Asteroizii troieni din Jupiter

Dezambiguizare - Dacă căutați alte semnificații, consultați Asteroizii troieni ai lui Jupiter (dezambiguizare) .

Jupiter
Jupiter Sistemul Jupiter Parametrii orbitali Formare Atmosfera Structura interna Magnetosfera Inele planetare Sateliții naturali Asteroizi troieni Evenimente de impact Observare Explorare În science fiction În astrologie
Această casetă: v. D. · M.

Câmpul gravitațional al lui Jupiter , împreună cu cel al Soarelui, controlează un sistem de asteroizi , numit asteroizi troieni , ^[1] situat în corespondență cu unele puncte de echilibru ale sistemului gravitațional Soare- Jupiter, punctele Lagrange , în care rezultatul dintre atracția gravitațională generală exercitată de aceste două corpuri cerești și forța centrifugă aparentă. În special, cea mai mare concentrație de asteroizi are loc la punctele L ₄ și L ₅ (care precedă și urmează Jupiter cu 60 ° în traseul său orbital), deoarece triunghiul forțelor cu vârfuri Jupiter-Soare-L ₄ sau Jupiter- Sun-L ₅ le permite să aibă o orbită stabilă. ^[1] Asteroizii troieni sunt distribuiți în două regiuni alungite și curbate în jurul punctelor Lagrangian, ^[2] și au orbite în jurul Soarelui cu o axă semi-majoră medie de aproximativ 5,2 UA . ^[3]

Primul asteroid troian, 588 Ahile , a fost descoperit în 1906 de Max Wolf ; ^[4] începând din 2011 se cunosc 4.916, ^{[1] [5]} dar se crede că numărul troienilor mai mari de 1 km este de ordinul unui milion, aproape egal cu cel prezis pentru asteroizii mai mari de 1 km din trupa principală . ^{[3] La} fel ca în majoritatea centurilor de asteroizi , troienii formează familii . ^[6]

Numele asteroizilor troieni ai lui Jupiter provin din cele ale eroilor care, conform mitologiei grecești , au participat la războiul troian ; ^[4] troienii din Jupiter sunt împărțiți în două grupe principale: câmpul grecesc (sau grupul lui Ahile ), situat pe punctul L ₄ , în care asteroizii au numele eroilor greci și câmpul troian (sau grupul de Patroclus ), la punctul L ₅ , ale cărui asteroizi au numele eroilor troieni. ^[4] Cu toate acestea, unii asteroizi nu urmează acest model: 617 Patroclus și 624 Hektor au fost numiți înainte ca această diviziune să fie aleasă; ca urmare, un erou grec apare în tabăra troiană și un erou troian se găsește în tabăra greacă. ^[7]

Istoria observațiilor

Fotografia din 1890 a lui Max Wolf, descoperitorul primului asteroid troian recunoscut de fapt ca atare.

În 1772 , matematicianul Joseph-Louis Lagrange , în studiile sale referitoare la problema restricționată a celor trei corpuri , a prezis că un corp mic, care își împarte orbita cu o planetă, dar se află la un punct de 60 ° în fața sau în spatele ei de-a lungul calea orbitală, este constrânsă în apropierea unuia dintre aceste puncte; ^[4] corpul astfel prins încet pleacă încet în jurul punctului exact de echilibru urmând o traiectorie în formă de potcoavă . ^[8] Aceste puncte, respectiv anterior și posterior, se numesc puncte lagrangiene L ₄ și L ₅ . ^{[9] [10]} Cu toate acestea, a fost necesar să așteptăm mai mult de un secol înainte ca primul asteroid plasat într-un punct lagrangian să fie descoperit. ^[4]

Poziția asteroizilor troieni (de culoare verde) față de orbita lui Jupiter; de remarcat și centura principală , între orbitele lui Marte și Jupiter (în alb), și familia Hilda (maro).

Edward Emerson Barnard a făcut prima observație înregistrată a ceea ce va fi recunoscut ulterior ca un asteroid troian, (12126) 1999 RM ₁₁ , în 1904 , dar semnificația observației nu a fost înțeleasă la momentul respectiv. ^[11] Barnard era de fapt convins că observase fie satelitul lui Saturn Phoebe , care se afla atunci la doar două minute de arc distanță de obiectul observat, fie o stea . Identitatea obiectului nu a fost stabilită cu certitudine până când orbita sa a fost reconstruită în 1999 . ^[11]

Prima descoperire efectivă a unui asteroid troian a fost făcută în februarie 1906, când astronomul german Max Wolf , de la Observatorul Heidelberg-Königstuhl , a descoperit un asteroid, numit ulterior 588 Ahile , în apropierea punctului L ₄ al sistemului solar - Jupiter; ^[4] în 1906 - 1907 au fost descoperiți încă doi troieni de către August Kopff , redenumiți Hektor și Patroclus . ^[4] Hektor, ca și Ahile, a fost situat în punctul L ₄ , în timp ce Patroclus a fost primul asteroid descoperit în apropierea punctului L ₅ . ^[12] Până în 1938 , au fost descoperiți alți 11 troieni ^{[7], în} timp ce alți trei au fost descoperiți în 1961 . ^[4] În iunie 2011 au fost descoperiți 3117 troieni la punctul L ₄ și 1624 la L ₅ ^[13], dar rata descoperirilor crește rapid odată cu progresul calității instrumentelor disponibile: în ianuarie 2000, de fapt, ei doar cunoștea în total 257 troieni ^{[9], în} timp ce până în mai 2003 numărul crescuse la 1600. ^[2]

Nomenclatură

Numele asteroizilor troieni ai lui Jupiter provin din cele ale eroilor care, conform mitologiei grecești , au participat la războiul troian ; acest sistem de nomenclatură a fost conceput de astronomul austriac Johann Palisa , care a fost primul care și-a calculat cu exactitate orbitele. ^[4] Asteroizii plasați în corespondența lui L ₄ își iau numele de la eroii din rândurile grecilor ( câmpul grecesc sau grupul lui Ahile , din cel mai mare dintre membri), în timp ce cei din L ₅ iau numele troianului eroi ( câmp troian sau grup Patroclus ). ^[4] Cu toate acestea, unii asteroizi nu respectă această schemă de nomenclatură: 617 Patroclus a fost numit înainte ca diviziunea dintre lagărul grecesc și lagărul troian să fie sancționată, astfel încât eroul grec prieten al lui Ahile să apară în lagărul troian; în mod similar, în domeniul grecesc există un asteroid, 624 Hektor, care își ia numele de la faimosul erou troian. ^[7]

Numere și masă

Estimările numărului total de troieni se bazează pe anchete aprofundate ale unor porțiuni relativ mici ale cerului. ^[3] Se crede că numărul obiectelor prezente în L ₄ este între 160.000 și 240.000 de unități pentru obiectele mai mari de 2 km și se ridică la aproximativ 600.000 pentru corpurile mai mari de un kilometru; ^{[3] [9]} presupunând, conform estimărilor, că există un număr echivalent de obiecte similare în L ₅ , numărul total de asteroizi troieni ar depăși un milion, număr comparabil cu cel al asteroizilor centurii principale . ^[3] totală Masa troienilor este estimat la 0,0001 mase de teren , o cincime din masa totală a centurii principale. ^[9]

Modelul lui 624 Hektor, cel mai mare dintre troienii lui Jupiter.

Cu toate acestea, două studii recente indică faptul că cifrele de mai sus pot supraestima numărul troienilor cu mai multe ordine de mărime; această supraevaluare ar fi atribuibilă: (1) presupunerii că toți troienii ar avea un albedo scăzut - aproximativ 0,04 -, în timp ce cele mai mici corpuri ar putea avea de fapt un albedo mediu de cel puțin 0,12; ^[14] (2) la o eroare în luarea în considerare a distribuției troienilor pe cer. ^[15] Pe baza noilor estimări, numărul total de troieni cu un diametru mai mare de 2 km ar fi echivalent cu 6,3 ± 1,0 × 10 ⁴ în L ₄ și 3,4 ± 0,5 × 10 ⁴ în L ₅ , ^[15] cifre care ar putea fi redus cu un factor de 2 dacă troienii mai mici ar fi mai reflectivi decât asteroizii mai mari. ^[14] Aceste date reflectă o diferență în distribuția asteroizilor între cele două grupuri: de fapt, numărul troienilor descoperiți în L ₄ este mai mare decât cel din L ₅ ; cu toate acestea, deoarece numărul celor mai strălucitori troieni prezintă variații minime între cele două populații, această disparitate ar putea fi atribuită erorilor sistematice din sondaje. ^[6] Unele modele dinamice par, de asemenea, să indice o stabilitate mai mare a grupului în L ₄ comparativ cu cea din L ₅ , ceea ce ar putea justifica distribuția diferită a obiectelor. ^[8]

Cel mai mare dintre troienii lui Jupiter este 624 Hektor , care are o rază medie de 101,5 ± 1,8 km. ^[2] Asteroizii mari reprezintă doar o mică parte din populația totală; luând în considerare dimensiunea, se remarcă faptul că numărul troienilor crește rapid pe măsură ce dimensiunea scade până la 84 km, mult mai mare în medie decât cele din gama principală. Diametrul de 84 km corespunde magnitudinii absolute 9,5, presupunând un albedo de 0,04. Având în vedere diametre cuprinse între 4,4 și 40 km, distribuția dimensiunilor troienilor este similară cu cea a centurii principale. Lipsa datelor înseamnă că nu se știe nimic despre masele troienilor mai mici; ^[8] această distribuție sugerează că troienii mai mici rezultă din coliziunile dintre troienii mai mari. ^[6]

Parametrii orbitali

Animația orbitei lui 624 Hektor (în albastru) suprapusă pe orbita lui Jupiter (în roșu).

Troienii lui Jupiter au orbite cu raze cuprinse între 5,05 și 5,35 UA (medie, 5,2 ± 0,15 UA) și sunt distribuite în jurul regiunilor alungite și curbate la cele două puncte lagrangiene; ^[3] fiecare grup se extinde cu aproximativ 26 ° de-a lungul orbitei lui Jupiter, echivalent cu aproximativ 2,5 UA. ^[9] Grosimea grupurilor este aproximativ egală cu două raze Hill , care, în cazul lui Jupiter, sunt echivalente cu aproximativ 0,6 UA. ^[8] Majoritatea troienilor lui Jupiter au înclinații orbitale mari (peste 40 °) față de planul orbital al lui Jupiter. ^[9]

Troienii nu mențin o separare fixă ​​de planetă: de fapt, ei plutesc încet în jurul punctelor lor de echilibru, deplasându-se periodic către sau de pe planetă. ^[8] Troienii urmează în general orbite de potcoavă în jurul punctelor lor lagrangiene; perioada medie de librare este de aproximativ 150 de ani. ^[9] Amplitudinea librației (de-a lungul orbitei joviene) variază de la 0,6 ° la 88 °, cu o librație medie de aproximativ 33 °. ^[8] Simulările arată că troienii pot urma traiectorii mai complexe în formă de potcoavă mutându-se dintr-un punct lagrangian în altul, deși nu au fost identificate în prezent urme ale acestei mișcări printre asteroizi. ^[8]

Familii colizionale și asteroizi binari

Identificarea familiilor colizionale în cadrul troienilor este mai dificilă decât în ​​banda principală, datorită faptului că troienii sunt constrânși într-o bandă mai îngustă de poziții posibile decât banda principală; aceasta înseamnă că familiile individuale de asteroizi tind să se suprapună și să fuzioneze cu grupul general. Cu toate acestea, până în 2003 au fost identificate aproximativ o duzină de familii colizionale; acestea sunt familii mai mici decât cele din fâșia principală: grupul din 1647 Menelaus , cel mai vizibil, este de fapt format din doar opt membri. ^[6]

Dintre troieni, a fost identificat un singur asteroid binar , 617 Patroclus; orbita componentei secundare a asteroidului este foarte îngustă, la doar 650 km față de cei 35.000 km ai sferei Hill a componentei primare. ^[16] Se crede că 624 Hektor poate fi și un asteroid binar, probabil în contact . ^{[6] [17]}

Caracteristici fizice

Troienii lui Jupiter sunt obiecte întunecate de dimensiuni neregulate. Albedo-ul lor geometric variază în general între 3 și 10%, ^[2] cu valori medii care sunt în jur de 0,056 ± 0,003; ^[6] asteroidul cu cel mai mare albedo (0,18) este 4709 Ennomos . ^[2] Cu toate acestea, se știe foarte puțin despre mase, compoziția chimică, rotație sau alți parametri fizici ai asteroizilor troieni ai lui Jupiter. ^[6]

Rotație

Proprietățile de rotație ale troienilor nu sunt încă bine cunoscute. Analiza curbelor de lumină a 72 troieni a făcut posibilă obținerea unei perioade de rotație medie de aproximativ 11,2 ore, în timp ce, pentru comparație, perioada medie de rotație în banda principală este de 10,6 ore. ^[18] Distribuția perioadelor de rotație a troienilor pare să se apropie de distribuția Maxwell , ^{[19] în} timp ce aceeași distribuție în centura principală sa dovedit a fi non-maxwelliană, cu un deficit de asteroizi cu perioade de rotație între 8 și 10 ore. ^[18] Distribuția maxwelliană a perioadelor de rotație a troienilor ar putea indica faptul că asteroizii au suferit o evoluție caracterizată prin evenimente colizionale mai frecvente decât cele din centura principală. ^[18]

O imagine, rezultatul unei expuneri de 8 minute printr-un telescop de 24 ", de 624 Hektor.

În 2008, un grup de astronomi de la Calvin College a analizat curbele de lumină ale unui eșantion de zece troieni cu înclinație redusă și au constatat că perioada medie de rotire a fost de aproximativ 18,9 ore; această valoare a fost semnificativ mai mică decât valoarea găsită în asteroizii centurii principale de dimensiuni similare (11,5 ore). Această diferență ar putea însemna că troienii au o densitate medie mai mică, ceea ce ar putea implica faptul că au fost formați în centura Kuiper (în acest sens, a se vedea paragraful Originea și evoluția ). ^[20]

Compoziţie

Din punct de vedere spectroscopic , troienii lui Jupiter sunt în mare parte asteroizi de tip D , un tip care predomină în regiunile exterioare ale centurii principale; ^[6] o mică parte este clasificată ca asteroizi de tip P sau C , ^[18] ale căror spectre tind spre roșu (adică reflectă lumina la lungimi de undă mari) sau par neutre și lipsite de formațiuni. ^[2] Prezența apei , a compușilor organici sau a altor specii chimice nu a fost găsită cu certitudine absolută începând cu 2008, deși albedo-ul neobișnuit de înalt de 4709 Ennomos a fost atribuit prezenței gheții de apă . Mai mult, un număr de alți troieni, cum ar fi 911 Agamemnon și 617 Patroclus, au prezentat linii de absorbție foarte slabe la lungimi de undă de 1,7 și 2,3 µm, ceea ce ar putea indica prezența substanțelor organice. ^[21] Spectrele troienilor sunt similare cu cele ale lunilor neregulate ale lui Jupiter și, prin extensie, cu nucleele cometare , deși troienii sunt spectral foarte diferiți de obiectele mai roșii din centura Kuiper. ^{[3] [6]} Spectrul unui troian poate fi urmărit înapoi la un amestec de apă cu gheață, o cantitate mare de material bogat în carbon (similar cu cărbunele ) ^[6] și, posibil, silicați bogate în magneziu . ^[18] Compoziția populației troiene pare a fi uniformă, cu diferențe mici sau deloc între cele două grupuri principale (tabăra greacă și tabăra troiană). ^[22]

Un grup de astronomi de la Observatorul Keck din Hawaii a anunțat în 2006 că au măsurat densitatea de 617 Patroclus, care era mai mică decât cea a gheții (0,8 × 10³ kg m ⁻³ ), conducând la ipoteza că obiectul și probabil mulți alți troieni, de asemenea, semănau cu comete sau obiecte din centura Kuiper mai distincte ca mărime și compoziție - gheață de apă cu un strat de praf - decât asteroizii centurii principale. ^[16] În schimb, densitatea măsurată pentru 624 Hektor din curba sa de rotație a luminii (2.480 × 10³ kg m ⁻³ ) este semnificativ mai mare decât cea a 617 Patroclus; ^[17] această diferență de densitate este uimitoare și indică faptul că densitatea ar putea să nu fie un bun indicator al originii unui asteroid. ^[17]

Origine și evoluție

Impresia artistului asupra discului de gaz și praf care înconjoară un sistem planetar care se formează.

Au fost formulate două teorii principale cu privire la formarea și evoluția asteroizilor troieni.

Prima ipoteză este că troienii s-au format în aceeași regiune a sistemului solar timpuriu în care Jupiter era în formare. ^[8] În ultimele etape ale procesului de formare , planeta a suferit o creștere importantă a masei sale datorită acumulării , pe un embrion planetar primitiv, a unor cantități mari de hidrogen și heliu prezente în nebuloasa solară ; ^[23] în timpul acestei faze de creștere, care ar fi durat câteva mii de ani, masa lui Jupiter ar fi crescut cu un factor de zece. ^[24] Planetesimalele plasate pe o orbită apropiată de cea a gigantului gazos în formare ar fi suferit un proces de captare de către gravitatea crescândă a planetei; ^[8] acest mecanism a fost atât de eficient încât au fost capturate aproximativ 50% din totalul planetesimalelor reziduale. ^[25] Totuși, această ipoteză prezintă două probleme importante: numărul de corpuri prinse conform modelului depășește populația de troieni observată cu patru ordine de mărime , iar troienii prezenți au înclinații orbitale mult mai mari decât cele prezise de modelul de captură. ^[8] Simulările pe computer ale acestui scenariu arată, de asemenea, că aceste mecanisme ar fi inhibat formarea unui sistem similar de troieni în jurul lui Saturn , fapt confirmat de fapt de observare: de fapt, până acum prezența pe orbita lui Saturn a oricărui troian asteroid. ^[26]

A doua teorie, care se încadrează în modelul de la Nisa , propune că troienii au fost capturați în timpul fazei de migrație planetară , care s-ar fi produs la aproximativ 500-600 milioane de ani după formarea sistemului solar ^[27] când Jupiter și Saturn au stabilit un 1 : 2 rezonanță orbitală . În timpul acestui proces, Uranus , Neptun și , într-o oarecare măsură, Saturn însuși ar fi fost împins către regiunile ultraperiferice ale sistemului solar, în timp ce Jupiter ar fi suferit o ușoară deplasare spre sistemul solar interior . ^[27] Migrația planetelor uriașe a dus la o destabilizare a centurii Kuiper, care la vremea respectivă era mai densă în obiecte și era mai internă, ^[28] aruncând milioane de corpuri mai mici în sistemul solar interior ; în plus, influența lor gravitațională combinată a deranjat rapid orice troian preexistent. ^[27] Conform acestei teorii, populația troiană actuală s-a acumulat din obiectele centurii Kuiper destabilizate pe măsură ce Jupiter și Saturn s-au retras ușor din rezonanța orbitală. ^[29]

Viitorul pe termen lung al troienilor rămâne încă o chestiune de întrebare, deoarece rezonanțele multiple slabe cu Jupiter și Saturn îi determină să se comporte haotic în timp. ^[30] Mai mult, fragmentarea după coliziuni sărăcește încet populația troiană pe măsură ce fragmentele sunt evacuate în spațiu; aceste fragmente pot deveni pe scurt lunile lui Jupiter sau pot deveni parte a unei clase de comete periodice , familia cometară a lui Jupiter . ^{[6] [31] [32]} Simulările arată că aproximativ 17% dintre troienii lui Jupiter prezintă instabilitate în intervale de timp egale cu vârsta sistemului solar și, din acest motiv, se crede că majoritatea au fost expulzați de pe orbita lor cu mult înainte de astăzi. ^[33] Levison și colegii ^[32] cred că aproximativ 200 de troieni expulzați mai mari de 1 km pot călători prin sistemul solar interior și au șanse minime de a se intersecta orbita Pământului. ^[32]

Troieni în sistemul solar

Același subiect în detaliu: troian (astronomie) .

Termenul „troian” este folosit generic pentru a identifica corpuri minore care au relații similare cu troienii lui Jupiter cu corpuri mai mari: există, așadar, troieni de pe Marte și troieni din Neptun , în timp ce Saturn are sateliți troieni . Simulările sugerează că Saturn și Uranus posedă un număr neglijabil de asteroizi troieni, poate chiar zero. ^[34]

Au fost descoperiți doi nori de praf numiți nori Kordylewski în punctele lagrangiene L4 și L5 ale Lunii, care sunt de fapt sateliții troieni ai Lunii. Pe de altă parte, unele surse se referă la 3753 Cruithne ca un asteroid troian pe Pământ.

Notă

Bibliografia

Titoli generali

• AA.VV, L'Universo - Grande enciclopedia dell'astronomia , Novara, De Agostini, 2002.
• J. Gribbin, Enciclopedia di astronomia e cosmologia , Milano, Garzanti, 2005, ISBN 88-11-50517-8 .
• W. Owen, et al, Atlante illustrato dell'Universo , Milano, Il Viaggiatore, 2006, ISBN 88-365-3679-4 .
• M. Rees, Universo. Dal big bang alla nascita dei pianeti. Dal sistema solare alle galassie più remote , Milano, Mondadori Electa, 2006, p. 512.

Titoli specifici

Sul sistema solare

• M. Hack , Alla scoperta del sistema solare , Milano, Mondadori Electa, 2003, p. 264.
• ( EN ) Vari, Encyclopedia of the Solar System , Gruppo B, 2006, p. 412, ISBN 0-12-088589-1 .
• F. Biafore, In viaggio nel sistema solare. Un percorso nello spazio e nel tempo alla luce delle ultime scoperte , Gruppo B, 2008, p. 146.

Su Giove

• ( EN ) Bertrand M. Peek, The Planet Jupiter: The Observer's Handbook , Londra, Faber and Faber Limited, 1981, ISBN 0-571-18026-4 .
• ( EN ) Eric Burgess,By Jupiter: Odysseys to a Giant , New York, Columbia University Press, 1982, ISBN 0-231-05176-X .
• ( EN ) John H. Rogers, The Giant Planet Jupiter , Cambridge, Cambridge University Press, 1995, ISBN 0-521-41008-8 .
• ( EN ) Reta Beebe, Jupiter: The Giant Planet , 2ª ed., Washington, Smithsonian Institute Press, 1996, ISBN 1-56098-685-9 .
• ( EN ) AA.VV., The New Solar System , a cura di Kelly J. Beatty; Carolyn Collins Peterson; Andrew Chaiki, 4ª ed., Massachusetts, Sky Publishing Corporation, 1999, ISBN 0-933346-86-7 .
• ( EN ) DC Jewitt; S. Sheppard ; C. Porco, F. Bagenal; T. Dowling; W. McKinnon, Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere ( PDF ), Cambridge, Cambridge University Press, 2004, ISBN 0-521-81808-7 . URL consultato il 13 maggio 2009 (archiviato dall' url originale il 14 giugno 2007) .
• ( EN ) Linda T. Elkins-Tanton, Jupiter and Saturn , New York, Chelsea House, 2006, ISBN 0-8160-5196-8 .

Sugli asteroidi

• ( EN ) AE Nourse, The Asteroids , F. Watts, 1975, p. 59, ISBN 0-531-00822-3 .
• M. Rigutti, Comete, meteoriti e stelle cadenti: i corpi minori del sistema solare , Giunti, 1997, p. 216, ISBN 88-09-21081-6 .
• ( EN ) S. Bonar, Asteroids , Franklin Watts, 1999, p. 64, ISBN 0-531-20367-0 .
• ( EN ) EC Blair, Asteroids: Overview, Abstracts and Bibliography , Nova Publishers, 2002, p. 252, ISBN 1-59033-482-5 .
• ( EN ) D. Nardo, Eyes on the Sky: Asteroids , Kidhaven Press, 2002, p. 48, ISBN 0-7377-0998-7 .
• ( EN ) TE Bell, Comets, Meteors, Asteroids, and the Outer Reaches , Black Rabbit Books, 2003, p. 48, ISBN 1-58340-289-6 .
• ( EN ) GL Vogt, Asteroids , Capstone Press, 2006, p. 24, ISBN 0-7368-4939-4 .

Voci correlate

• Asteroidi troiani di Giove (campo greco)
• Asteroidi troiani di Giove (campo troiano)
• Asteroidi troiani di Nettuno
• Asteroidi troiani della Terra
• Asteroidi troiani di Marte

Altri progetti

• Wikimedia Commons contiene immagini o altri file su asteroidi troiani di Giove

Collegamenti esterni

• ( EN ) Trojans asteroids , su spaceguard.esa.int . URL consultato il 15 marzo 2008 (archiviato dall' url originale il 1º ottobre 2008) .
• ( EN ) Trojan Minor Planets , su minorplanetcenter.net .

V · D · M Esplorazione degli asteroidi
Sorvoli	Galileo ( 951 Gaspra e 243 Ida ) · Clementine (fallita) · NEAR ( 253 Mathilde ) · Deep Space 1 ( 9969 Braille ) · Cassini-Huygens ( 2685 Masursky , lune di Saturno ) · Stardust ( 5535 Annefrank ) · Rosetta ( 2867 Šteins e 21 Lutetia ) · Deep Impact (fallita) · New Horizons ( 132524 APL ) · Chang'e 2 ( 4179 Toutatis ) · PROCYON (fallita)
Orbiter o rendezvous	NEAR ( 433 Eros ) · Hayabusa ( 25143 Itokawa ) · Dawn ( 1 Ceres e 4 Vesta ) · Hayabusa 2 ( 162173 Ryugu e 1998 KY26 ) · OSIRIS-REx ( 101955 Bennu )
Lander	NEAR ( 433 Eros ) · MINERVA (fallita) · Hayabusa ( 25143 Itokawa ) · MINERVA-II ( 162173 Ryugu ) · MASCOT ( 162173 Ryugu ) · Hayabusa 2 ( 162173 Ryugu e 1998 KY26 )
Missioni future	Near-Earth Asteroid Scout ( 1991 VG ) (2021) · Lucy ( Asteroidi troiani di Giove ) (2021) · DART ( 65803 Didymos ) (2021) · LICIACube ( 65803 Didymos ) (2021) · Psyche ( 16 Psyche ) (2022) · DESTINY+ ( 3200 Phaethon ) (2024) · ZhengHe ( 469219 Kamoʻoalewa ) (2024)
Voci correlate	Asteroide · Esplorazione di: Sole · Mercurio · Venere · Terra ( Luna ) · Marte · Giove ( Europa · Io ) · Saturno ( Titano ) · Urano · Nettuno · Plutone
Nota: il grassetto indica le missioni in corso di svolgimento

V · D · M Asteroidi del sistema solare
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

Questa è una voce di qualità .
È stata riconosciuta come tale il giorno 27 giugno 2011 — vai alla segnalazione .
Naturalmente sono ben accetti altri suggerimenti e modifiche che migliorino ulteriormente il lavoro svolto.

Segnalazioni · Criteri di ammissione · Voci di qualità in altre lingue