(4953) 1990 MU
_1990_MU_inc.svg&lang=fr)
| Demi-grand axe (a) |
? km (1,621 3 ua) |
|---|---|
| Périhélie (q) |
? km (0,555 5 ua) |
| Aphélie (Q) |
? km (2,687 2 ua) |
| Excentricité (e) | 0,657 4 |
| Période de révolution (Prév) |
754,07 j (0,4774 deg/jr) |
| Inclinaison (i) | 24,391° |
| Longitude du nœud ascendant (Ω) | 77,710 6° |
| Argument du périhélie (ω) | 77,765 3° |
| Anomalie moyenne (M0) | 50,178 4° |
| Catégorie | Apollon |
| Dimensions | 2,8 km[1] |
|---|---|
| Période de rotation (Prot) |
? j (14 heures 13 minutes) |
| Magnitude absolue (H) | 14,1 |
| Date | |
|---|---|
| Découvert par | Robert H. McNaught[2] |
| Désignation | (4953) 1990 MU |
_1990_MU.svg)
(4953) 1990 MU est un gros astéroïde géocroiseur qui appartient à la classe des astéroïdes Apollon, il traverse aussi les orbites de Mars et Vénus. Il a un diamètre approximatif de 3 km[3], il s'agit d'un des plus gros astéroïdes géocroiseurs[4]. Le nom de 1990 MU est une désignation provisoire. Il a depuis reçu un numéro permanent du centre des objets mineurs (4953), ce qui indique que son orbite est confirmée, mais n'a pas jusqu'à maintenant reçu un nom. Une toute petite fraction des astéroïdes sont baptisés.
Historique
[modifier | modifier le code](4953) 1990 MU a tout d'abord été observé sur une période de trois jours en 1990. En tant que telle, cette période est insuffisante pour lui attribuer un numéro permanent, puisque ces données primaires ne permettent pas d'établir une orbite précise capable de prévoir une réapparition. Toutefois, l'objet a été redécouvert par le programme anglo-australien "Near-Earth Asteroid Survey" sur six plaques photographiques du UK Schmidt Telescope datant de 1974. Cette technique de prédécouverte a plus de succès avec les astéroïdes Amor, qui ne sont pas géocroiseurs et qui par conséquent ont une longue période d'opposition, permettant des observations plus aisées. À cet égard, l'astéroïde Apollon 1990 MU est quelque peu inhabituel[5].
Orbite
[modifier | modifier le code]La distance minimale d'intersection de l'orbite terrestre avec celle de l'objet est de 0,027 6 unités astronomiques (4 128 904,8 km), ce qui est assez faible pour le qualifier d'objet potentiellement dangereux. L'astéroïde s'est déjà approché de la Terre à plusieurs reprises par le passé, notamment en et en . Dans l'avenir, il se rapprochera de la Terre le à 0,0308 UA (sa magnitude pourrait d'ailleurs atteindre 8,7). Un passage encore plus rapproché aura lieu le à 0,0231 UA[6]. Précédemment, il s'est approché de Vénus le à 0,056 8 unités astronomiques (8 497 166,4 km) et repassera près de la planète le [2]. La distance minimale d'intersection de l'orbite de la Terre avec celui de l'objet étant actuellement en train de décroître, le risque de collision devient potentiellement plus important durant le XXIe siècle, tandis que cette même distance minimale avec Vénus augmente[7].
Pré-découvertes
[modifier | modifier le code]En plus des observations originales effectuées lors de sa découverte à l’observatoire de Siding Spring en Australie, l'astéroïde a également été étudié par radar au Centre de Communications Spatiales Longues Distances de Goldstone en Californie ainsi qu'à Porto Rico, grâce au radiotélescope d'Arecibo[8],[9]. Des courbes de lumière ont également été obtenues à partir de l'observatoire de La Silla au Chili[10].
L'albédo de l'astéroïde a été mesuré par le projet ExploreNEOs, du télescope spatial Spitzer en . Il en résulte un albédo de 0,79 qui devient le deuxième plus grand albédo enregistré par le projet. Toutefois, l'équipe du projet doute qu'il soit possible qu'un objet géocroiseur puisse posséder un albédo supérieur à 0,5. Il est d'ailleurs à noter que l'incertitude de cette mesure a un facteur d'environ 2[11].
Le futur
[modifier | modifier le code]La mission d'astrométrie Gaia de l'agence spatiale européenne dont le lancement est prévu en , doit notamment étudier l'effet Yarkovsky sur les objets géocroiseurs. L'effet Yarkovsky est une force non gravitationnelle de faible amplitude qui s'exerce sur les objets en rotation et qui peut affecter leur trajectoire. Son effet sur les petits corps tels que les astéroïdes peut être important et doit être pris en considération pour la prédiction de la trajectoire future de ces objets. (4953) 1990 MU fait partie des candidats les plus prometteurs pour la mesure de cette force dans le cadre du projet Gaia[12].
Références
[modifier | modifier le code]- « (en)(4953) 1990 MU », The Near-Earth Asteroids Data Base at E.A.R.N (consulté le )
- (en) Caractéristiques et simulation d'orbite de 4953 dans la JPL Small-Body Database.
- (en) B. G. Marsden, G. V. Williams, "Earth-crossing asteroids", Hazards due to Comets and Asteroids, pages 1233-1238, University of Arizona Press, 1994 (ISBN 0-8165-1505-0).
- (en) D. I. Steel, R. H. McNaught, K.S. Russell, "The Anglo-Australian Near-Earth Asteroid Survey", Proceedings of the Liege International Colloquium 30, pages 219-221, 24-25 June 1992Bibcode : 1992LIACo..30..219S.
- (en) R. H. McNaught, D. I. Steel, K. S. Russell, "Near-Earth asteroids on archival Schmidt plates", The Future Utilisation of Schmidt Telescopes: Astronomical Society of the Pacific Conference Series, volume 84, pages 170-173, 1995Bibcode : 1995ASPC...84..170M.
- (en) Donald K. Yeomans, Paul W. Chodas, "Predicting close approaches of asteroids and comets to Earth", Hazards due to Comets and Asteroids, pages 241-257, University of Arizona Press, 1994 (ISBN 0-8165-1505-0).
- (en) Edward Bowell, Karri Muindon, "Earth-crossing asteroids and comets: groundbased search strategies", Hazards due to Comets and Asteroids, pages 149-195, University of Arizona Press, 1994 (ISBN 0-8165-1505-0).
- S. J. Ostro, D. Choate, P. Dendrenos, J. Giogini, D. L. Hills, D. Howard, R. F. Jurgens, M. S. Keesey, D. L. Mitchell, R. Rose, K. D. Rosema, M. A. Slade, D. R. Strobert, R. Winkler, D. K. Yoemans, "Asteroid radar astronomy at Goldstone in the 1990s", Bulletin of the American Astronomical Society, volume 26, page 1165, June 1994 Bibcode : 1994DPS....26.2708O
- Steven J. Ostro, Jon D. Giorgini, "The role of radar in predicting and preventing asteroid and comet collisions with Earth", Mitigation of Hazardous Comets and Asteroids, pages 38-65, Cambridge University Press, 2004 (ISBN 0-521-82764-7). Accessible preprint at JPL.
- Johan S. V. Lagerros, Claes-Ingvar Lagerkvist, Mats Lindgren, Gerhard Hahn, "Differential CCD photometry of 1980 Tezcatlipoca, 2368 Beltrovata, 4769 Castalia, 4953 1990 MU and 4954 Eric", IAU Symposium 160: Asteroids, Comets, Meteors 1993 (abstracts), page 176, Lunar Planetary Institute, 1993 Bibcode : 1993LPICo.810..176L
- D. E. Trilling, M. Mueller, J. L. Hora, A. W. Harris, B. Bhattacharya, W. F. Bottke, S. Chesley, M. Delbo, J. P. Emery, G. Fazio, A. Mainzer, B. Penprase, H. A. Smith, T. B. Spahr, J. A. Stansberry, and C. A. Thomas, "ExploreNEOs. I. Description and first results from the warm Spitzer near-Earth object survey", The Astronomical Journal, volume 140, pages 770-784, September 2010DOI 10.1088/0004-6256/140/3/770.
- S. Mouret, F. Mignard, "Detecting the Yarkovsky effect with the Gaia mission: list of the most promising candidates", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, volume 413, pages 741-748, 5 February 2011.
Voir aussi
[modifier | modifier le code]Articles connexes
[modifier | modifier le code]Liens externes
[modifier | modifier le code]- (en) Caractéristiques et simulation d'orbite de 4953 dans la JPL Small-Body Database.
- (en) NEODyS-2
