13.1 : Astéroïdes
- Page ID
- 192460
Objectifs d'apprentissage
À la fin de cette section, vous serez en mesure de :
- Décrivez l'histoire de la découverte d'astéroïdes et décrivez leurs orbites typiques
- Décrire la composition et la classification des différents types d'astéroïdes
- Discutez de ce qui a été appris lors des missions d'engins spatiaux sur plusieurs
Les astéroïdes se trouvent principalement dans le vaste espace entre Mars et Jupiter, une région du système solaire appelée ceinture d'astéroïdes. Les astéroïdes sont trop petits pour être vus sans télescope ; le premier d'entre eux n'a été découvert qu'au début du XIXe siècle.
Découverte et orbites des astéroïdes
À la fin des années 1700, de nombreux astronomes étaient à la recherche d'une planète supplémentaire qui, selon eux, devrait exister entre les orbites de Mars et de Jupiter. L'astronome sicilien Giovanni Piazzi pensait avoir trouvé cette planète disparue en 1801, lorsqu'il a découvert le premier astéroïde (ou comme on l'a appelé plus tard, « planète mineure ») orbitant à 2,8 UA du Soleil. Sa découverte, qu'il a baptisée Cérès, a été rapidement suivie par la détection de trois autres petites planètes sur des orbites similaires.
De toute évidence, il ne manquait pas une seule planète entre Mars et Jupiter, mais tout un groupe d'objets, chacun beaucoup plus petit que notre Lune. (Une histoire de découverte analogue s'est déroulée au ralenti dans la partie externe du système solaire. Pluton a été découverte au-delà de Neptune en 1930 et a d'abord été appelée planète, mais au début du XXIe siècle, plusieurs autres objets similaires ont été découverts. Nous les appelons maintenant toutes des planètes naines.)
En 1890, plus de 300 de ces planètes ou astéroïdes mineurs avaient été découverts par des observateurs avertis. Cette année-là, Max Wolfat Heidelberg a introduit la photographie astronomique à la recherche d'astéroïdes, accélérant ainsi considérablement la découverte de ces objets sombres. Au XXIe siècle, les chercheurs utilisent des appareils photo électroniques pilotés par ordinateur, une autre avancée technologique. Plus d'un demi-million d'astéroïdes ont aujourd'hui des orbites bien déterminées.
Les astéroïdes se voient attribuer un numéro (correspondant à l'ordre de découverte) et parfois aussi un nom. À l'origine, les noms des astéroïdes ont été choisis parmi les déesses de la mythologie grecque et romaine. Après avoir épuisé ces noms et d'autres noms féminins (y compris, plus tard, ceux de conjoints, d'amis, de fleurs, de villes, etc.), les astronomes se sont tournés vers les noms de collègues (et d'autres personnes de distinction) qu'ils souhaitaient honorer. Par exemple, les astéroïdes 2410, 4859 et 68448 sont nommés Morrison, Fraknoi et Sidneywolff, pour les trois auteurs originaux de ce manuel.
Le plus gros astéroïde est Cérès (numéro 1), avec un diamètre d'un peu moins de 1000 kilomètres. Comme nous l'avons vu, Cérès était considérée comme une planète lorsqu'elle a été découverte, mais elle a ensuite été appelée astéroïde (la première d'une longue série). Aujourd'hui, elle a de nouveau été reclassée et est considérée comme l'une des planètes naines, comme Pluton (voir le chapitre sur les lunes, les anneaux et Pluton). Cependant, nous trouvons toujours pratique de parler de Cérès comme étant le plus gros des astéroïdes. Deux autres astéroïdes, Pallas et Vesta, ont un diamètre d'environ 500 kilomètres, et environ 15 autres ont une superficie supérieure à 250 kilomètres (voir le tableau\(\PageIndex{1}\)). Le nombre d'astéroïdes augmente rapidement à mesure que leur taille diminue ; il y a environ 100 fois plus d'objets de 10 kilomètres de large que de 100 kilomètres de large. En 2016, près d'un million d'astéroïdes avaient été découverts par des astronomes.
Le Minor Planet Center est un référentiel mondial de données sur les astéroïdes. Consultez-le en ligne pour découvrir les dernières découvertes concernant les petits corps de notre système solaire. (Notez que certains contenus de ce site sont techniques ; il est préférable de cliquer sur l'onglet du menu « public » pour plus d'informations au niveau de ce manuel.)
| # | Nom | Année de la découverte | Le demi-grand axe d'Orbit (AU) | Diamètre (km) | Classe de composition |
|---|---|---|---|---|---|
| 1 | Cérès | 1801 | 2,77 | 940 | C (carboné) |
| 2 | Pallas | 1802 | 2,77 | 540 | C (carboné) |
| 3 | Junon | 1804 | 2,67 | 265 | S (caillouteux) |
| 4 | Vesta | 1807 | 2,36 | 510 | basaltique |
| 10 | Hygiène | 1849 | 3.14 | 410 | C (carboné) |
| 16 | Psyché | 1852 | 2,92 | 265 | M (métallique) |
| 31 | Euphrosyne | 1854 | 3.15 | 250 | C (carboné) |
| 52 | Europe | 1858 | 3.10 | 280 | C (carboné) |
| 65 | Cybèle | 1861 | 3,43 | 280 | C (carboné) |
| 87 | Sylvia | 1866 | 3,48 | 275 | C (carboné) |
| 451 | Patience | 1899 | 3.06 | 260 | C (carboné) |
| 511 | Davida | 1903 | 3.16 | 310 | C (carboné) |
| 704 | Interamnia | 1910 | 3.06 | 310 | C (carboné) |
Les astéroïdes tournent tous autour du Soleil dans la même direction que les planètes, et la plupart de leurs orbites se situent près du plan dans lequel la Terre et les autres planètes tournent. La majorité des astéroïdes se trouvent dans la ceinture d'astéroïdes, la région située entre Mars et Jupiter qui contient tous les astéroïdes dont la période orbitale est comprise entre 3,3 et 6 ans (Figure). Bien que plus de 75 % des astéroïdes connus se trouvent dans la ceinture, ils ne sont pas rapprochés les uns des autres (comme ils sont parfois décrits dans les films de science-fiction). Le volume de la ceinture est en fait très important et l'espacement typique entre les objets (jusqu'à 1 kilomètre) est de plusieurs millions de kilomètres. (Cela a été une chance pour des vaisseaux spatiaux tels que Galileo, Cassini, Rosetta et New Horizons, qui devaient traverser la ceinture d'astéroïdes sans collision.)
Pourtant, au cours de la longue histoire de notre système solaire, il y a eu un bon nombre de collisions entre les astéroïdes eux-mêmes. En 1918, l'astronome japonais Kiyotsugu Hirayama a découvert que certains astéroïdes appartenaient à des familles, à des groupes présentant des caractéristiques orbitales similaires. Il a émis l'hypothèse que chaque famille pourrait résulter de la désintégration d'un corps plus grand ou, plus probablement, de la collision de deux astéroïdes. De légères différences dans la vitesse à laquelle les différents fragments ont quitté le lieu de la collision expliquent la faible dispersion des orbites actuellement observée pour les différents astéroïdes d'une famille donnée. Plusieurs douzaines de familles de ce type existent, et les observations ont montré que les membres individuels de la plupart des familles ont des compositions similaires, comme on pourrait s'y attendre s'ils étaient des fragments d'un parent commun.
Vous pouvez visionner une vidéo animée spectaculaire montrant les orbites de 100 000 astéroïdes découverts lors d'un levé du ciel. Au fil de la vidéo de 3 minutes, vous pouvez voir les orbites des planètes et la répartition des astéroïdes dans le système solaire. Mais notez que toutes ces vidéos sont trompeuses dans un sens. Les astéroïdes eux-mêmes sont vraiment petits par rapport aux distances parcourues, ils doivent donc être représentés sous forme de points plus grands pour être visibles. Si vous étiez dans la ceinture d'astéroïdes, il y aurait beaucoup plus d'espace vide que les astéroïdes.
Composition et classement
Les astéroïdes sont aussi différents que le noir et le blanc. La plupart sont très sombres, avec une réflectivité de seulement 3 à 4 %, comme un morceau de charbon. Cependant, un autre grand groupe a une réflectivité typique de 15 %. Pour mieux comprendre ces différences et leur lien avec la composition chimique, les astronomes étudient le spectre de la lumière réfléchie par les astéroïdes à la recherche d'indices sur leur composition.
Des études spectrales révèlent que les astéroïdes sombres sont des corps primitifs (ceux qui ont peu changé chimiquement depuis le début du système solaire) composés de silicates mélangés à des composés organiques de carbone noir. Ils sont connus sous le nom d'astéroïdes de type C (« C » pour carbonés). Deux des plus gros astéroïdes, Cérès et Pallas, sont primitifs, de même que presque tous les astéroïdes de la partie extérieure de la ceinture.
Le deuxième groupe le plus peuplé est celui des astéroïdes de type S, où « S » représente une composition pierreuse ou silicatée. Ici, les composés de carbone noir sont absents, ce qui se traduit par une réflectivité plus élevée et des signatures spectrales plus claires des minéraux silicatés. Les astéroïdes de type S sont également chimiquement primitifs, mais leur composition différente indique qu'ils se sont probablement formés à un endroit du système solaire différent de celui des astéroïdes de type C.
Les astéroïdes d'une troisième classe, beaucoup moins nombreux que ceux des deux premiers, sont composés principalement de métal et sont appelés astéroïdes de type M (« M » pour métal). Sur le plan spectroscopique, l'identification du métal est difficile, mais pour au moins le plus gros astéroïde de type M, Psyché, cette identification a été confirmée par radar. Comme un astéroïde métallique, comme un avion ou un bateau, est un bien meilleur réflecteur radar qu'un objet pierreux, Psyché apparaît brillant lorsque nous le dirigeons vers lui par un faisceau radar.
Comment sont nés de tels astéroïdes métalliques ? Nous soupçonnons que chacun provenait d'un corps parent suffisamment grand pour que son intérieur fondu se dépose ou se différencie, et que les métaux les plus lourds ont coulé au centre. Lorsque ce corps parent s'est brisé lors d'une collision ultérieure, les fragments du noyau étaient riches en métaux. Il y a suffisamment de métal dans un astéroïde de type M d'un kilomètre pour approvisionner le monde en fer et en de nombreux autres métaux industriels dans un avenir prévisible, si nous pouvions en apporter un en toute sécurité sur Terre.
Outre les astéroïdes de type M, quelques autres astéroïdes présentent des signes d'échauffement et de différenciation précoces. Elles ont des surfaces basaltiques, comme les plaines volcaniques de la Lune et de Mars ; le gros astéroïde Vesta (dont il sera question dans un instant) appartient à cette dernière catégorie.
Les différentes classes d'astéroïdes se trouvent à différentes distances du Soleil (Figure\(\PageIndex{2}\)). En traçant la façon dont la composition des astéroïdes varie en fonction de la distance par rapport au Soleil, nous pouvons reconstituer certaines des propriétés de la nébuleuse solaire à partir de laquelle ils se sont formés à l'origine.
Vesta : un astéroïde différencié
Vesta est l'un des astéroïdes les plus intéressants. Il tourne autour du Soleil avec un demi-grand axe de 2,4 UA dans la partie interne de la ceinture d'astéroïdes. Sa réflectivité relativement élevée de près de 30 % en fait l'astéroïde le plus brillant, si brillant qu'il est visible à l'œil nu si vous savez exactement où regarder. Mais sa véritable renommée réside dans le fait que sa surface est recouverte de basalte, ce qui indique que Vesta est un objet différencié qui a dû être actif sur le plan volcanique, malgré sa petite taille (environ 500 kilomètres de diamètre).
Des météorites provenant de la surface de Vesta (Figure\(\PageIndex{3}\)), identifiées en comparant leur spectre à celui de Vesta elle-même, ont atterri sur Terre et peuvent être étudiées directement en laboratoire. Nous en savons donc beaucoup sur cet astéroïde. L'âge des coulées de lave dont ces météorites sont issues a été mesuré entre 4,4 et 4,5 milliards d'années, très peu de temps après la formation du système solaire. Cet âge correspond à ce à quoi on pouvait s'attendre pour les volcans de Vesta ; quel que soit le processus de chauffage d'un si petit objet, il a probablement été intense et de courte durée. En 2016, une météorite est tombée en Turquie et pourrait être identifiée à une coulée de lave particulière, comme l'a révélé la sonde spatiale Dawn en orbite.
Les astéroïdes de près
Sur le chemin de sa rencontre avec Jupiter en 1995, la sonde Galileo devait voler à proximité de deux astéroïdes de type S de la ceinture principale appelés Gaspra et Ida. La caméra Galileo a révélé à la fois des fragments aussi longs et très irréguliers (ressemblant à une pomme de terre battue) que les fragments d'une collision catastrophique (Figure\(\PageIndex{4}\)).
Les images détaillées nous ont permis de compter les cratères de Gaspra et d'Ida et d'estimer la durée pendant laquelle leurs surfaces ont été exposées à des collisions. Les scientifiques de Galileo ont conclu que ces astéroïdes n'avaient que 200 millions d'années environ (c'est-à-dire que les collisions qui les ont formés ont eu lieu il y a environ 200 millions d'années). Les calculs suggèrent qu'un astéroïde de la taille de Gaspra ou d'Ida peut s'attendre à une autre collision catastrophique au cours des prochains milliards d'années, date à laquelle il sera perturbé pour former une nouvelle génération de fragments encore plus petits.
La plus grande surprise du survol d'Ida par Galilée a été la découverte d'une lune (alors nommée Dactyl), en orbite autour de l'astéroïde (Figure\(\PageIndex{5}\)). Bien qu'il ne mesure que 1,5 kilomètre de diamètre, soit plus petit que celui de nombreux campus universitaires, Dactyl fournit aux scientifiques quelque chose qui n'est pas à leur portée : une mesure de la masse et de la densité d'Ida à l'aide des lois de Kepler. La distance de la lune d'environ 100 kilomètres et sa période orbitale d'environ 24 heures indiquent qu'Ida a une densité d'environ 2,5 g/cm 3, ce qui correspond à la densité des roches primitives. Par la suite, de grands télescopes à lumière visible et des radars planétaires puissants ont découvert de nombreuses autres lunes d'astéroïdes, de sorte que nous sommes désormais en mesure d'accumuler des données précieuses sur les masses et les densités des astéroïdes.
D'ailleurs, Phobos et Deimos, les deux petites lunes de Mars, sont probablement des astéroïdes capturés (Figure). Ils ont d'abord été étudiés à courte distance par les orbiteurs Viking en 1977, puis par Mars Global Surveyor. Les deux sont irréguliers, légèrement allongés et fortement créés, ressemblant à d'autres astéroïdes plus petits. Leurs plus grandes dimensions sont d'environ 26 kilomètres et 16 kilomètres, respectivement. Les petites lunes extérieures de Jupiter et de Saturne ont probablement également été capturées par le passage d'astéroïdes, peut-être au début de l'histoire du système solaire.
À partir des années 1990, les engins spatiaux ont observé de près plusieurs autres astéroïdes. La sonde Near Earth Asteroid Rendezvous (NEAR) s'est mise en orbite autour de l'astéroïde de type S Eros, devenant ainsi une lune temporaire de cet astéroïde. En route vers Éros, la sonde NEAR a été rebaptisée en l'honneur du géologue planétaire Eugene Shoemaker, pionnier dans notre compréhension des cratères et des impacts.
Pendant un an, la sonde Near-Shoemaker a orbité autour du petit astéroïde à différentes altitudes, mesurant sa composition superficielle et intérieure et cartographiant Éros de tous les côtés (Figure). Les données ont montré qu'Eros est composé de certains des matériaux chimiquement les plus primitifs du système solaire. Plusieurs autres astéroïdes ont été découverts comme étant constitués de gravats lâchement liés, mais pas Éros. Sa densité uniforme (à peu près la même que celle de la croûte terrestre) et ses sillons et crêtes étendus à l'échelle mondiale montrent qu'il s'agit d'une roche fissurée mais solide.
Eros possède une grande quantité de matériau de surface meuble qui semble avoir glissé vers des altitudes plus basses. À certains endroits, la couche de gravats de surface a une profondeur de 100 mètres. Le dessus du sol meuble est parsemé de rochers épars à moitié enterrés. Ces rochers sont si nombreux qu'ils sont plus nombreux que les cratères. Bien entendu, la gravité étant si faible sur ce petit monde, une astronaute en visite trouverait des rochers lâches roulant vers elle assez lentement et pouvait facilement sauter assez haut pour éviter d'être heurtée par un seul. Bien que l'engin spatial Near-Shoemaker n'ait pas été construit comme un atterrisseur, à la fin de sa mission orbitale en 2000, il a été laissé tomber doucement à la surface, où il a poursuivi ses analyses chimiques pendant une semaine supplémentaire.
En 2003, la mission japonaise Hayabusa 1 a non seulement visité un petit astéroïde, mais a également ramené des échantillons pour les étudier dans des laboratoires sur Terre. L'astéroïde cible de type S, Itokawa (illustré sur la figure\(\PageIndex{8}\)), est beaucoup plus petit qu'Eros et ne mesure que 500 mètres de long. Cet astéroïde est allongé et semble être le résultat de la collision de deux astéroïdes distincts il y a longtemps. Il n'y a presque pas de cratères d'impact, mais une abondance de rochers (comme un tas de gravats) à la surface.
La sonde Hayabusa n'a pas été conçue pour atterrir, mais pour toucher la surface juste assez longtemps pour prélever un petit échantillon. Cette manœuvre délicate a échoué dès le premier essai, le vaisseau spatial s'étant brièvement renversé sur le côté. Finalement, les contrôleurs ont réussi à prélever quelques grains de matériau de surface et à les transférer dans la capsule de retour. La rentrée dans l'atmosphère de la Terre en 2010 au-dessus de l'Australie a été spectaculaire (Figure\(\PageIndex{9}\)), avec une rupture fulgurante de l'engin spatial, tandis qu'une petite capsule de retour a réussi à se parachuter à la surface. Des mois d'extraction minutieuse et d'étude de plus d'un millier de minuscules particules de poussière ont confirmé que la surface d'Itokawa avait une composition similaire à celle d'une classe bien connue de météorites primitives. Nous estimons que les grains de poussière ramassés par Hayabusa étaient exposés à la surface de l'astéroïde depuis environ 8 millions d'années.
Fin 2018, deux engins spatiaux ont rencontré des astéroïdes géocroiseurs (voir Astéroïdes et défense planétaire) et se sont préparés à atterrir et à prélever des échantillons en vue de leur retour sur Terre. Le vaisseau japonais Hyabusa2 a atteint Ryugu et l'OSIRIS-REx de la NASA a ciblé Bennu. Ces deux astéroïdes, dont le diamètre est inférieur à 1 km chacun, appartiennent à la classe sombre et carbonée. Comme ces objets sont riches en eau, ils présentent un intérêt particulier en tant que ressources spatiales futures possibles. Les deux astéroïdes semblent être des « tas de gravats » ou des agglomérations lâches de petits fragments.
La mission spatiale d'astéroïdes la plus ambitieuse (appelée Dawn) a visité les deux plus grands astéroïdes de la ceinture principale, Cérès et Vesta, en orbitant chacun pendant environ un an (Figure\(\PageIndex{10}\)). Leurs grandes dimensions (diamètres d'environ 1000 et 500 kilomètres, respectivement) les rendent appropriées pour la comparaison avec les planètes et les grandes lunes. Les deux se sont avérés être fortement cratérisés, ce qui implique que leurs surfaces sont vieilles. Sur Vesta, nous avons maintenant localisé les grands cratères d'impact qui ont éjecté les météorites basaltiques précédemment identifiées comme provenant de cet astéroïde. Ces cratères sont si grands qu'ils prélèvent plusieurs couches de matière crustale de Vesta.
Cérès n'a pas connu une histoire comparable d'impacts géants, de sorte que sa surface est recouverte de cratères qui ressemblent davantage à ceux des hautes terres lunaires. La grande surprise à Cérès est la présence de points blancs très brillants, associés principalement aux sommets centraux des grands cratères (Figure\(\PageIndex{11}\)). Le minéral de couleur claire est une sorte de sel, produit lors de la formation de ces cratères ou libéré par la suite de l'intérieur. Après des survols rapprochés répétés, les données de la sonde Dawn de la NASA ont indiqué que Cérès possède (ou a eu) un océan d'eau souterrain, avec des éruptions occasionnelles à la surface. Le plus spectaculaire est le volcan de glace de 4 kilomètres de haut appelé Ahuna Mons (voir Figure\(\PageIndex{11}\)).
Fin 2017, quelque chose de totalement nouveau a été découvert : un astéroïde interstellaire. Ce visiteur a été trouvé à une distance de 33 millions de kilomètres avec un télescope d'observation à Haleakala, à Hawaï. Au fur et à mesure que les astronomes poursuivaient cette découverte, il est rapidement devenu évident que cet astéroïde se déplaçait beaucoup trop vite pour faire partie de la famille du Soleil. Son orbite est une hyperbole et, lorsqu'elle a été découverte, elle quittait déjà rapidement le système solaire interne. Bien qu'elle soit trop éloignée pour être imagée, même par de grands télescopes, sa taille et sa forme pouvaient être estimées à partir de sa luminosité et de ses fluctuations lumineuses rapides. Il est très allongé, de forme approximativement cylindrique. Les dimensions nominales sont d'environ 200 mètres de long et de seulement 35 mètres de large, ce qui est le plus extrême de tous les objets naturels. Les objets de grande taille, tels que les planètes et les lunes, sont entraînés par leur propre gravité pour prendre des formes à peu près sphériques, et même les petits astéroïdes et les comètes (souvent décrits comme « en forme de pomme de terre ») présentent rarement des irrégularités supérieures à un facteur deux.
Cet astéroïde s'appelait « Oumuamua », un mot hawaïen qui signifie « éclaireur » ou « premier à tendre la main ». D'une certaine manière, la découverte d'un astéroïde ou d'une comète interstellaire n'était pas inattendue. Au début de l'histoire du système solaire, avant que les orbites des planètes ne suivent des trajectoires stables et ne se croisant pas, toutes dans le même plan, nous estimons qu'une grande quantité de masse a été éjectée, soit des planètes entières, soit des fragments plus petits. Aujourd'hui encore, une comète venant des limites extérieures du système solaire peut voir son orbite modifiée par une interaction gravitationnelle avec Jupiter et le Soleil, et certaines d'entre elles s'échappent sur des trajectoires hyperboliques. Comme nous avons récemment appris que les systèmes planétaires sont courants, la question qui s'est posée est la suivante : où des débris similaires sont-ils éjectés d'autres systèmes planétaires ? Nous en avons maintenant trouvé un, et les enquêtes améliorées en ajouteront bientôt d'autres à cette catégorie.
Regardez une représentation artistique de l'astéroïde 'Oumuamua réalisée par l'ESO. Bien qu'elle ne soit pas assez proche de la Terre pour être imagée, sa forme longue et élancée était indiquée par sa variation rapide de luminosité lors de sa rotation.
Les agences spatiales impliquées dans la mission Dawn ont produit de belles vidéos animées de « survol » de Vesta et Ceres disponibles en ligne.
Concepts clés et résumé
Le système solaire comprend de nombreux objets beaucoup plus petits que les planètes et leurs plus grandes lunes. Les roches sont généralement appelées astéroïdes. Cérès est le plus gros astéroïde ; environ 15 d'entre eux mesurent plus de 250 kilomètres et environ 100 000 mesurent plus d'un kilomètre. La plupart se trouvent dans la ceinture d'astéroïdes située entre Mars et Jupiter. La présence de familles d'astéroïdes dans la ceinture indique que de nombreux astéroïdes sont les vestiges de collisions et de fragmentation anciennes. Les astéroïdes comprennent des objets primitifs et différenciés. La plupart des astéroïdes sont classés dans la catégorie C, c'est-à-dire qu'ils sont composés de matières carbonées. Les astéroïdes de type S (caillouteux) dominent la ceinture intérieure, avec quelques astéroïdes de type M (métalliques). Nous avons des images spatiales de plusieurs astéroïdes et des échantillons renvoyés par l'astéroïde Itokawa. Des observations récentes ont permis de détecter un certain nombre de lunes d'astéroïdes, ce qui permet de mesurer les masses et les densités des astéroïdes sur lesquels elles orbitent. Les deux plus gros astéroïdes, Cérès et Vesta, ont été largement étudiés depuis l'orbite par la sonde Dawn.
Lexique
- astéroïde
- un objet pierreux ou métallique en orbite autour du Soleil qui est plus petit qu'une grande planète mais qui ne montre aucun signe d'atmosphère ou d'autres types d'activité associés aux comètes
- ceinture d'astéroïdes
- la région du système solaire située entre les orbites de Mars et de Jupiter dans laquelle se trouvent la plupart des astéroïdes ; la ceinture principale, où les orbites sont généralement les plus stables, s'étend de 2,2 à 3,3 UA du Soleil