinctes appelées « ceinture intérieure » et « ceinture extérieure ». La première, située à environ 5 000 km d'altitude, est constituée principalement de protons à haute énergie (jusqu'à plusieurs dizaines de MeV) provenant du vent solaire et du rayonnement cosmique, piégés par le champ magnétique terrestre. La ceinture extérieure, plus large, se déploie entre 20 000 et 36 000 km ; elle est constituée d'électrons également à haute énergie (<1 MeV). Les particules des deux ceintures se déplacent en permanence à grande vitesse entre les parties nord et sud de la magnétosphère. Le niveau de radiation associé serait mortel pour un spationaute sans protection.
Voir aussi: Équateur, Magnétosphère, Vent solaire
Références: Vent solaire
On peut, en réalité, considérer qu'elle est constituée de deux zones distinctes appelées « ceinture intérieure » et « ceinture extérieure ». La première, située à environ 5 000 km d'altitude, est constituée principalement de protons à haute énergie (jusqu'à plusieurs dizaines de MeV) provenant du vent solaire et du rayonnement cosmique, piégés par le champ magnétique terrestre. La ceinture extérieure, plus large, se déploie entre 20 000 et 36 000 km ; elle est constituée d'électrons également à haute énergie (<1 MeV). Les particules des deux ceintures se déplacent en permanence à grande vitesse entre les parties nord et sud de la magnétosphère. Le niveau de radiation associé serait mortel pour un spationaute sans protection.
Voir aussi: Équateur, Magnétosphère, Vent solaire
Références: Vent solaire
| Chambre de Schmidt | Haut de page |
La chambre de Schmidt est une chambre photographique de grande ouverture conçue pour l'astrophotographie. Elle est basée sur un miroir primaire sphérique et une lame de Schmidt. La luminosité des prises est exceptionnelle grâce à un rapport f/D très faible (environ f/2). Son rapport d'ouverture la rend parfaitement adaptée pour la photo à grand champ, dont l'image focale est une portion de sphère ; elle a longtemps été utilisée pour les études systématiques de grandes portions du ciel. La démocratisation des capteurs CCD élargit considérablement ses possibilités.
Voir aussi: Astrophotographie, Luminosité
Voir aussi: Astrophotographie, Luminosité
| Chercheur | Haut de page |
Ce viseur, une petite lunette généralement réticulée, doit être correctement réglé : il doit être parallèle au tube de l'instrument. Pour le vérifier, visez un objet terrestre le plus éloigné possible comme le toit d'une maison et regardez si le centre du réticule correspond au centre du champ de vision du télescope. Son but est de faciliter le pointage vers une zone du ciel grâce à son champ de vision plus large, ce qui permet de se repérer plus facilement parmi les étoiles.
| Chromosphère | Haut de page |
La chromosphère est la couche de gaz de couleur rose, transparente pour la lumière visible qui entoure la photosphère. Son épaisseur est de l'ordre de quinze milliers de km. Elle n'est visible que lors d'une éclipse totale de Soleil ou à l'aide d'instruments adaptés. Contrairement à l'intérieur du Soleil, la température dans la chromosphère augmente au fur et à mesure que l'on s'éloigne du Soleil, en même temps que la pression diminue.
C'est dans la chromosphère que jaillissent les spicules (filets de gaz s'échappant à très haute vitesse), les protubérances et les éruptions solaires, jets de gaz et de matière de plusieurs centaines de milliers de km de hauteur. Les protubérances peuvent être éruptives lorsqu'elles éjectent de la matière dans l'espace, elles ressemblent souvent à des ponts aux arches de plusieurs dizaines de milliers de kilomètres de portée. Le plasma qui constitue la chromosphère est très peu dense puisque la densité électronique Ne ne dépasse pas 1018 électrons par m3.
Voir aussi: Éclipse, Photosphère
Références: Astrophotographie, Couronne solaire
C'est dans la chromosphère que jaillissent les spicules (filets de gaz s'échappant à très haute vitesse), les protubérances et les éruptions solaires, jets de gaz et de matière de plusieurs centaines de milliers de km de hauteur. Les protubérances peuvent être éruptives lorsqu'elles éjectent de la matière dans l'espace, elles ressemblent souvent à des ponts aux arches de plusieurs dizaines de milliers de kilomètres de portée. Le plasma qui constitue la chromosphère est très peu dense puisque la densité électronique Ne ne dépasse pas 1018 électrons par m3.
Voir aussi: Éclipse, Photosphère
Références: Astrophotographie, Couronne solaire
| Clarté | Haut de page |
La clarté augmente avec le diamètre de l'objectif, elle est théoriquement proportionnelle à la surface de la section du télescope, diminuée de l'obstruction du miroir secondaire. On peut calculer un facteur approximatif en divisant le carré du diamètre de l'objectif à celui de la pupille (environ 6 mm dans le noir). Par exemple, si un télescope a un diamètre de 114 mm, il collectera 361 fois plus de lumière que l'.il (1142/62). Toutefois, la luminosité des images dépend aussi du grossissement, sauf pour les étoiles qui fournissent toujours une image ponctuelle. Les astres diffus, tels que les nébuleuses ou les galaxies, doivent donc être observés avec des instruments ayant un faible rapport f/D pour pouvoir appliquer de faibles grossissements. L'oeil humain n'est plus guère utilisé comme "capteur" direct. L'ancienne plaque photographique est remplacé par des capteurs électroniques dont le rendement est actuellement proche de 100 %.
Voir aussi: Diamètre, Diamètre de l'objectif, Grossissement, Luminosité, Objectif
Références: Grossissement, Rapport f/D
Voir aussi: Diamètre, Diamètre de l'objectif, Grossissement, Luminosité, Objectif
Références: Grossissement, Rapport f/D
| Comète | Haut de page |
En astronomie, une comète est un petit astre brillant du Système solaire, dont l'orbite a généralement la forme d'une ellipse très allongée, et souvent accompagné d'une longue traînée lumineuse due à l'interaction entre la comète à vitesse élevée au voisinage du Soleil et le vent solaire.
Le mot comète vient du grec « kometes » qui signifie chevelu.
Description
La masse des comètes est estimée entre 1011 kg et 1017 kg. Une comète se compose de trois parties, le noyau, la chevelure et la queue. Le noyau et la chevelure constituent la tête de la comète.
Lors du dernier passage de la comète de Halley en 1986, 6 sondes spatiales (ICE, Véga-1, Véga-2, Sakigake, Suisei et Giotto) ont frôlé la comète et enregistré des données et des images précieuses pour notre connaissance des comètes.
Le noyau
L'hypothèse de constitution du noyau la plus communément admise est qu'il serait un corps solide constitué de glaces et de matière météoritique agglomérées. Ces glaces se subliment sous l'action du vent solaire et donnent naissance aux gaz constituant le reste de la comète.
Le diamètre de ce noyau est estimé entre quelques centaines de mètres et quelques kilomètres.
La plus grande dimension du noyau de la comète de Halley, de forme oblongue, est d'environ 15 km ; le volume de son noyau a été estimé à 500 km3, pour une masse de 1014 kg, ce qui correspond à une masse volumique moyenne de 200 kg/m3.
La chevelure
La chevelure est constituée des gaz, des poussières et des petits rocheux issus du noyau de la comète. La brillance de la chevelure décroît approximativement en raison inverse de la distance angulaire au noyau.
Son diamètre est généralement compris entre 50 000 et 250 000 km, avec des limites extrêmes de 15 000 et 1 800 000 km. La chevelure s'identifie fréquemment avec la tête de la comète, étant donné le faible diamètre relatif du noyau.
Les analyses du gaz de la chevelure de la comète de Halley indiquent que celui-ci contient 80 % d'eau, 10 % de monoxyde de carbone, 3 % de dioxyde de carbone, 2 % de méthane, moins de 1,5 % d'ammoniac et 0,1 % d'acide cyanhydrique.
Les queues
Une comète importante possède au moins deux queues :
Leurs dimensions sont considérables : des longueurs de 30 à 80 millions de kilomètres sont relativement fréquentes.
Pour certaines comètes, il a été observé une queue plus courte, et dirigée vers le Soleil, dite queue anomale ou « antiqueue », et constituée de poussières.
Orbites
Moins de la moitié des comètes répertoriées ont une orbite elliptique, et tournent autour du soleil : ce sont les comètes périodiques.
Les comètes sont dites conventionnellement à courte période quand leur période est inférieure à 200 ans. Elles seraient originaires de la ceinture de Kuiper.
Les comètes dont la période est supérieure à 200 ans sont supposées provenir du nuage de Oort.
Voir aussi: Astronomie, Ceinture de Kuiper, Diamètre, Ellipse, Nuage de Oort, Orbite, Vent solaire
Références: Aphélie, Magnétosphère, Nuage de Oort, Périphélie
Le mot comète vient du grec « kometes » qui signifie chevelu.
Description
La masse des comètes est estimée entre 1011 kg et 1017 kg. Une comète se compose de trois parties, le noyau, la chevelure et la queue. Le noyau et la chevelure constituent la tête de la comète.
Lors du dernier passage de la comète de Halley en 1986, 6 sondes spatiales (ICE, Véga-1, Véga-2, Sakigake, Suisei et Giotto) ont frôlé la comète et enregistré des données et des images précieuses pour notre connaissance des comètes.
Le noyau
L'hypothèse de constitution du noyau la plus communément admise est qu'il serait un corps solide constitué de glaces et de matière météoritique agglomérées. Ces glaces se subliment sous l'action du vent solaire et donnent naissance aux gaz constituant le reste de la comète.
Le diamètre de ce noyau est estimé entre quelques centaines de mètres et quelques kilomètres.
La plus grande dimension du noyau de la comète de Halley, de forme oblongue, est d'environ 15 km ; le volume de son noyau a été estimé à 500 km3, pour une masse de 1014 kg, ce qui correspond à une masse volumique moyenne de 200 kg/m3.
La chevelure
La chevelure est constituée des gaz, des poussières et des petits rocheux issus du noyau de la comète. La brillance de la chevelure décroît approximativement en raison inverse de la distance angulaire au noyau.
Son diamètre est généralement compris entre 50 000 et 250 000 km, avec des limites extrêmes de 15 000 et 1 800 000 km. La chevelure s'identifie fréquemment avec la tête de la comète, étant donné le faible diamètre relatif du noyau.
Les analyses du gaz de la chevelure de la comète de Halley indiquent que celui-ci contient 80 % d'eau, 10 % de monoxyde de carbone, 3 % de dioxyde de carbone, 2 % de méthane, moins de 1,5 % d'ammoniac et 0,1 % d'acide cyanhydrique.
Les queues
Une comète importante possède au moins deux queues :
- une queue constituée de plasma, rectiligne et se maintenant à l'opposé du Soleil (comme une ombre) ;
- une queue plus large constituée de poussières poussées par le vent solaire, et incurvée dans le plan de l'orbite.
Leurs dimensions sont considérables : des longueurs de 30 à 80 millions de kilomètres sont relativement fréquentes.
Pour certaines comètes, il a été observé une queue plus courte, et dirigée vers le Soleil, dite queue anomale ou « antiqueue », et constituée de poussières.
Orbites
Moins de la moitié des comètes répertoriées ont une orbite elliptique, et tournent autour du soleil : ce sont les comètes périodiques.
Les comètes sont dites conventionnellement à courte période quand leur période est inférieure à 200 ans. Elles seraient originaires de la ceinture de Kuiper.
Les comètes dont la période est supérieure à 200 ans sont supposées provenir du nuage de Oort.
Voir aussi: Astronomie, Ceinture de Kuiper, Diamètre, Ellipse, Nuage de Oort, Orbite, Vent solaire
Références: Aphélie, Magnétosphère, Nuage de Oort, Périphélie
| Constellation | Haut de page |
Une constellation est un ensemble d'étoiles suffisamment proches pour qu'une civilisation donnée ait décidé de les relier par des lignes imaginaires, traçant ainsi une figure sur la voûte céleste. Une constellation est donc un astérisme particulier.
Dans l'espace tridimensionnel, les étoiles d'une constellation sont ordinairement très dispersées, mais elles paraissent être regroupées sur la plaine imaginaire du ciel nocturne.
Ces groupes sont totalement arbitraires et différentes cultures ont reconnu des constellations différentes, bien que quelques-unes des plus visibles aient tendance à réapparaître fréquemment, comme par exemple Orion et le Scorpion.
Les constellations occidentales sont regroupées en deux parties, divisant le ciel en suivant plus ou moins les deux hémisphères terrestres, le ciel austral pour le sud et le ciel boréal pour le nord. Les constellations boréales sont les plus anciennes et correspondent au pan de ciel visible depuis les régions de la Méditerranée par les astronomes de l'antiquité. Les constellations australes n'ont pas été nommées par les astronomes occidentaux avant au moins le XVe siècle (même si, bien sûr, les habitants de l'hémisphère sud en avaient observé les étoiles bien avant cette époque). Elles servaient aussi, autrefois, de repères pour les marins partis en mer.
Actuellement, l'Union astronomique internationale (UAI) divise le ciel en 88 constellations officielles avec des frontières précises, pour que tout point du ciel appartienne à une constellation. Celles-ci sont substantiellement basées sur la tradition hellénique et pré-hellénique, transmise à travers l'ère médiévale.
Voir aussi: Astérisme, Austral, Boréal
Références: Astérisme, Coordonnées équatoriales, Essaims météoritiques
Dans l'espace tridimensionnel, les étoiles d'une constellation sont ordinairement très dispersées, mais elles paraissent être regroupées sur la plaine imaginaire du ciel nocturne.
Ces groupes sont totalement arbitraires et différentes cultures ont reconnu des constellations différentes, bien que quelques-unes des plus visibles aient tendance à réapparaître fréquemment, comme par exemple Orion et le Scorpion.
Les constellations occidentales sont regroupées en deux parties, divisant le ciel en suivant plus ou moins les deux hémisphères terrestres, le ciel austral pour le sud et le ciel boréal pour le nord. Les constellations boréales sont les plus anciennes et correspondent au pan de ciel visible depuis les régions de la Méditerranée par les astronomes de l'antiquité. Les constellations australes n'ont pas été nommées par les astronomes occidentaux avant au moins le XVe siècle (même si, bien sûr, les habitants de l'hémisphère sud en avaient observé les étoiles bien avant cette époque). Elles servaient aussi, autrefois, de repères pour les marins partis en mer.
Actuellement, l'Union astronomique internationale (UAI) divise le ciel en 88 constellations officielles avec des frontières précises, pour que tout point du ciel appartienne à une constellation. Celles-ci sont substantiellement basées sur la tradition hellénique et pré-hellénique, transmise à travers l'ère médiévale.
Voir aussi: Astérisme, Austral, Boréal
Références: Astérisme, Coordonnées équatoriales, Essaims météoritiques
| Coordonnées | Haut de page |
En astronomie, un système de coordonnées céleste est un système de coordonnées permettant de déterminer une position dans le ciel. Il existe plusieurs systèmes, utilisant une grille de coordonnées projetée sur la sphère céleste, de manière analogue aux systèmes de coordonnées géographiques utilisés à la surface de la Terre. Les systèmes de coordonnées célestes diffèrent seulement dans le choix du plan de référence, qui divise le ciel en deux hémisphères le long d'un grand cercle (le plan de référence du système de coordonnées géographiques est l'équateur terrestre). Chaque système est nommé d'après son plan de référence :
Voir aussi: Équateur, Astronomie, Coordonnées écliptiques, Coordonnées équatoriales, Coordonnées galactiques, Coordonnées horizontales
Références: Astrolabe, Azimut, Big-Bang, Coordonnées écliptiques, Coordonnées équatoriales, Coordonnées galactiques, Coordonnées horizontales, Monture équatoriale
- Système de coordonnées horizontales
- Système de coordonnées équatoriales
- Système de coordonnées écliptiques
- Système de coordonnées galactiques
Voir aussi: Équateur, Astronomie, Coordonnées écliptiques, Coordonnées équatoriales, Coordonnées galactiques, Coordonnées horizontales
Références: Astrolabe, Azimut, Big-Bang, Coordonnées écliptiques, Coordonnées équatoriales, Coordonnées galactiques, Coordonnées horizontales, Monture équatoriale
| Coordonnées écliptiques | Haut de page |
Pour les objets situés dans le système solaire, on utilise plus facilement le système de coordonnées écliptiques. Comme son nom l'indique, il utilise comme plan de référence le plan de l'écliptique (plan de l'orbite de la Terre autour du Soleil).
On parle alors de longitude écliptique pour mesurer l'angle entre le point vernal (le même que pour le système de coordonnées équatoriales) et la projection de l'objet sur ce plan. Cet angle se mesure en degrés. De même que la latitude écliptique qui représente l'angle entre l'écliptique et l'objet (le Soleil est au centre du repère).
Comme toutes les planètes sont situées pratiquement dans le même plan, la latitude écliptique est très faible, excepté pour Pluton.
A noter : Toutes les constellations du zodiaque se trouvent sur la ligne dessinée par le plan de l'écliptique sur la voûte céleste.
Voir aussi: Écliptique, Coordonnées, Coordonnées équatoriales, Orbite, Zodiaque
Références: Coordonnées
On parle alors de longitude écliptique pour mesurer l'angle entre le point vernal (le même que pour le système de coordonnées équatoriales) et la projection de l'objet sur ce plan. Cet angle se mesure en degrés. De même que la latitude écliptique qui représente l'angle entre l'écliptique et l'objet (le Soleil est au centre du repère).
Comme toutes les planètes sont situées pratiquement dans le même plan, la latitude écliptique est très faible, excepté pour Pluton.
A noter : Toutes les constellations du zodiaque se trouvent sur la ligne dessinée par le plan de l'écliptique sur la voûte céleste.
Voir aussi: Écliptique, Coordonnées, Coordonnées équatoriales, Orbite, Zodiaque
Références: Coordonnées
| Coordonnées équatoriales | Haut de page |
Pour pallier les défauts du système de coordonnées horizontales, on utilise le système de coordonnées équatoriales. Il permet, par exemple, de repérer la position d'une étoile dans le ciel quelque soit le lieu et la date.
Ce système utilise comme plan de référence la projection sur la sphère céleste de l'équateur de la Terre. On appelle cette projection l'[lexique="Équateur céleste"]équateur céleste[/lexique="Équateur céleste"]. Le point de référence de ce cercle est le « point vernal » situé près de la constellation des Poissons. Ce cercle est divisé en 24 heures (soit des divisions de 15 degrés chacune). L'angle mesuré entre la projection de l'objet sur ce cercle et le point vernal (en partant vers l'est de ce point) s'appelle l'ascension droite. Elle s'exprime donc en heures, minutes, secondes.
L'angle entre cet [lexique="Équateur céleste"]équateur céleste[/lexique="Équateur céleste"] et l'objet s'appelle la déclinaison. Elle se mesure en degrés, positive pour les objets situé dans l'hémisphère nord et négative pour les autres. L'axe des pôles de ce système coïncide donc avec l'axe de rotation de la Terre.
Par exemple, l'étoile polaire qui est située pratiquement dans l'axe de rotation de la Terre a une ascension droite de 2h31min et une déclinaison de 89°15'. Bételgeuse, la géante rouge de l'épaule gauche d'Orion est située à 5h55min d'ascension droite et 7°24' de déclinaison. À noter que la ceinture d'Orion est située très près de l'[lexique="Équateur céleste"]équateur céleste[/lexique="Équateur céleste"] qui coupe la constellation en deux.
Ce système est très utilisé pour le repérage depuis la Terre des objets célestes en dehors du système solaire (étoiles, galaxies, ... ), relativement immobiles.
Voir aussi: Équateur, Équateur céleste, Étoile, Ascension droite, Constellation, Coordonnées, Coordonnées horizontales, Déclinaison
Références: Coordonnées, Coordonnées écliptiques
Ce système utilise comme plan de référence la projection sur la sphère céleste de l'équateur de la Terre. On appelle cette projection l'[lexique="Équateur céleste"]équateur céleste[/lexique="Équateur céleste"]. Le point de référence de ce cercle est le « point vernal » situé près de la constellation des Poissons. Ce cercle est divisé en 24 heures (soit des divisions de 15 degrés chacune). L'angle mesuré entre la projection de l'objet sur ce cercle et le point vernal (en partant vers l'est de ce point) s'appelle l'ascension droite. Elle s'exprime donc en heures, minutes, secondes.
L'angle entre cet [lexique="Équateur céleste"]équateur céleste[/lexique="Équateur céleste"] et l'objet s'appelle la déclinaison. Elle se mesure en degrés, positive pour les objets situé dans l'hémisphère nord et négative pour les autres. L'axe des pôles de ce système coïncide donc avec l'axe de rotation de la Terre.
Par exemple, l'étoile polaire qui est située pratiquement dans l'axe de rotation de la Terre a une ascension droite de 2h31min et une déclinaison de 89°15'. Bételgeuse, la géante rouge de l'épaule gauche d'Orion est située à 5h55min d'ascension droite et 7°24' de déclinaison. À noter que la ceinture d'Orion est située très près de l'[lexique="Équateur céleste"]équateur céleste[/lexique="Équateur céleste"] qui coupe la constellation en deux.
Ce système est très utilisé pour le repérage depuis la Terre des objets célestes en dehors du système solaire (étoiles, galaxies, ... ), relativement immobiles.
Voir aussi: Équateur, Équateur céleste, Étoile, Ascension droite, Constellation, Coordonnées, Coordonnées horizontales, Déclinaison
Références: Coordonnées, Coordonnées écliptiques
| Coordonnées galactiques | Haut de page |
Le système de coordonnées galactiques est un système de coordonnées célestes qui prend en compte la rotation de la galaxie sur elle-même. On parle ici aussi de longitude et de latitude galactiques.
Le plan de référence de ce système est le plan de la galaxie centré sur le Soleil. La référence de la mesure est la direction du centre de la galaxie. Donc la longitude galactique est l'angle (en degrés) entre cette direction de référence et la projection de l'objet sur le plan de la galaxie.
La latitude galactique est la mesure de l'angle entre le plan de référence et l'objet avec le Soleil au centre. Elle mesure en degrés la hauteur de cet objet.
Tous les objets qui suivent la rotation de la galaxie sont immobiles dans ce système de coordonnées.
Voir aussi: Coordonnées, Galaxie
Références: Coordonnées
Le plan de référence de ce système est le plan de la galaxie centré sur le Soleil. La référence de la mesure est la direction du centre de la galaxie. Donc la longitude galactique est l'angle (en degrés) entre cette direction de référence et la projection de l'objet sur le plan de la galaxie.
La latitude galactique est la mesure de l'angle entre le plan de référence et l'objet avec le Soleil au centre. Elle mesure en degrés la hauteur de cet objet.
Tous les objets qui suivent la rotation de la galaxie sont immobiles dans ce système de coordonnées.
Voir aussi: Coordonnées, Galaxie
Références: Coordonnées
| Coordonnées horizontales | Haut de page |
Le système de coordonnées horizontales, ou système local, est un système de coordonnées célestes utilisé en astronomie attaché à un observateur terrestre.
Son plan de référence est le plan horizontal, perpendiculaire à la verticale du lieu.
Un objet est repéré dans ce système :
Ce système est commode pour le repérage d'un objet à une date précise en un lieu déterminé. Cependant, il présente deux inconvénients importants :
Ce système est principalement utilisé pour repérer l'azimut du lever ou du coucher d'un objet (comme le Soleil ou la Lune).
Voir aussi: Astronomie, Azimut, Coordonnées, Zénith
Références: Coordonnées, Coordonnées équatoriales
Son plan de référence est le plan horizontal, perpendiculaire à la verticale du lieu.
Un objet est repéré dans ce système :
- par l'angle, situé dans un plan vertical, entre la direction de cet objet et une direction horizontale : sa hauteur h ; cet angle, exprimé en degrés, est généralement compris entre 0° et 90° (zénith) ; des valeurs négatives restent cependant possibles lors d'une observation à partir d'un lieu élevé ;
- par l'angle entre la projection de la direction de l'objet sur le plan horizontal et la direction du Sud sur ce même plan : son azimut a ; l'azimut est compté positivement en degrés dans le sens rétrograde pour un observateur debout à l'origine des coordonnées.
Ce système est commode pour le repérage d'un objet à une date précise en un lieu déterminé. Cependant, il présente deux inconvénients importants :
- en raison de la rotondité de la Terre, les coordonnées d'un même objet à un instant donné dépendent du lieu d'observation ;
- les objets célestes sont en déplacement relatif par rapport à un observateur terrestre en raison de la rotation de la Terre , et leur azimut varie donc d'environ 15°/h (cf. jour sidéral).
Ce système est principalement utilisé pour repérer l'azimut du lever ou du coucher d'un objet (comme le Soleil ou la Lune).
Voir aussi: Astronomie, Azimut, Coordonnées, Zénith
Références: Coordonnées, Coordonnées équatoriales
| Coronographe | Haut de page |
La coronographie consiste à mimer un phénomène céleste très célèbre : les éclipses.
Un coronographe est un instrument d'observation, un téléscope muni d'un appareillage qui permet de créer artificiellement une éclipse de soleil afin d'observer la couronne solaire.
Voir aussi: Éclipse, Éclipse de Soleil, Couronne solaire, Téléscope
Références: Couronne solaire
Un coronographe est un instrument d'observation, un téléscope muni d'un appareillage qui permet de créer artificiellement une éclipse de soleil afin d'observer la couronne solaire.
Voir aussi: Éclipse, Éclipse de Soleil, Couronne solaire, Téléscope
Références: Couronne solaire
| Couronne solaire | Haut de page |
La couronne solaire est la partie de l'atmosphère du Soleil située au-delà de la chromosphère et qui s'étend sur des millions de kilomètres en se diluant dans l'espace, provoquant le vent solaire. On ne peut l'observer que pendant les éclipses totales ou à l'aide d'un coronographe de Lyot, son éclat étant extrêmement plus faible que celui de la photosphère. La radioastronomie a permis l'étude de la couronne en écoutant les ondes radio émises par le Soleil. La température de la couronne est extrêmement élevée : de 20 000 K à la frontière de la chromosphère, elle atteint le million de degrés dans sa partie la plus éloignée du soleil. Elle est constituée de gaz fortement ionisés, ou plasma, d'une densité extrêmement faible.
Voir aussi: Chromosphère, Coronographe, Photosphère, Vent solaire
Références: Coronographe, Vent solaire
Voir aussi: Chromosphère, Coronographe, Photosphère, Vent solaire
Références: Coronographe, Vent solaire
| Cratère | Haut de page |
Un cratère est une structure géologique circulaire qui consiste principalement en un cône de roche dont la tête manque et a été remplacée par un creux.
Plusieurs types de cratères peuvent se rencontrer et correspondent à des modes de formation très différents mais menant à des formes assez similaires :
Sur Terre les cratères d'impact sont rapidement dégradés par l'érosion continue qui caractérise une atmosphère très active comme la nôtre. Ils sont rarement faciles à identifier (jusqu'aux années soixante, début de « l'ère spatiale », ils étaient sauf rares exceptions rapportés à des phénomènes volcaniques). Avec les progrès dus aux études spatiales, et au développement de l'imagerie géologique, satellitaire ou (Chicxulub) géophysique, on rectifie peu à peu les anciennes confusions et on multiplie les nouvelles découvertes. Les cratères dépassant la dizaine de kilomètres sont vraisemblablement impliqués dans l'évolution des espèces vivantes. Découvert par imagerie géophysique sismique, enfoui sous le golfe du Mexique et la péninsule du Yucatan, on connaît depuis quelques années le cratère de Chicxulub situé précisément à la charnière entre le Crétacé et le Tertiaire. Il est, très certainement, associé à un bouleversement écologique planétaire et, fort possiblement, à la disparition des dinosaures (entre autres espèces vivantes du moment). On découvre peu à peu également que divers gisements de richesses métalliques (peut-être aussi pétrolières) sont liés à de tels gigantesques impacts (autrefois inconnus ou non connus comme tels) comme le gisement de Sudburry au Canada. L'unanimité des géologues sur l'apport métallique des météorites impliqués n'est pas encore faite mais il existe un courant d'idées tendant à donner une origine extraterrestre aux sources de métaux lourds de l'écorce terrestre, les minéraux lourds initiaux de la planète se trouvant en principe concentrés dans le noyau, avec le fer, du fait de leurs densités, pendant les débuts de l'histoire astronomique de la planète. Un courant d'idées parallèle existe aussi, attribuant la même origine à l'eau et à notre atmosphère et à toute une partie des couches superficielles de la planète au cours de l'histoire géologique de la planète.
Voir aussi: Diamètre
Références: Ejecta
Plusieurs types de cratères peuvent se rencontrer et correspondent à des modes de formation très différents mais menant à des formes assez similaires :
- Un cratère d'éruption volcanique se forme lors de l'éruption d'un volcan. L'apport très rapide de matériaux qui s'écoulent très rapidement crée une forme conique (le refroidissement relativement rapide garantit des flancs pentus). La tête (creux) du cratère peut être formée par la cheminée d'éruption (elle est alors assez petite) ou lors de l'effondrement d'une partie du sommet du cône (on voit alors apparaître une caldeira qui sera éventuellement remplie par un lac, par exemple Crater Lake, dans l'Oregon).
- Un cratère d'impact peut se rencontrer à l'échelle planétaire. Ils sont généralement le fruit de la collision entre deux objets célestes de taille très différente. Par exemple, Mimas, une lune de Saturne, porte les traces gigantesques d'un impact qui a failli la détruire complètement : un cratère de 130 Km de diamètre dont les rebords sont le fruit de la remontée de matériaux partiellement fondus sous la force de l'impact, il présente un pic central qui rappelle le « rebond » qui a été surpris par certaines photographies rapides de la chute d'une goutte dans le lait. Ces caractéristiques très conformes à la théorie mécanique permettent de penser que le choc a été parfaitement frontal et que la collision est relativement jeune (en termes astronomiques) puisque le cratère n'a pas été partiellement effacé par des impacts ultérieurs.
Sur Terre les cratères d'impact sont rapidement dégradés par l'érosion continue qui caractérise une atmosphère très active comme la nôtre. Ils sont rarement faciles à identifier (jusqu'aux années soixante, début de « l'ère spatiale », ils étaient sauf rares exceptions rapportés à des phénomènes volcaniques). Avec les progrès dus aux études spatiales, et au développement de l'imagerie géologique, satellitaire ou (Chicxulub) géophysique, on rectifie peu à peu les anciennes confusions et on multiplie les nouvelles découvertes. Les cratères dépassant la dizaine de kilomètres sont vraisemblablement impliqués dans l'évolution des espèces vivantes. Découvert par imagerie géophysique sismique, enfoui sous le golfe du Mexique et la péninsule du Yucatan, on connaît depuis quelques années le cratère de Chicxulub situé précisément à la charnière entre le Crétacé et le Tertiaire. Il est, très certainement, associé à un bouleversement écologique planétaire et, fort possiblement, à la disparition des dinosaures (entre autres espèces vivantes du moment). On découvre peu à peu également que divers gisements de richesses métalliques (peut-être aussi pétrolières) sont liés à de tels gigantesques impacts (autrefois inconnus ou non connus comme tels) comme le gisement de Sudburry au Canada. L'unanimité des géologues sur l'apport métallique des météorites impliqués n'est pas encore faite mais il existe un courant d'idées tendant à donner une origine extraterrestre aux sources de métaux lourds de l'écorce terrestre, les minéraux lourds initiaux de la planète se trouvant en principe concentrés dans le noyau, avec le fer, du fait de leurs densités, pendant les débuts de l'histoire astronomique de la planète. Un courant d'idées parallèle existe aussi, attribuant la même origine à l'eau et à notre atmosphère et à toute une partie des couches superficielles de la planète au cours de l'histoire géologique de la planète.
Voir aussi: Diamètre
Références: Ejecta
| Crépuscule | Haut de page |
Le crépuscule est la lueur atmosphèrique présente avant le lever ou après le coucher du soleil. On le divise entre crépuscule civil, lorsque le soleil est à moins de 6 degrés sous l'horizon, crépuscule nautique, entre 6 et 12 degrés, et crépuscule astronomique, entre 12 et 18 degrés.
| Cubewano | Haut de page |
Un cubewano est également appelé objet classique de la ceinture de Kuiper ou, en anglais, classical kuiper belt object (CKBO).
Un cubewano est un membre d'une classe d'astéroïdes évoluant dans la ceinture de Kuiper. Le nom a été dérivé du nom du premier objet de cette classe, (15760) 1992 QB1. Les objets suivants de cette classe ont été d'abord nommés les QB1-os, puis cubewanos. En effet, QB-1, en anglais, se prononce /kju:bwan/.
Ces objets restent à grande distance de Neptune et ne sont pas en résonance avec elle. Leurs orbites demeurent néanmoins stables car elles sont presque circulaires, à la manière des planètes : c'est cette similitude avec les planètes qui leur a donné le nom d'objet classiques de la ceinture de Kuiper. Leur rayon de révolution moyen est compris entre 42 et 48 UA. La théorie de leur formation est identique à celle des planètes, par accrétion lente de matière du disque protoplanétaire. Néanmoins, la faible densité de matière détectée dans cette région conduit certains scientifiques à imaginer une formation de ces objets plus proche du Soleil suivi d'une migration à leur position actuelle, suite à la propre migration de Neptune.
Quelques représentants de cette famille:
Voir aussi: Accrétion, Ceinture de Kuiper
Un cubewano est un membre d'une classe d'astéroïdes évoluant dans la ceinture de Kuiper. Le nom a été dérivé du nom du premier objet de cette classe, (15760) 1992 QB1. Les objets suivants de cette classe ont été d'abord nommés les QB1-os, puis cubewanos. En effet, QB-1, en anglais, se prononce /kju:bwan/.
Ces objets restent à grande distance de Neptune et ne sont pas en résonance avec elle. Leurs orbites demeurent néanmoins stables car elles sont presque circulaires, à la manière des planètes : c'est cette similitude avec les planètes qui leur a donné le nom d'objet classiques de la ceinture de Kuiper. Leur rayon de révolution moyen est compris entre 42 et 48 UA. La théorie de leur formation est identique à celle des planètes, par accrétion lente de matière du disque protoplanétaire. Néanmoins, la faible densité de matière détectée dans cette région conduit certains scientifiques à imaginer une formation de ces objets plus proche du Soleil suivi d'une migration à leur position actuelle, suite à la propre migration de Neptune.
Quelques représentants de cette famille:
- (15760) 1992 QB1 est le premier objet transneptunien découvert depuis Pluton et Charon.
- 20000) Varuna (900 km) premier gros planétoïde découvert dans la ceinture.
- (50000) Quaoar, qui fut le plus grand planétoïde connu jusqu'à la découverte de (90377) Sedna en 2003.
- 998 WW31 qui fut le premier objet transneptunien binaire connu après le couple Pluton-Charon.
Voir aussi: Accrétion, Ceinture de Kuiper