5 Astraea

5 Astraea
Model tridimensional al Astrea obținut prin inversarea curbei luminii. [1]
Descoperire	8 decembrie 1845
Descoperitor	Karl Ludwig Hencke [2]
Clasificare	Formația principală Fam. De asteroizi Astrea
Clasa spectrală	S [3]
Denumiri alternative	1969 SE [4]
Parametrii orbitali
(toate ' era 31 iulie 2016 ( JD 2457600.5) [4] )
Axa semi-majoră	385,064 G m (2,574 AU )
Periheliu	311,313 Gm (2.081 AU)
Afelion	458.816 Gm (3.067 AU)
Perioadă orbitală	1508,682 g (4.13 a )
Viteza orbitală	18,56 km / s [5] (medie)
Înclinare pe ecliptică	5,367 °
Excentricitate	0,1915
Longitudine de nod ascendent	141,591 °
Argom. a periheliului	358,878 °
Anomalie medie	43,434 °
Par. Tisserand (T J )	3.396 [4] ( calculat )
Date fizice
Dimensiuni	106,699 ± 3,140 km [6]
Masa	2,38 ± 0,238 × 10 18 kg [7] (încă incert [8] )
Densitate medie	3,7 × 10 3 kg / m³
Perioada de rotație	16.80061 ore [9]
Temperatura superficial	~ 167 K max: 263 K (-10 ° C ) (medie)
Albedo	0,274 ± 0,033 [10]
Date observaționale
Aplicația Magnitude.	12.33
Magnitudine abs.	6,85 [4]
Editați datele pe Wikidata · Manual

Astrea (în mod formal 5 Astraea sau 5 Astræa în prima literatură științifică; din greaca Ἀστραῖα, Astraia ) este un asteroid mare de centură principală , cu un diametru mediu mai mare de 100 km. ^[6] A fost al cincilea asteroid descoperit la 8 decembrie 1845 de Karl Ludwig Hencke din orașul său natal Driesen, Prusia . ^[2] A fost numită în cinstea zeiței grecești a Justiției , Astrea , ^[11] la recomandarea lui Johann Encke . ^[12]

Astrea constă din silicați de fier și magneziu , ca și ceilalți asteroizi de tip S - clasa spectroscopică căreia îi aparține. ^[3] Călătorește o orbită înclinată cu aproximativ 5 ° față de planul ecliptic , în medie excentric , pe care o finalizează în 4 ani și 47 de zile, ^[4] în porțiunea intermediară a centurii de asteroizi. Este prototipul familiei Astrea . ^[13]

Deși nu este remarcabilă din punct de vedere fizic, descoperirea sa, care a avut loc la 38 de ani după cea a lui Vesta , a reînviat căutarea de noi asteroizi la mijlocul secolului al XIX-lea .

Observare

În opoziție , Astrea atinge o magnitudine medie de 9,8 ^[14] și în condiții deosebit de favorabile poate atinge a noua magnitudine. ^{[15] [16]} Prin urmare, asteroidul nu este niciodată vizibil cu ochiul liber și poate fi observat cu un telescop de 50 mm în diametru sau mai mare. ^[17]

Istoria observațiilor

Descoperire

Karl Ludwig Hencke a descoperit Astrea pe 8 decembrie 1845 .

La sfârșitul secolului al XVIII-lea , importanța verificării corectitudinii legii Titius-Bode a fost resimțită în cadrul comunității astronomice germane, identificând probabil planeta pe care a prezis-o între orbitele lui Marte și Jupiter . Pentru a atinge acest obiectiv, în 1787 von Zach începuse să întocmească un catalog al stelelor prezente într-o bandă centrată pe ecliptică , considerând acest lucru necesar pentru identificarea oricăror obiecte în mișcare. Nouă ani mai târziu, în 1796, subiectul a făcut obiectul unei conferințe convocată de von Zach însuși la Gotha , în timpul căreia Lalande a sugerat să implice alți astronomi într-o cercetare sistematică și bine planificată. Primul nucleu al acestui grup de astronomi a fost format din șase oameni de știință germani care s-au adunat la observatorul Lilienthal , lângă Bremen , în septembrie 1800: von Zach (indicat ca secretar), Karl Harding , Johann Schröter (indicat ca președinte), Heinrich Olbers , Freiherr von Ende și Johann Gildemeister. Ei și-au dat numele de „Poliția Cerească” ( Himmelpolizei ). ^{[18] [19]}

von Zach intenționa să-i ceară lui Giuseppe Piazzi (și altor 17 astronomi europeni) să participe la activitățile de cercetare, dar înainte ca acest lucru să se întâmple, la 1 ianuarie 1801 , astronomul din Palermo a identificat primul asteroid, Ceres , în cursul observațiilor de verificare. catalogul întocmit de Lacaille pe care îl conducea de la observatorul din Palermo . ^[20] Un al doilea asteroid, Pallas , a fost descoperit la 28 martie 1802 de Olbers care observa Ceres din Bremen. ^{[21] [22]} Cercetările care ar fi trebuit să confirme legea Titius-Bode au condus în mai puțin de doi ani la descoperirea a două planete unde ar fi trebuit să existe cel mult una. Olbers însuși, surprins de incident, a avansat ipoteza că cele două obiecte erau fragmente ale unei singure planete preexistente, distruse de un impact astronomic sau de un cataclism intern. ^[23]

Presupunând că această presupunere este corectă, era plauzibil că existau și alte fragmente, ale căror orbite ar fi prezentat similitudini cu cele ale lui Ceres și Pallas; în special, nodurile ar fi ajuns să fie în două zone circumscrise din sfera cerească , aproximativ în interiorul constelațiilor Fecioarei și ale Balenei . ^[24] În 1804, Harding l-a identificat pe Juno în Pești , în timp ce, în 1807, Olbers l-a găsit pe Vesta în Fecioară. Caracteristicile lor orbitale păreau să confirme conjectura inițială și Olbers a continuat să observe aceleași zone până în 1816, fără a găsi altceva. Apoi și-a întrerupt cercetarea convins că nu există alte obiecte care să poată fi găsite. ^[25] Odată cu moartea lui Schröter în același an, și ceilalți astronomi din grup și-au încetat activitățile de cercetare. ^[26] Pentru a agrava situația, au existat apoi războaiele napoleoniene , care aduseseră dificultăți astronomilor germani, chiar și cu pagubele unor observatoare. ^[27]

În 1821, Karl Ludwig Hencke , angajat la oficiul poștal din Driesen , Prusia , a înființat un observator astronomic privat acasă, cumpărând un telescop de la Joseph von Fraunhofer . După retragerea de la oficiul poștal în 1837 din motive de sănătate, s-a dedicat deplin astronomiei, stabilind contacte cu Johann Franz Encke . ^[28] A primit astfel copii ale Berliner Akademische Sternkarten , hărți ale cerului realizate la observatorul din Berlin conținând toate stelele cu magnitudine de până la 9 la 15 ° de la ecuator . ^[29] Timp de cincisprezece ani, Hencke a călătorit pe cer, urmând mișcarea asteroizilor cunoscuți și integrând hărțile aflate în posesia sa, cu scopul de a descoperi o nouă planetă. ^[2]

În noaptea de 8 decembrie 1845, Hencke făcea observații despre Vesta într-o zonă bine cunoscută a cerului din constelația Taurului , când a identificat un obiect asemănător unei stele de a noua magnitudine care nu era prezent în hărți în posesia sa. ^[2] Întrucât condițiile meteorologice nefavorabile l-ar fi împiedicat să continue observațiile în zilele următoare, pe 10 decembrie i-a scris o notă lui Johann Encke pentru ca observatorul din Berlin să poată confirma descoperirea. O confirmare obținută pe 14 decembrie l-a determinat pe Encke să dea știrea lui Heinrich Schumacher pe 15 decembrie. Noua planetă a fost observată din Altona și Hamburg pe 17 decembrie; din Londra și Cambridge pe 24; de la Pulkovo pe 26; de la Bonn, pe 2 ianuarie; și ulterior de aproape toți observatorii din Europa ». ^[30] Descoperirea lui Astrea, urmată de cea a lui Hebe, aproape un an și jumătate mai târziu, a determinat numeroși alți astronomi să-și reia căutarea de asteroizi; acest lucru a dus la o creștere rapidă a numărului de obiecte descoperite. ^[31]

Karl Hencke l-a invitat pe Johann Encke să atribuie un nume asteroidului, ^[12] care a fost astfel botezat în cinstea zeiței grecești a Justiției , Astrea , identificată deja de greci în constelația Fecioarei . ^{[11] La} fel ca și cu ceilalți asteroizi descoperiți anterior, Astrea a primit un simbol astronomic, , care reprezenta un echilibru . ^[32] Cu toate acestea, în 1851 (când numărul asteroizilor descoperiți a ajuns la 15 unități) Johann Encke a propus adoptarea unui sistem de identificare diferit, sugerând utilizarea unui număr corespunzător ordinii de descoperire închis într-un cerc, care a fost adoptat rapid în reviste științifice. Pe măsură ce numărul de asteroizi descoperiți a crescut, numărul dintre paranteze urmat de nume a fost apoi folosit, în conformitate cu utilizarea de astăzi a denumirii de asteroid . ^[32]

Observații ulterioare

Comparație între dimensiunile Astrea (stânga) și Ceres .

Astrea a făcut obiectul unor observații care vizau mai presus de toate măsurarea poziției sale, pentru a determina orbita și mărimea acesteia. Johann Encke a calculat o primă orbită deja în zilele următoare descoperirii. Datele referitoare la noua planetă nu au contrazis conjectura lui Olbers cu privire la originea asteroizilor, care a fost, prin urmare, consolidată. Olbers, care a murit în 1840, nu a putut însă să știe că între 1808 și 1816 ar fi putut fi autorul descoperirii, dar evident „Astrea îl trecuse neobservat”. ^[30]

John Russell Hind , în tratatul său Sistemul solar: tratat descriptiv asupra soarelui, lunii și planetelor, incluzând o relatare a tuturor descoperirilor recente din 1852, evidențiază în mod clar dificultățile întâmpinate în observarea Astrea în anii care au urmat descoperirii sale:

În 1847, la două luni de la opoziție, Astrea a atins a douăsprezecea magnitudine, fiind observabilă doar prin cele mai puternice telescoape. ^[33] Karl Christian Bruhns a propus în 1856 o primă estimare a diametrului Astrea (estimat la aproximativ 98 km) și a altor 39 de asteroizi, deducând dimensiunile lor din luminozitate și presupunând ca albedo o medie a celor ale planetelor exterioare și lunile lor majore. ^[34] Ca o consecință a acestei ipoteze, valorile obținute au fost toate insuficiente. ^[35] În urma unei proceduri substanțial similare și folosind ca termen de comparație măsurătorile diametrului Ceres și Pallas obținute de William Herschel și Johann von Lamont , Edward James Stone a furnizat în 1867 valori alternative pentru diametrul a 71 de asteroizi ( estimând cea a lui Astrea în 57 de mile, egală cu aproximativ 105 km) din datele observaționale de Norman Robert Pogson . ^[36] În orice caz, deoarece aceste estimări s-au bazat pe ipoteze eronate, ele, precum și alte valori indicate înainte de a doua jumătate a secolului al XX-lea , erau în general de precizie slabă ^[35], deși în cazul specific al Astrea diferă mai puțin de valoarea reală decât în ​​cazul altor asteroizi.

În 1917, astronomul japonez Kiyotsugu Hirayama s-a dedicat studiului mișcării asteroizilor și, comparându-i prin trei parametri orbitali ( mișcare medie , înclinație și excentricitate ), a identificat cinci grupări, denumite ulterior familii de asteroizi sau familii Hirayama. ^[37] Dirk Brouwer a atribuit câțiva asteroizi familiei Astrea (denumită grupul 23 din lucrarea sa), numită după cel mai mare obiect din grup, în 1951. ^[38] În 1978, A. Carusi și E. Massaro au reanalizat statistici parametrii orbitali ai mii de asteroizi, identificând alți 34 de membri ai familiei. ^[39]

În 1921, Eugenio Padova a furnizat o primă estimare a perioadei de rotație a Astrea în 7,27 ore; ^{[40] o} valoare, însă, departe de cea reală. O măsurare destul de precisă a perioadei de rotație a fost făcută de YC Chang și CS Chang, ^[41] care au obținut o valoare de 16.806 ore. ^[42] Observațiile ulterioare au îmbunătățit ușor această valoare. Dintre acestea, cele efectuate de A. Erikson și P. Magnusson în 1993 au fost foarte exacte, ^[43] confirmate de G. De Angelis în 1995. ^[44]

În 1971, David Allen a sugerat că dimensiunea asteroizilor majori ar putea fi dedusă din măsurarea emisiilor lor în infraroșu . ^[45] Tehnica a fost adoptată inițial pe cei mai masivi asteroizi, cu observații de pe Pământ și, în urma lansării satelitului IRAS în 1983, într-un mod sistematic către toți asteroizii cunoscuți, ca parte a sondajului IRAS Minor Planet. Pentru Astrea, Edward F. Tedesco și colegii săi au dedus un diametru mediu de 119,07 ± 6,5 km . ^[46] Observarea asteroizilor din centura principală în infraroșu a fost repetată în anii 2000 cu Wide-field Infrared Survey Explorer lansat în 2009 de NASA și cu AKARI de la JAXA , obținând valori puțin mai mici pentru dimensiunea Astrea. În 2005, Astrea a fost observată cu telescopul Keck II , care este echipat cu optică adaptivă ; acest lucru ne-a permis să obținem o idee aproximativă a formei sale ^[47] , precum și observarea unor ocultații stelare de către asteroid. ^[48] O importanță deosebită a fost cea din 2008, care i-a permis lui Josef Ďurech și colegilor să identifice și orientarea axei de rotație a asteroidului între cele două soluții speculare compatibile cu curba sa de lumină . ^[9]

În anii 1980 , Astrea a făcut obiectul ambelor observații radar (1983, 1987), apoi repetate în 2012, ^[49] și observații ultraviolete . ^[50]

Parametrii orbitali și de rotație

În albastru orbita a 5 Astraea, în roșu orbita planetelor interioare și a lui Jupiter.

Astrea urmează o orbită între cele ale lui Marte și Jupiter , în porțiunea intermediară a centurii de asteroizi , pe care o finalizează în 4,13 ani (aproximativ 4 ani și 47 de zile). Orbita are o înclinație de 5,36 ° față de planul eclipticii și o excentricitate de 0,191. ^[4] La periheliu , asteroidul ajunge la o distanță de Soare de puțin peste 2 UA , în timp ce la afeliu depășește 3 UA.

Astrea se rotește în direcția prograd în 16.80061 ore, cu polul nord îndreptat în direcția coordonatelor ecliptice (β, λ) = (40 °, 126 °). ^[9]

După cum sa menționat, au fost identificați mai mulți asteroizi care au parametrii orbitali apropiate de cele ale Astrea, adică semiaxa mare între 2.552 și 2.610 AU, înclinație între 3.095 și 5.451 ° și excentricitate între 0,146 și 0,236, care au fost grupate în familia Astrea , din numele primului obiect descoperit. Familia are o natură colizională și adună mai mult de două mii de membri, cu un diametru mai mic de 8 km, cu excepția Astrea în sine. ^[51]

Formare

Centura principală de asteroizi este alcătuită din obiecte supraviețuitoare relativ intacte din procesul de formare a sistemului solar , ^[52] spre deosebire de majoritatea protoplanetelor sistemului intern care fie s-au contopit între ele pentru a forma planete terestre , fie au fost expulzate din sistem de Jupiter. ^[53] Astrea s-a format atunci cu 4,57 miliarde de ani în porțiunea exterioară a centurii.

Caracteristici fizice

Masă și dimensiuni

Dimensiunea primilor zece asteroizi descoperiți în centura principală în comparație cu Luna Pământului. Astrea este marcată cu numărul 5 în centrul imaginii.

Masa Astrea nu a fost încă determinată. ^[8] În 2001, astronomul polonez G. Michalak și-a asumat valoarea egală cu 1,5 × 10 ^-12 M _⊙ , egală cu 2,9 × 10 ¹⁸ kg , pentru a estima efectul perturbativ datorat lui Astrea în studiul său menit să determine masa a altor opt asteroizi. ^[54] Estimările efectuate de WM Folkner și colegii de la Jet Propulsion Laboratory în 2009 ^{[7] au} sugerat o valoare de 2,38 ± 0,238 × 10 ¹⁸ kg . ^[55] În cele din urmă, William Zielenbach în 2011 a indicat ca cea mai bună estimare a masei asteroidului valoarea de 4,327 ± 1,136 × 10 ^-12 M _⊙ , egală cu 8,604 ± 2,258 × 10 ¹⁸ kg , ^[56] deși cu o semnificație de cifră destul de incertă, egală cu 4,09.

Diametrul mediu al Astrea a fost estimat în 2002 la 119,07 ± 6,5 km prin observații în infraroșu, ca parte a sondajului IRAS Minor Planet. ^[46] Observațiile repetate cu WISE au condus în 2011 la reducerea ușoară a dimensiunilor Astrea, estimate la 106.699 ± 3.140 km . ^[6] În cele din urmă, observațiile făcute cu telescopul spațial AKARI au furnizat 110,8 ± 1,4 km . ^[3] O valoare similară, 110 ± 14 km , a fost obținută din observații vizibile efectuate cu telescoapele Keck ; ^{[3] în} timp ce datele colectate în ocultarea stelară din 2008 sugerează valoarea de 115 ± 6 km . ^[57] Aceste valori indică faptul că Astrea este cel mai mic obiect dintre primii zece asteroizi descoperiți , urmat de Flora .

Astrea ar putea avea o densitate apropiată de 3,7 × 10 ³ kg / m³ , ^{[5] o} valoare apropiată de cea determinată pentru alți asteroizi stâncoși.

Compoziţie

Informații parțiale despre compoziția Astrea au fost deduse prin analiza spectroscopică a suprafeței sale. Astrea aparține clasei de asteroizi de tip S , ^[3] care sunt compuși din silicați de fier și magneziu .

Suprafaţă

Albedoul geometric a fost evaluat ca 0,2268 ± 0,027 în timpul studiului IRAS Minor Planet ^[46] și revizuit la 0,274 ± 0,033 datorită observațiilor efectuate în timpul misiunii Neo-WISE. ^[10] Astrea, adică, reflectă aproximativ 27% din lumina soarelui incidentă.

Deși observațiile efectuate cu telescoapele Keck ne-au permis să rezolvăm forma asteroidului ^[3], nu ne-au permis să identificăm niciun fel de caracteristici prezente la suprafață.

Notă

Bibliografie

Cărți

• (EN) John Russell Hind, Astraea , în Sistemul solar: tratat descriptiv asupra soarelui, lunii și planetelor, incluzând o relatare a tuturor descoperirilor recente, New York, GP Putnam, 1852, pp. 120-121. Adus la 8 august 2015 .
• ( LA ) C. Bruhns, De Planetis Minoribus inter Martem et Jovem circa Solem versantibus , Teză de doctorat, Observatorul din Berlin, 1856. Accesat la 9 august 2015 .
• ( EN ) Jürgen Hamel, Hencke, Karl Ludwig , în Thomas Hockey, Katherine Bracher, Marvin Bolt, Virginia Trimble, Richard Jarrell, JoAnn Palmeri, Jordan D. Marché, F. Jamil Ragep (eds), Enciclopedia biografică a astronomilor , Springer Science & Business Media, 2007, p. 481 , ISBN 978-0-387-30400-7 .
• ( EN ) Gerald North, Astronomy in Depth , Springer Science & Business Media, 2012, ISBN 978-0-85729-426-5 .
• (EN) David A. Weintraub, Is Pluto a Planet?: A Historical Journey Through the Solar System, Princeton University Press, 2014, ISBN 978-1-4008-5297-0 .

Articole științifice

• ( EN ) Karl Ludwig Hencke, Announcement of his discovery of Astræa , in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, , vol. 7, n. 3, 1846, pp. 27-35. URL consultato il 6 ottobre 2015 .
• ( EN ) Benjamin Silliman, James D. Dana (a cura di), The new planet Astræa , in The American Journal of Science and Arts , vol. 51, n. 3, 1846, pp. 443-445. URL consultato il 21 ottobre 2015 .
• ( EN ) Elias Loomis, The Discovery of Several Asteroids , in The recent progress of astronomy: especially in the United States , Harper, 1851, pp. 60-71. URL consultato il 21 ottobre 2015 .
• ( EN ) DA Allen, The method of determining infrared diameters , in T. Gehrels (a cura di), Physical Studies of Minor Planets , Washington, DC, NASA, 1971, pp. 41–44, NASA SP–267. URL consultato l'11 agosto 2015 .
• ( EN ) G. Michalak, Determination of asteroid masses. II. (6) Hebe, (10) Hygiea, (15) Eunomia, (52) Europa, (88) Thisbe, (444) Gyptis, (511) Davida and (704) Interamnia , in Astronomy and Astrophysics , vol. 374, 2001, pp. 703-711, DOI : 10.1051/0004-6361:20010731 .
• ( EN ) Tedesco, EF, Noah, PV; Noah, M.; Price, SD, The Supplemental IRAS Minor Planet Survey ( PDF ), in The Astronomical Journal , vol. 123, n. 2, 2002, pp. 1056-1085, DOI : 10.1086/338320 . URL consultato il 30 settembre 2011 .
• ( EN ) Josef Ďurech et al. , Asteroid models from combined sparse and dense photometric data , in Astronomy and Astrophysics , vol. 493, n. 1, 2009, pp. 291-297, DOI : 10.1051/0004-6361:200810393 .
• ( EN ) J. Baer, SR Chesley, RD Matson, Astrometric Masses of 26 Asteroids and Observations on Asteroid Porosity , in The Astronomical Journal , vol. 141, n. 5, 2011, DOI : 10.1088/0004-6256/141/5/143 .
• ( EN ) Josef Ďurech et al. , Combining asteroid models derived by lightcurve inversion with asteroidal occultation silhouettes ( PDF ), in Icarus , vol. 214, n. 2, 2011, pp. 652-670, DOI : 10.1016/j.icarus.2011.03.016 . URL consultato il 9 settembre 2016 (archiviato dall' url originale il 3 marzo 2016) .
• ( EN ) Joseph R. Masiero et al. , Main Belt Asteroids with WISE/NEOWISE. I. Preliminary Albedos and Diameters , in The Astrophysical Journal , vol. 741, n. 2, 2011, DOI : 10.1088/0004-637X/741/2/68 .
• ( EN ) Joseph R. Masiero et al. , Preliminary Analysis of WISE/NEOWISE 3-Band Cryogenic and Post-cryogenic Observations of Main Belt Asteroids , in The Astrophysical Journal Letters , vol. 759, n. 1, 2012, p. L8, DOI : 10.1088/2041-8205/759/1/L8 .
• ( EN ) BD Warner, AW Harris e P. Pravec, The asteroid lightcurve database , in Icarus , vol. 202, 2009, pp. 134-146, DOI : 10.1016/j.icarus.2009.02.003 . URL consultato il 27 dicembre 2017 (archiviato dall' url originale il 16 dicembre 2017) . Aggiornato il 7 dicembre 2015.
• ( EN ) B. Carry, Density of asteroids , in Planetary and Space Science , vol. 73, n. 1, 2012, pp. 98–118, DOI : 10.1016/j.pss.2012.03.009 . Accessibile anche su arXiv
• ( EN ) J. Hanuš, F. Marchis e J. Ďurech, Sizes of main-belt asteroids by combining shape models and Keck adaptive optics observations , in Icarus , vol. 226, n. 1, 2013, pp. 1045-1057, DOI : 10.1016/j.icarus.2013.07.023 . URL consultato il 9 settembre 2016 .
• ( EN ) A. Milani , A. Cellino, Z. Knežević, B. Novaković, F. Spoto e P. Paolicchi, Asteroid families classification: exploiting very large data sets , in Icarus , vol. 239, 2014, pp. 46-73, DOI : 10.1016/j.icarus.2014.05.039 . URL consultato il 10 settembre 2016 .

Altri progetti

• Wikimedia Commons contiene immagini o altri file su 5 Astraea

Collegamenti esterni

• ( EN ) 5 Astraea - Dati riportati nel database dell'IAU , su minorplanetcenter.net , Minor Planet Center .
• ( EN ) 5 Astraea - Dati riportati nello Small-Body Database , su ssd.jpl.nasa.gov , Jet Propulsion Laboratory .
• ( EN ) Josef Ďurech e Vojtěch Sidorin, 5 Astraea , su DAMIT - Database of Asteroid Models from Inversion Techniques , Astronomical Institute of the Charles University, 26 marzo 2011 (ultimo aggiornamento) . URL consultato il 7 dicembre 2016 .

V · D · M Asteroidi del sistema solare
◄ Precedente: 4 Vesta Successivo: 6 Hebe ►
Pianeti nani	Cerere • Plutoidi : Plutone ( ☾ ) · Haumea ( ☾ ) · Makemake ( ☾ ) · Eris ( ☾ )
Raggruppamenti asteroidali	Vulcanoidi • NEA ( Apollo · Aten · Amor ) • Fascia principale • Planetosecanti ( Mercurio · Venere · Terra · Marte · Giove · Saturno · Urano · Nettuno ) • Troiani ( della Terra · di Marte · di Giove · di Nettuno ) • Centauri • TNO ( Fascia di Kuiper – Plutini · Cubewani · Twotini – · Disco diffuso ) • Gruppi e famiglie ( Famiglie collisionali )
Classi spettrali	Tholen : B · F · G · C · S · X · M · E · P · A · D · T · Q · R · V • SMASS : C · B · S · A · Q · R · K · L · X · T · D · Ld · O · V
Altro	Asteroidi principali • Lista completa • Satelliti asteroidali • Asteroidi binari • Famiglie asteroidali

Portale Sistema solare : accedi alle voci di Wikipedia sugli oggetti del Sistema solare