Menší planeta

Čtyři transneptunské objekty jsou oficiálně uznány jako trpasličí planety: Pluto , Eris , Makemake a Hauméa . Ostatní objekty pravděpodobně splňují kritéria, která je třeba za takové považovat. Studie ukázaly, že jejich počet by mohl dosáhnout několika set mezi transneptuniánskými objekty, přičemž je pravděpodobné, že hydrostatické rovnováhy bude dosaženo v případě ledových těles pro průměry menší než 500 km. Tato zóna se proto vyznačuje relativní kontinuitou mezi malými tělesy a trpasličími planetami.

Menší planety a meteoroidy

Obvyklé definice (ať už pro asteroid, planetku nebo malé tělo) nedávají nižší limit velikosti. Zejména definice Mezinárodní astronomické unie z roku 2006 pro pojem malého tělesa v tomto bodě nic neříká. Tento limit proto v praxi vyplývá z limitu detekce planetek, na které postupně odkazuje Centrum planetek. Tento limit je dnes řádově metr pro asteroidy blízké Země. 2011 CQ 1 je příkladem objektu o průměru přibližně 1 metr, který byl detekován během jeho průchodu blízko Země a označován jako planetka.

Zároveň komise Mezinárodní astronomické unie odpovědná za studium meteorů a meteoritů vyjasnila v roce 1961 koncept meteoroidu . Tento termín (představený v XIX th  století) se vztahuje k předmětům srovnatelné velikosti k těm generujících padající hvězdy či meteory při návratu do atmosféry. Definice byla revidována v roce 2017, mimo jiné kvůli změnám detekčních limitů asteroidů. Podle této definice je meteoroid těleso o velikosti přibližně mezi 30 mikrometry a 1 metrem. To nepřímo vede k návrhu 1 metru jako limitu velikosti pro malé planety. Pod 30 mikrometry mluvíme o prachu.

Drobné planety a komety

Na rozdíl od komet , malé planety (asteroidy nebo transneptunické objekty) nevykazují kometární aktivitu (formování vlasů nebo ocasů), když procházejí svým perihéliem. Avšak tento historický rozdíl byl postupně zpochybňován objevy nashromážděnými od 80. let.

Při kometární aktivitě bylo pozorováno několik asteroidů, například (7968) Elst-Pizarro v hlavním pásu nebo kentaur (2060) Chiron. Tyto objekty, označované jako aktivní asteroidy , jsou katalogizovány jako planetka i kometa.

Menší planety patřící do kategorie damocoloidů jsou objekty s dlouhou periodou oběžné dráhy a silnou výstředností, stejně jako periodické komety. Mohou to být vyhynulé komety (kometární jádra, která se stala neaktivní).

Podle studie publikované v časopise Nature v roce 2009 tvoří 20% objektů v hlavním pásu kometární jádra. Tato jádra, pocházející z Kuiperova pásu, by byla poháněna směrem k vnitřní sluneční soustavě během velkého pozdního bombardování způsobeného zejména migrací Neptunu.

The 22. ledna 2014Je Evropská kosmická agentura oznámila, že první definitivní odhalení vodní páry v atmosféře (1) Ceres , největší objekt v pásu asteroidů.

Detekce byla prováděna daleko infračervenými pozorováními z Herschel Space Telescope .

Tento objev má tendenci potvrzovat přítomnost ledu na povrchu Ceres. Podle jednoho z vědců to opět dokazuje, že „hranice mezi kometami a asteroidy se stále více stírá“.

Asteroidy zachycené planetami

Předpokládá se, že některé satelity obíhající kolem planet jsou ve skutečnosti asteroidy „zachyceny“ těmito planetami. To platí zejména pro některé malé nepravidelné satelity čtyř vnějších planet. Tyto objekty jsou klasifikovány jako satelity a ne jako asteroidy nebo planetky.

Dějiny

Označení

První „malé planety“ byly nejprve označeny jménem božstva a astronomickým symbolem ( pro Ceres, pro Pallas, pro Juno atd.), Jako planety sluneční soustavy. V roce 1851, tváří v tvář rostoucímu počtu objevů, se německý specialista Johann Franz Encke rozhodl nahradit tyto symboly číslováním. V roce 1947 byl Američan Paul Herget , ředitel observatoře v Cincinnati , pověřen Mezinárodní astronomickou unií založením Centra pro menší planety . Od té doby toto středisko zajišťuje označení planetek .

Když je určena oběžná dráha toho, co se jeví jako nová malá planeta, objekt obdrží prozatímní označení skládající se z roku objevu následovaného písmenem představujícím čtrnáct dní, ve kterém k objevu došlo, a druhým písmenem označujícím pořadí objevu během toto čtrnáct dní (písmeno I se nepoužívá). Pokud je za čtrnáct dní objeveno více než 25 objektů, začneme abecedu znovu přidáním čísla, které udává, kolikrát je druhé písmeno znovu použito (příklad: 1998 FJ 74 ).

Po několika shodných pozorováních je objev potvrzen a planetka dostane definitivní označení skládající se z trvalého počtu uvedeného v závorkách, za kterým následuje jeho prozatímní označení (příklad: (26308) 1998 SM 165 ). Určité menší planety následně obdrží název, který poté nahradí prozatímní označení (příklad: (588) Achilles ). První menší planety dostaly jména postav z řecké nebo římské mytologie , jako planety a jejich satelity. Poté byly použity další mytologie ( severské , keltské , egyptské ...), jakož i místní jména, křestní jména nebo zdrobněliny, jména fiktivních postav, umělců, vědců, osobností z nejrůznějších prostředí, odkazy na historické události ... Zdroje inspirace pro pojmenování planetek je nyní velmi různorodá. Od 90. let bylo tempo objevování takové, že planetek bez jmen je většina.

Menší planety některých orbitálních skupin mají jména se společným tématem. Například kentauri jsou pojmenováni podle kentaurů mytologie, trojských koní Jupitera podle hrdinů trojské války , trojských Neptunů po Amazonkách .

Databáze a počet referenčních planet

Databáze

Několik databází obsahuje seznam všech planet nebo jejich částí. Dva nejdůležitější jsou:

• Database MPC  : oficiální databáze aktualizována podle Centra pro planetek (MPC), což je závislé na těle Mezinárodní astronomické unie (IAU)
• JPL Malé tělo databáze  : databáze aktualizuje Jet Propulsion Laboratory (JPL), což je závislé na organizaci NASA

Tyto dvě databáze jsou veřejné a přístupné online.

Počet referenčních planet

Na 18. května 2019, MPC uvádí 794 832 planetek, z nichž je 541 128 očíslováno a 21 922 pojmenováno.

Rychlost objevování se díky technologickému vývoji neustále zrychlovala. Zavedení automatizovaných systémů tento fenomén od 90. let 20. století ještě umocnilo (viz část Metody detekce a analýzy ).

Orbitální parametry

V následujícím textu je ua zápis astronomické jednotky, jednotky délky odpovídající vzdálenosti Slunce-Země (přibližně 150 milionů km).

Hlavní orbitální parametry

Na oběžné dráhy těchto planetek popsat elipsy kolem Slunce Takové dráhy jsou obvykle popsány 5 parametry zvanými orbitální prvky. První dva popisují tvar a velikost orbitální elipsy, poslední tři jeho úhlovou polohu. Orbitální klasifikace planetek jsou založeny hlavně na parametrech a, e a i.

• a = semi-hlavní osa (vzdálenost v ua): semi-hlavní osa je reprezentativní pro průměrnou vzdálenost od Slunce
• e = výstřednost (koeficient od 0 do 1): výstřednost 0 odpovídá kružnici; asi 75% planetek má slabou excentricitu (≤ 0,2) a víceméně kruhovou oběžnou dráhu; asi 550 má velmi silnou excentricitu (≥ 0,8) a velmi protáhlou oběžnou dráhu, z nichž asi 60 má extrémní excentricitu větší než 0,95 (dubna 2019)
• i = sklon (úhel ve stupních): jedná se o sklon vzhledem k ekliptice (rovině, ve které Země gravituje); asi 90% planetek má malý sklon (≤ 20 °)  ; asi 230 má silný sklon (≥ 60 °), z nichž asi 100 je retrográdních s i> 90 ° (dubna 2019)
• ω = argument perihelionu (úhel ve stupních)
• Ω = délka vzestupného uzlu (úhel ve stupních)

Běžně se používají dva další orbitální parametry, zejména ke studiu jevů přechodu mezi oběžnými drahami. 4 parametry a, e, q a Q jsou nadbytečné: znalost dvou z nich umožňuje najít další dva.

• q = vzdálenost k perihelionu (vzdálenost v ua): vzdálenost ke Slunci v nejbližším bodě ( perihelion )
• Q = vzdálenost k aphelionu (vzdálenost v ua): vzdálenost ke Slunci v nejvzdálenějším bodě ( aphelion )

Parametry související s pohybem planety na její oběžné dráze

• P = období (doba trvání v letech): čas, který malá planeta potřebuje k úplné revoluci kolem Slunce; období nejvzdálenějších transneptuniánských objektů může přesáhnout 50 000 let (dubna 2019)
• n = průměrný pohyb (úhlová rychlost ve ° / den) = 360 / P
• t 0 = epocha (datum): referenční datum umožňující vypočítat aktuální polohu planetky na její oběžné dráze; epocha spojená s každou planetou je pravidelně aktualizována v oficiálních databázích
• M 0 (nebo M v databázích) = průměrná anomálie v epochě (úhel ve stupních): poloha objektu na jeho oběžné dráze k referenčnímu datu t 0 (epocha)

Poloha objektu v okamžiku t může být dána střední anomálií (M = M 0 + n (tt 0 )), excentrickou anomálií nebo skutečnou anomálií .

Vlastní orbitální prvky

Poruchy mají tendenci pomalu měnit oběžnou dráhu menších planet. Tyto poruchy jsou způsobeny zejména gravitační přitažlivostí planet. Ovlivňují všechny orbitální prvky, včetně a, e a i. Tyto evoluce jsou počátkem rozdílu mezi oscilačními orbitálními elementy (ty, které jsou obecně uvedeny a které dobře popisují současný pohyb, ale kolísají po dlouhou dobu) a specifickými orbitálními prvky (nezávisle na těchto fluktuacích). Jedná se o specifické parametry, které umožňují identifikovat rodiny asteroidů (vzniklých při srážkách) v hlavním pásu.

Další parametry

• T P = Tisserův parametr vzhledem k planetě P (bezrozměrný parametr): komplexní parametr (počítaný z parametrů a / a P , e a i) charakterizující gravitační vliv planety P na planetu menší; tento parametr vyplývá z teorie problému 3 těles (zde Slunce, planeta P, planetka); parametry T J a T N ve vztahu k Jupiteru a Neptunu se používají například k charakterizaci určitých orbitálních skupin, jako jsou damocloidy , kentaury , rozptýlené objekty nebo oddělené objekty
• T-DMIO (nebo častěji E-MOID v angličtině) (vzdálenost v ua): minimální průsečík oběžné dráhy Země (T-DMIO) charakterizuje riziko kolize se Zemí; srovnatelné parametry existují i ​​pro ostatní planety sluneční soustavy
• doba rotace (doba v hodinách): čas potřebný k tomu, aby se malá planeta úplně otočila; některé menší planety se otáčejí velmi pomalu (období nejpomalejší než 50 dnů), jiné naopak velmi rychle (období nejrychlejších méně než 1 minuta)
• sklon osy otáčení (úhel ve stupních)

Orbitální klasifikace

Orbitální skupiny

Vývoj systematické klasifikace planetek podle typu oběžné dráhy je obtížné cvičení. Mnoho zvláštních případů a relativní kontinuum v jejich rozptylu vysvětlují tuto obtíž. Například lze poznamenat, že databáze MPC a JPL používají mírně odlišné klasifikace. Přesné definice každé třídy (a následně hodnoty poloviční hlavní osy nebo počtu) se také liší podle zdrojů.

Níže uvedená tabulka zobrazuje pouze nejčastěji používané skupiny. Uvedené hodnoty je třeba považovat za řádové hodnoty, nikoli za absolutní hodnoty. Sekce Popis hlavních skupin popisuje tyto různé skupiny podrobněji.

Poznámky k tabulce:

1. Databáze MPC konzultovaná 12. května 2019 uvádí 2 apollony s> 5 au: 2011 AF 3 (a ~ 7 au) a 1999 XS 35 (a ~ 18 au).
2. Databáze MPC konzultovaná 12. května 2019 uvádí 3 primery s a> 5 ua: 2014 PP 69 (a ~ 21 ua), 2019 EJ 3 (a ~ 86 ua) a 2017 UR 52 (a ~ 325 ua). Poslední dva jsou transneptuniáni, které klasifikuje jako vzdálené objekty.
3. Název této třídy používaný databázemi MPC a JPL je zavádějící: jedná se pouze o otázku asteroidů areatoids, které nejsou ani v blízkosti Země (v širším slova smyslu), ani nejsou spojeny s jinými „prioritními skupinami“ jako Hungaria, Hilda, kentauri nebo transneptuniáni.
4. Jedná se o známé objekty. Kuiperův pás je asi 30krát dále od Země než hlavní pás, což omezuje schopnost detekovat malé objekty. Předpokládá se, že celková populace Kuiperova pásu je větší než populace hlavního pásu.
5. Databáze MPC, která byla konzultována 20. května 2019, uvádí 5 objektů s> 1 000  AU a označuje záznam, který drží 2017 MB 7 s ~ 3 500  AU .
6. Tyto mraky zůstávají hypotetické dodnes. Někdy se předpokládá, že nejvzdálenějšími oddělenými objekty (nebo sednoidy ) by mohly být první prvky mraku Hills. V databázi MPC, která byla konzultována 15. června 2019, je uveden seznam 4 sednoidů (ve smyslu> 150 ua a q> 50 ua). Předpokládá se, že Oortův mrak obsahuje několik miliard malých ledových těl.

Rodinný koncept

Japonský astronom Kiyotsugu Hirayama jako první pozoroval v rámci hlavního pásu existenci skupin asteroidů s velmi podobnými orbitálními parametry. Tyto skupiny jsou interpretovány jako fragmenty asteroidů narozených při srážce a nazývají se rodinami asteroidů (termín rodina je pro tento případ obvykle vyhrazen) nebo rodinami Hirayama. Každá rodina je pojmenována po charakteristickém členovi. Mezi nejznámější patří rodiny Eos , Eunomia , Flore , Coronis , Hygieia , Themis , Vesta nebo Nysa . Asi dvacet rodin je jasně identifikováno v hlavním pásu a nejnovější studie čítají až více než sto.

Podobné rodiny byly identifikovány u trojských koní Jupitera , zejména rodin Eurybate a Ennomos . V roce 2006 byla poprvé identifikována rodina interpretovaná jako kolizní původ v Kuiperově pásu , rodina de Hauméa .

Třídy související s rizikem nárazu na Zemi

Přesně řečeno , pouze asteroidy typu Aton a Apollo jsou blízko -Země-crossers (v angličtině Earth-crosser asteroid nebo ECA) a přímo náchylné ke srážce se Zemí. V praxi je ve francouzštině termín NEO nejčastěji slyšen v širším slova smyslu a zahrnuje čtyři skupiny Atira, Aton, Apollon a Amor. Poté je synonymem anglického výrazu Near earth asteroid (NEA).

Pouze malá část těchto asteroidů je klasifikována jako potenciálně nebezpečné asteroidy (PAD) (často označované zkratkou PHA pro Potenciálně nebezpečný asteroid ). Viz část Rizika nárazu na Zemi na stránce Asteroid .

Druhy drah ve vztahu k planetám

O menších planetách, jejichž oběžná dráha protíná oběžnou dráhu planety, se říká, že jsou křižníky této planety. Všechny planety ve sluneční soustavě mají několik stovek až několik tisíc křižníků.

Oblasti 60 ° před nebo za oběžnou dráhou planety (nazývané Lagrangeovy body  L 4 a L 5 planety) umožňují stabilitu soustavy Slunce / planeta / malá planeta se třemi těly, a proto jsou někdy obsazeny planetami zvanými trojské koně planety. Kromě Jupiteru, který má několik tisíc trojských koní, mají alespoň 4 další planety: na konci roku 2018 bylo známo 22 pro Neptun, 1 pro Uran, 9 pro Mars a 1 pro Zemi.

Objekt rezonuje s planetou, když se jeho období revoluce stane celým zlomkem (např. 1: 2, 3: 4, 3: 2…) planety. Taková rezonance zajišťuje relativní stabilitu vůči oběžné dráze uvažovaného objektu. Rezonance existují s několika planetami, zejména s Neptunem (včetně plutinos v rezonanci 2: 3) a s Jupiterem (včetně skupiny Hilda v rezonanci 3: 2). Trojské asteroidy a koorbitální asteroidy jsou speciální případy odpovídající rezonanci 1: 1.

Kromě trojských koní mají i jiné menší planety oběžné dráhy velmi podobné planetám, s nimiž rezonují 1: 1. Mluvíme pak o kororbitálním asteroidu s planetou (tento termín také striktně zahrnuje trojské koně). Dvě nejběžnější situace jsou situace kvazi-satelitů a situace na podkovských drahách . Ukázalo se, že stejný asteroid se může mezi těmito dvěma situacemi střídat. Známe koorbitální objekty kolem několika planet včetně Země (například (3753) Cruithne ).

Jiné typy zvláštních drah

Drtivá většina planetek se otáčí stejným směrem jako 8 planet. Někteří (stovka znám vdubna 2019) otáčet v opačném směru. Mluvíme pak o retrográdních asteroidech . Tato situace odpovídá sklonu mezi 90 a 180 °. Tyto objekty jsou často klasifikovány jako damocloidy nebo jako „různé předměty“.

Poprvé v roce října 2017Byl identifikován objekt ( 1I / ʻOumuamua ), který má hyperbolickou dráhu (a je proto odsouzen k opuštění sluneční soustavy), ale nevykazuje kometární aktivitu (případ hyperbolických komet ). Mezinárodní astronomická unie proto formalizovala v rocelistopadu 2017, nová třída mezihvězdných objektů a přidružená nomenklatura inspirovaná kometami. Takovým objektům se také říká hyperbolické asteroidy . Dosud je znám pouze jeden (dubna 2019).

Fyzikální vlastnosti

Popis hlavních skupin

Hlavní pás

Hlavním pásu planetek mezi drahami Marsu a Jupiteru , dvě až čtyři astronomických jednotek daleko od Slunce, je hlavní seskupení: cca 720.000 objekty zde byly uvedeny do dnešního dne (dubna 2019), ke kterým můžeme přidat 30 000 dalších gravitujících na jeho bezprostřední periferii ( skupina Hungaria , skupina Cybele a zejména skupina Hilda ). Vliv Jupiterova gravitačního pole jim zabránil ve formování planety. Tento vliv Jupitera je také původem Kirkwoodových volných pracovních míst , která jsou oběžnými dráhami vyprázdněnými fenoménem orbitální rezonance .

Jupiterovy trojské asteroidy

Jupiterovy trojské koně jsou umístěny na oběžných drahách velmi blízko Jupiteru, poblíž dvou bodů Lagrange  L 4 a L 5 . Existuje asi 7200 vdubna 2019. Název odkazuje na trojskou válku  : body L 4 a L 5 jsou spojeny s řeckým táborem a trójským táborem a jsou zde pojmenovány asteroidy, až na několik výjimek, se jmény postav z přidruženého tábora.

Blízkozemské asteroidy

Přesně řečeno, blízké asteroidy Země jsou asteroidy, jejichž oběžná dráha protíná oběžnou dráhu Země ( asteroid Země-crosser nebo ECA). V praxi je tento termín ve francouzštině nejčastěji slyšen v širším slova smyslu a zahrnuje také asteroidy, jejichž oběžná dráha je „blízká“ oběžné dráze Země (jde o méně než 0,3 astronomické jednotky) (v blízkosti zemského asteroidu nebo NEA v angličtině). Existuje asi 20 000 (dubna 2019).

Tyto asteroidy jsou klasicky rozděleny do čtyř skupin:

• se Atira asteroidy , jejichž oběžné dráze je celá obsažena v tom, že na Zemi (19 známydubna 2019 podle databáze JPL);
• že planetky Aton , motorové lodě, jejichž oběžná dráha se nachází hlavně v to Země (a <1 UA) (asi 1500 známýchdubna 2019);
• že planetky Apollo , motorové lodě, jejichž oběžná dráha je zejména umístěn mimo to Země (a> 1 UA) (asi 11000 známydubna 2019);
• že Amor asteroidy , jejichž oběžné dráze zcela obklopuje, že na Zemi (přibližně 7,500 známoudubna 2019).

Mediální zájem, někdy velmi silný, zaměřený na blízkozemské asteroidy, je spojen se strachem z jejich srážky se Zemí. Viz část Rizika nárazu na Zemi na stránce Asteroid .

Kentaury

Tyto kentauři jsou planetek, které se točí mezi drahami na obřích planet . Počítámedubna 2019mezi 200 a 500 v závislosti na přesném obvodu přiděleném této skupině (hranice není standardizována s jinými skupinami, jako je například damocloid ). Prvním objeveným je (2060) Chiron v roce 1977. Obecně se předpokládá, že se jedná o starodávné objekty Kuiperova pásu, které byly vyvrženy z jejich trajektorií, například po průchodu poblíž Neptunu.

Kuiperův pás

Kuiperův pás je druhý pás se nachází za drahou Neptune, dynamicky srovnatelné s hlavním pásu (objekty s relativně málo skloněné drah a nízkou excentricitou). Známe dovnitřdubna 2019přibližně 2 500 předmětů z tohoto pásu. Tento malý počet pramení z jeho vzdálenosti od Země (asi 30krát větší než u hlavního pásu), což ztěžuje pozorování: jeho celková populace je ve skutečnosti odhadována jako větší než u hlavního pásu.

Pluto (objeveno v roce 1930) dlouho zůstalo jediným známým objektem v této oblasti (se svým satelitem Charon objeveným v roce 1978). Jeho jedinečnost a velikost stejného řádu jako u Merkuru znamenala, že byla po dlouhou dobu považována za devátou planetu. Teprve v roce 1992 byl objeven další objekt v této oblasti (15760) Albion . Tento objev představuje začátek studia transneptuniánských objektů .

Samotný Kuiperův pás se dělí na několik skupin, z nichž tři jsou nejdůležitější:

• se plutinos (z toho část Pluto): rezonance objekty 2: 3 s Neptune (a ~ 39,5  ua ); tato skupina označuje začátek hlavní oblasti Kuiperova pásu; kolem 500 známých objektů vdubna 2019
• se cubewanos (kde tradiční pás Kuiper) (který zahrnuje (15760) Albion): Předmět hlavní části pásu Kuiper (mezi rezonancí 2: 3 a 1: 2 s Neptunem), které nemají rezonuje s Neptun; název cubewano pochází z roku 1992 QB 1 , prozatímní označení (15760) Albion; kolem 1 800 známých objektů vdubna 2019
• se twotinos  : objekty 1: 2 resonance s Neptune (a ~ 48  ua ); tato skupina označuje konec hlavní oblasti Kuiperova pásu (Kuiperův útes ); název odkazuje na rezonanci 1: 2

Předpokládá se, že tento pás je zdrojem téměř poloviny komet, které se potulují sluneční soustavou.

Rozptýlené a oddělené objekty

Kromě Kuiperova pásu je transneptunská zóna označena kotoučem rozptýlených předmětů s obecně středními nebo vysokými výstřednostmi nebo sklony, které nerezonují s Neptunem. Ti nejvzdálenější od Neptunu (v jejich perihéliu ) unikají gravitačnímu vlivu této planety a jsou klasifikováni jako oddělené objekty . Počítá se disk rozptýlených nebo oddělených předmětůdubna 2019mezi 500 a 700 objekty podle přesných obvodů daných těmto skupinám (nestandardizovaná hranice s jinými skupinami, jako jsou damocloidy a variabilní obvod objektů, které jsou nebo nejsou v rezonanci s Neptunem).

Nejvzdálenější oddělené objekty (perihelion větší než 50  AU ) jsou klasifikovány jako sednoidy , pojmenované podle (90377) Sedna, která byla v době svého objevu v roce 2003 objektem největšího perihelionu (76  AU ). vdubna 2019, 8 sednoidů je známo a objektem největšího perihélia je 2012 VP 113 (80  AU ). Tyto objekty jsou někdy považovány za první zástupce Oortova mraku (přesněji jeho vnitřní části nebo oblaku kopců ).

Toto je objev v roce 2005 (136199) Eris , rozptýleného objektu, jehož průměr byl nejprve odhadnut na téměř 3 000 kilometrů (od nového posouzení na 2 326 kilometrů), a proto větší než průměr Pluta (2 370 kilometrů), který oživil debatu o vymezení mezi úplnými planetami a „velkými planetami“. To vedlo Mezinárodní astronomickou unii k vytvoření vsrpna 2006, stav trpasličí planety a malého tělesa sluneční soustavy a překlasifikovat Pluto na trpasličí planetu.

Kopce a Oortovy mraky

Hills mrak , někdy nazývaná interní Oortův oblak, je řekl, aby byl kotouč z trosek se nachází mezi 100 až 3.000 a 30.000 až 40.000 astronomických jednotek Sun. Oortův oblak ( ɔrt ), také volal Öpik-Oortův Cloud ( Öpik ), je velká hypotetická sférická množina těles nacházejících se asi 50,000  AU od Slunce ( ≈ 0,8  světelných let ). Tyto dvě struktury se proto nacházejí daleko za oběžnou dráhou planet a Kuiperovým pásem . Vnější hranice Oortova mraku, který by tvořil gravitační hranici sluneční soustavy , by byla více než tisíckrát větší než vzdálenost mezi Sluncem a Plutem , nebo asi světelný rok a čtvrtina vzdálenosti od Proximy od Kentaura , hvězda nejblíže ke Slunci. Rovněž není vyloučeno, že existuje kontinuum mezi „solárním“ Oortovým mrakem a podobnou strukturou kolem systému Alpha Centauri .

Menší planety a historie sluneční soustavy

Heinrich Olbers , objevitel Pallas a Vesta, spekuloval, že asteroidy jsou fragmenty zničené planety. Tento předpokládaný objekt byl ještě později pokřtěn Phaetonem . Nejčastěji přijímaná hypotéza dnes považuje malé planety za zbytky primitivní sluneční soustavy, které se nemohly aglomerovat za vzniku planet. Zejména hlavní pás by byl spojen s gravitačním vlivem Jupitera, který by zabránil vzniku planety mezi Marsem a Jupiterem.

Malé planety jsou proto považovány za pozůstatky sluneční soustavy. Jejich studium (stejně jako studium komet ), zejména pomocí vesmírných sond, je jedním ze způsobů, jak lépe porozumět jeho vzniku.

Metody detekce a analýzy

Historie metod detekce planetek lze rozdělit do 3 hlavních fází:

• přibližně do roku 1890: „optická“ metoda = přímé pozorování dalekohledem
• od roku 1891 do roku 1990: „fotografická“ metoda = srovnání snímků pořízených v pravidelných intervalech
• od roku 1980 a zejména po roce 1990: „digitální“ metoda = automatizovaná metoda využívající CCD kamery a digitální zpracování

Pro pozorování a analýzy se kromě konvenčních optických metod používají od roku 1989 také radarové analýzy. Navíc od roku 1991 několik vesmírných sond navštívilo asteroidy a transneptunské objekty.

Optická detekce

Až do roku 1890 byly objevy prováděny přímo skenováním oblohy v observatořích.

Detekce fotografickou metodou

Objev (323) Brucie v roce 1891 Maxem Wolfem na základě fotografických fotografií představuje zlom. Tempo objevování se v následujících desetiletích zrychlilo. Tato postupně vylepšovaná metoda se používala až do 90. let.

Proces se opírá o fotografie pořízené v pravidelných intervalech (například každou hodinu) pomocí dalekohledu velké oblasti oblohy. Fotografie jsou poté ve stereoskopu pozorovány techniky, kteří hledají předměty pohybující se z jednoho obrazu na druhý. V případě potřeby je přesná poloha objektu určena pod mikroskopem a odeslána organizaci centralizující různá pozorování a odpovědná za výpočet oběžné dráhy a určení, zda se jedná o nový nebo již katalogizovaný objekt. Tuto centralizovanou roli zastává Centrum pro menší planety od roku 1947. Zavedení počítačů od padesátých let samozřejmě tyto fáze orbitálních výpočtů velmi usnadnilo.

Digitální detekce

Použití digitální fotografie pomocí CCD senzorů představuje novou revoluci. Obecný proces zůstává stejný, ale rychlé zdokonalení senzorů umožňuje snížit úroveň citlivosti, a tedy i velikost detekovaných objektů. Digitalizace také umožňuje automatizované počítačové zpracování, které je s vylepšením výpočetní síly rychlejší nebo rychlejší a propracovanější. Program Spacewatch byl první, kdo experimentoval s těmito technikami v roce 1984, následovaný programem NEAT, který v roce 1995 modernizoval své nástroje a metody .

Od roku 2000 byly všechny menší planety objeveny prostřednictvím těchto automatizovaných digitálních systémů.

Klasické optické analýzy

Analýza planetek je v zásadě založena na klasických nástrojích astronomie prostřednictvím dalekohledů (pozemských nebo vesmírných). Kromě těch největších je vizualizace nejčastěji velmi hrubá (několik pixelů). Velikost objektů se odhaduje analýzou jejich velikosti (svítivosti) a jejich albeda (odrážející sílu). Lze jej také odhadnout zákrytem během pozorování průchodu objektu před hvězdou. Složení objektů (zejména na povrchu) se odhaduje analýzou jejich spektra a jejich albeda .

Pojďme nyní podrobně vypočítat průměr asteroidu tím, že budeme znát jeho svítivost , albedo a jeho vzdálenost od Země . Zaznamenáváme (v jednotkách SI ) světelnou intenzitu asteroidu měřenou na Zemi, kterou máme:  d{\ displaystyle \ d}  L{\ displaystyle \ L}  NA{\ displaystyle \ A} DT{\ displaystyle \ {D_ {T}}} Já{\ displaystyle \ I}

 Já=L4πDT2{\ displaystyle \ I = {\ frac {L} {4 \ pi {D_ {T}} ^ {2}}}} .

Svítivost hvězd je obecně vyjádřena v veličin v astronomické prostředí, připomínáme expresi zdánlivé velikosti .  mnapp=-1,46-2,5log⁡(Já(sir)){\ displaystyle \ {m_ {app}} = - 1,46-2,5 \ log (já (pane))}

Odkud,

 Já(sir)=10mnapp+1,46-2,5{\ displaystyle \ I (sir) = {10} ^ {\ frac {m_ {app} +1,46} {- 2,5}}}s .  Já(Ž/m2)=1,69×10-7Já(sir){\ displaystyle \ I (W / {m} ^ {2}) = 1,69 \ krát {10} ^ {- 7} I (pane)}

Opravili jsme pro referenční velikost zdánlivou velikost Sirius, která se rovná -1,46.

Nicméně, s povrchu záchytného stejné množství světla, jak celého těla o průměru a na povrchové intenzity světelného planetky, jehož exprese je dán s ohledem na to, že je albedo a že je osvětlen sluncem s intenzitou ( a znamenají svítivost Slunce a vzdálenost asteroidu od Slunce). L=lS{\ displaystyle \ L = lS} S=π(d2)2{\ displaystyle \ S = \ pi {({\ frac {d} {2}})} ^ {2}} d{\ displaystyle \ d} l{\ displaystyle \ l} l=NAJáS=NALS4πDS2{\ displaystyle \ l = A {I_ {S}} = A {\ frac {L_ {S}} {4 \ pi {D_ {S}} ^ {2}}}}  NA{\ displaystyle \ A} JáS{\ displaystyle \ {I_ {S}}} LS{\ displaystyle \ L_ {S}} DS{\ displaystyle \ D_ {S}}

Rekombinací rovnic získáme:

 4πDT2Já=NALSd216DS2{\ displaystyle \ 4 \ pi {D_ {T}} ^ {2} I = {\ frac {A {L_ {S}} {d} ^ {2}} {16 {D_ {S}} ^ {2} }}}.

Z čehož odvodíme:

 d=8×πDT2DS2JáNALS{\ displaystyle \ d = 8 \ krát {\ sqrt {\ frac {\ pi {D_ {T}} ^ {2} {D_ {S}} ^ {2} I} {A {L_ {S}}}} }}.

Radarové analýzy

Techniky analýzy mikrovlnným radarem jsou dnes dostatečně výkonné, aby umožňovaly analýzu asteroidů blízkých Zemi a dokonce i největších asteroidů v hlavním pásu. Umožňují zejména podrobnější vizualizaci jejich tvaru a velikosti a také přesnější určení jejich oběžné dráhy (rychlost měřená Dopplerovým jevem ). Jedna z prvních studií tohoto typu se týkala asteroidu (4769) Castalie v roce 1989.

Průzkum vesmírnými sondami

V dnešní době (dubna 2019), 10 sond prozkoumaných (alespoň letělo na méně než 10 000  km ) 14 blízkozemských asteroidů nebo hlavní pás. První detailní snímky asteroidů jsou dílem sondy Galileo, která během svého přechodu k Jupiteru dokázala přiblížit (951) Gaspra v roce 1991 a poté (243) Idu v roce 1993. Sonda NEAR Shoemaker je první, jejíž hlavní mise se týkala studia asteroidu na oběžné dráze v roce 2006Únor 2000, kolem (433) Eros . Sonda Hayabusa je první, která přivedla zpět dovnitřčerven 2010, vzorek asteroidu odebraný z (25143) Itokawa vlistopadu 2005.

Sonda New Horizons je první a dosud jediná, která prozkoumala transneptunské objekty . Zahájeno NASA vledna 2006, dosáhne úrovně svého hlavního cíle, Pluta , až o 8 a půl roku později v rocečervence 2015. Pozoruhodné výsledky přináší geografie, geologie, atmosféra nebo satelity Pluta. Sonda je poté namířena na (486958) 2014 MU 69, která se tak stane druhým transneptunským objektem vyfotografovaným zblízka.

Rizika nárazu na Zemi

Těžební předpoklady

Pozoruhodné planetky

Většina menších planet gravituje anonymně v hlavním pásu nebo Kuiperově pásu. Někteří si však získali proslulost, zejména pokud jde o historii objevů, atypickou vlastnost, jejich nebezpečnost pro Zemi  atd.

Galerie

Menší planety a satelity

Malé planety jsou klasifikovány podle vzrůstající poloviční hlavní osy. D je průměrný průměr (v případě více či méně sférických předmětů) a L je největší délka (v ostatních případech).

• 2010 TK 7 ,zemský trojskýasteroid,a = 1,00 AU,D ~ 300 m(WISESpace Telescope, 2010).

• (101955) Bénou , NEO ( Apollo ), a = 1,12 AU , D ~ 500 m (sonda OSIRIS-REx , 2018).

• (433) Eros , blízko Země ( amor ), a = 1,46 AU , L ~ 34 km ( NEAR Shoemaker Probe, 2001).

• (951) Gaspra , hlavní pás , a = 2,21 au , L ~ 19 km (sonda Galileo , 1991).

• (4) Vesta , hlavní pás , a = 2,36 AU , D ~ 530 km ( Dawn Probe, 2011).

• (21) Lutèce , hlavní pás , a = 2,43 AU , L ~ 120 km (sonda Rosetta , 2010).

• (4179) Toutatis , NEO ( Apollo ), a = 2,52 AU , L ~ 4,5 km (modelování na základě radarových snímků).

• (4015) Wilson-Harrington , blízko Země ( Apollo ), dříve aktivní asteroid označovaný jako kometa 107P, a = 2,64 AU , D ~ 4 km ( Palomar Observatory , 1949).

• (253) Mathilde , hlavní pás , a = 2,65 AU , L ~ 66 km (sonda NEAR Shoemaker , 1997).

• (1) Ceres , trpasličí planeta , hlavní pás , a = 2,77 AU , D ~ 946 km ( Dawn Probe, 2015).

• (216) Kleopatra , hlavní pás , a = 2,79 AU , L ~ 220 km (modelování na základě radarových snímků).

• (243) Ida , hlavní pás , a = 2,86 AU , L ~ 60 km a jeho satelit Dactyle ( D ~ 1,4 km ) (sonda Galileo , 1993).

• (624) Hector , Jupiter's Trojan , a = 5,22 AU , L ~ 370 km (amatérský snímek, 2009).

• Pluto , Kuiperův pás , ~ 39,5 AU , D ~ 2375 km a 3 z jeho 5 satelitů, Charon , Hydra a Nix (Hubble Space Telescope , 2005).

• Pluto , trpasličí planeta , Kuiperův pás ( plutino ), ~ 39,5 au , D ~ 2375 km (sonda New Horizons , 2015).

• Srovnávací velikosti 5 satelitů Pluta  : Charon ( D ~ 1212 km ), Hydra ( L ~ 51 km ), Nix ( L ~ 50 km ), Kerbéros ( L ~ 19 km ), Styx ( L ~ 16 km ) ( nový sonda Horizons , 2015, úpravy).

• (136108) Haumea , Kuiper Belt ( Classical Kuiper Belt Object ), a ~ 43,2 ua , L ~ 2000 km , and its two satellite Namaka and Hi'iaka (space telescope Hubble , 2015)

• (486958) Arrokoth ,Kuiperův pás(cubewano),~ 44,5 AU,L ~ 32 km(sondaNew Horizons, 2019).

• (136472) Makemake , Kuiperův pás ( objekt klasického Kuiperova pásu ), ~ 45,7 ua , D ~ 1400 km a jeho satelit S / 2015 (136472) 1 (kosmický dalekohled Hubble , 2015)

• (136199) Eris , rozptýlený objekt , a ~ 68 au , D ~ 2300 km a jeho satelit Dysnomy (Hubble Space Telescope , 2006)

• (90377) Sedna , samostatný objekt ( sednoid ), a ~ 510 AU , D ~ 1000 km (Hubble Space Telescope , 2004)

Podrobnosti a schémata

• Regolith on (433) Eros ( NEAR Shoemaker probe , 2001).

• Krátery na (4) Vesta ( Dawn Probe , 2011).

• Kráter Occator na (1) Ceres s bílými solnými skvrnami interpretovanými jako hydrotermální původ ( Dawn Probe , 2016).

• Křídlo kráteru Occator na (1) Ceres ( Dawn Probe , 2018).

• Pozoruhodné reliéfy na (1) Cérès ( Dawn Probe , 2015-2018).

• Sputnik Plain na Plutu , ledová oblast kráterů kráterů, a proto nedávné formace (méně než 100 milionů let) (sonda New Horizons , 2015).

• Hypotéza vnitřní struktury Pluta  : zmrzlá dusíková kůra, vrstva vodního ledu, skalní jádro.

• Hypotéza o tvorbě (486958) Arrokoth , archetypu malého binárního kontaktního těla .

• Schéma (25143) Itokawa , sypkého aglomerátu typu NEO , se rovněž předpokládá jako kontaktní binární (na základě obrázku ze sondy Hayabusa , 2005).

• Umělecký dojem z kentaura (10199) Charicla a jeho prstenů.

Reference

• Tento článek je částečně nebo zcela převzat z článku s názvem „  Asteroid  “ (viz seznam autorů ) .

Databázové konzultace

• Stránka Hledání v databázi MPC na webu Centra Minor Planet  :

1. Konzultováno 27. dubna 2019 s kritérii „Min. Období 50 000“ (3 objekty: 2012 DR 30 , 2014 FE 72 a 2017 MB 7 ).
2. Přístup k 27. dubnu 2019 s kritérii „Jupiter Trojans“ (7 227 objektů).
3. Konzultováno 28. dubna 2019 s kritériem „Perihelion Distance Min 50“ (8 objektů).
4. Proběhl přístup června 30, 2019.

• Stránka JPL Databáze pro vyhledávání malých těl na webu Dynamika sluneční soustavy laboratoře tryskového pohonu  :

1. Zpřístupněno 27. dubna 2019 s kritérii „asteroidy“ (794 717 objektů), „asteroidy a e ≤ 0,2“ (596 047 objektů), „asteroidy a e> = 0,8“ (557 objektů) a „asteroidy a e> = 0,95“ ( 67 položek).
2. Zpřístupněno 27. dubna 2019 s kritérii „asteroidy“ (794 717 objektů), „asteroidy a i ≤ 20“ (737 298 objektů), „asteroidy a i> = 60“ (233 objektů) a „asteroidy a i> 90“ (104 položky).
3. Konzultováno 27. dubna 2019 s kritérii „asteroidy a rot_per> = 1200“ (10 objektů včetně záznamu pro (300163) 2006 VW 139 s odhadovanou dobou rotace 135 dnů).
4. Konzultováno 27. dubna 2019 s kritérii „asteroidy a rot_per ≤ 0,0166“ (12 objektů včetně záznamu pro 2014 RC s odhadovanou periodou rotace 15,8 sekund).
5. Konzultováno 17. června 2019 s kritériem „Atira“ (19 položek).
6. Konzultováno 17. června 2019 s kritérii „Atira nebo Aten nebo Apollo nebo Amor“ (20 295 objektů).
7. Přístup do 17. června 2019 s kritériem „Aten“ (1521 objektů).
8. Přístup do 17. června 2019 s kritérii „Apollo“ (11 146 objektů).
9. Konzultováno 17. června 2019 s kritériem „Amor“ (7 609 objektů).
10. Přístup k 17. červnu 2019 s kritériem „asteroidů překračujících Mars“ (17 043 objektů).
11. Přístup do 17. června 2019 s kritériem „Vnitřní hlavní pás“ (17 098 objektů).
12. Přístup k 17. červnu 2019 s kritérii „Vnitřní hlavní pás nebo Hlavní pás nebo Vnější hlavní pás“ (747 493 položek).
13. Konzultováno dne17. června 2019 s kritérii „Hlavní pás nebo Vnější hlavní pás a <3,27“ (722 184 položek).
14. Zpřístupněno 17. června 2019 s kritérii „Hlavní pás nebo Vnější hlavní pás a> 3,27“ (8 211 objektů).
15. Přístup k 17. červnu 2019 s kritérii „Jupiter Trojan“ (7 281 objektů).
16. Přístup k 17. červnu 2019 s kritériem „Kentaur“ (488 objektů).
17. Přístup k 17. červnu 2019 s kritérii „TransNeptunian Object“ (3 298 objektů).
18. Přístup k 17. červnu 2019 s kritérii „asteroidů“ (795 995 objektů).
19. Zpřístupněno 27. dubna 2019 s kritérii „asteroidy a i> 90“ (104 objektů).
20. Zpřístupněno 3. dubna 2019 s kritérii „parabolický asteroid nebo hyperbolický asteroid“ (1 objekt: 1I / ʻOumuamua ).
21. Konzultováno 27. dubna 2019 s kritérii „Atira nebo Aten nebo Apollo nebo Amor“ (20 021 objektů).
22. Konzultováno dne27. dubna 2019s kritériem „Atira“ (19 objektů). Poznámka: databáze MPC udává číslo 34; rozdíl vychází ze skutečnosti, že MPC si zachovává kritérium Q <1, zatímco JPL používá přísnější kritérium Q <q Země = 0,983.
23. Konzultováno 27. dubna 2019 s kritériem „Aten“ (1508 objektů).
24. Zpřístupněno 27. dubna 2019 s kritérii „Apollo“ (10 996 objektů). Poznámka: Databáze MPC zobrazuje přibližně 10 000 objektů; rozdíl vychází z mírně odlišného kritéria pro perihélium objektů, které posouvá hranici mezi apolly a amory.
25. Konzultováno 27. dubna 2019 s kritériem „Amor“ (7 498 objektů). Poznámka: Databáze MPC zobrazuje přibližně 8 500 objektů; rozdíl vychází z mírně odlišného kritéria pro perihélium objektů, které posouvá hranici mezi apolly a amory.
26. Zpřístupněno 6. dubna 2019 s kritérii „parabolický asteroid nebo hyperbolický asteroid“ (1 objekt: 1I / ʻOumuamua ).
27. Zpřístupněno 30. června 2019.

• Page Seznamy a Pozemky: planetek na místě Minor Planet Center  :

1. Seznam MPC Archiv statistiku / drah a jména zobrazena 31. května 2019.
2. Seznam MPC Archive Statistics / Orbits And Names accessed February 26, 2019.
3. Seznam seznamu transneptunských objektů (2 553 objektů pro celý Kuiperův pás).
4. Seznamy seznamů kentaurů a objektů s rozptýleným diskem (684 objektů s> 30,1 AU) a seznam dalších neobvyklých objektů (51 objektů s> 30,1 ua), které byly zpřístupněny 17. června 2019.
5. Seznamy Seznam Neptunových trojských koní , Seznam Uranských trojských koní , Seznam marťanských trojských koní a Seznam Zemských trojských koní zpřístupněn 3. dubna 2019.
6. Seznam objevitelů Minor Planet přistoupil 27. dubna 2019.
7. Seznam Seznam trojských koní Země přístupný 6. dubna 2019.
8. Seznam Seznam marťanských trojských koní přístupný 6. dubna 2019.

Další reference

1. Odkaz
2. Mezinárodní astronomická unie , „  Valné shromáždění UAI 2006: rezoluce 5 a 6  “ [PDF] ,24. srpna 2006
3. Mike Brown, „Kolik trpasličích planet je ve vnější sluneční soustavě?“ , pravidelně aktualizováno od 1. listopadu 2013, na web.gps.caltech.edu/~mbrown/
4. (in) Komise F1 Mezinárodní astronomické unie , „  Definice pojmů v meteorologické astronomii  “ [PDF] ,30.dubna 2017
5. „  Komety maskované jako asteroidy  “ , na cieletespace.fr ,2009(zpřístupněno 16. února 2011 ) .
6. Michael Küppers , Laurence O'Rourke , Dominique Bockelée-Morvan , Vladimir Zakharov , Seungwon Lee , Paul von Allmen , Benoît Carry , David Teyssier , Anthony Marston , Thomas Müller , Jacques Crovisier , M. Antonietta Barucci a Raphael Moreno , „  Místní zdroje vodní páry na trpasličí planetě (1) Ceres  ”, Nature , roč.  505, n O  7484,2014, str.  525–527 ( ISSN  0028-0836 , DOI  10.1038 / nature12918 , Bibcode  2014Natur.505..525K ).
7. J. D. Harrington , "  Herschel Telescope Detekuje vody na trpasličí planeta - Release 14-021  " , NASA ,22. ledna 2014(zpřístupněno 22. ledna 2014 ) .
8. „  Názvy asteroidů  “ [PDF] na adrese adsabs.harvard.edu (přístup k 25. února 2011 ) .
9. (in) A. Morbid „  Původ a vývoj dynamických komet a jejich tanků  “ verze 12005. .
10. (in) NASA Solar System Exploration, „  Oort Cloud  “ (přístup k 2. prosinci 2008 ) .
11. (in) Mr. Masetti K. Mukai, „  Původ pásu asteroidů  “ , Goddardovo vesmírné středisko NASA ,1 st 12. 2005(zpřístupněno 23. února 2011 ) .
12. (in) Jenifer B. Evans, Frank C. Shelly a Grant H. Stokes, „  Detection and Discovery of Near-Earth Asteroids by the LINEAR Programme  “ , Lincoln Laboratory Journal , sv.  14, n O  22003, str.  200-203 ( číst online ).
13. (in) „  NASA NEOWISE dokončuje skenování asteroidů a komet  “ , NASA, Jet Propulsion Laboratory ,1 st 02. 2011( číst online , konzultováno 7. března 2011 ).
14. „Astronomy and Astrophysics“, M.Séguin, B. Villeneuve, Ed. De Boeck University

Dodatky

Související články

Všeobecné

• Skupina planetek
• Rodina menších planet
• Střed planetek
• Označení planetek
• Sluneční Soustava
• Malé těleso sluneční soustavy
• Asteroid
• Kometa
• Meteoroid
• Magnetické pole asteroidů

Hlavní orbitální skupiny

• Asteroid blízký Zemi
• Pás asteroidů
• Jupiterovy trojské asteroidy
• Kentaur
• Transneptunianský objekt
• Kuiperův pás
• Disk rozptýlených objektů
• Oortův mrak

Speciální typy planetek

• Trpasličí planeta
• Aktivní asteroid
• Zaniklá kometa
• Asteroidní systém
• Drobný planetový satelit
• Malé binární kontaktní tělo
• Retrográdní asteroid

Asteroidy a Země

• Objekt blízký Zemi
• Potenciálně nebezpečný předmět
• Turínská stupnice
• Palermo Scale
• Závodní auto
• Kosmický dopad
• Impaktní kráter
• Strategie vychýlení asteroidů
• Těžba asteroidů

Seznamy

• Seznam planetek
• Seznam planetek pojmenovaných po osobě
• Seznam planetek pojmenovaných podle místa
• Seznam objektů sluneční soustavy (seřazeno podle velikosti)
• Seznam největších asteroidů v hlavním pásu
• Seznam hlavních asteroidů hlavního pásu klasifikovaných podle hmotnosti
• Seznam planetek blízkých Zemi
• Seznam asteroidů, které se pásly na Zemi
• Seznam impaktních kráterů na Zemi
• Seznam transneptunských objektů
• Seznam nejvzdálenějších známých transneptuniánských objektů
• Seznam potenciálních trpasličích planet
• Seznam asteroidových systémů
• Seznam rodin menších planet

externí odkazy

• Konference pořádaná na Institut d'astrophysique de Paris dne8. listopadu 2011Tím, že Patrick Michel , astrofyzik a vedoucí planetologie skupiny na hvězdárně Côte d'Azur .