Parmi les 726 261 planètes mineures connues fin 2016, 82 seulement sont rétrogrades[1]. Le premier astéroïde rétrograde à avoir été reconnu comme tel est (20461) Dioretsa[a], découvert en 1999. Des objets en orbite rétrograde autour d'une autre étoile que le soleil ont également été découverts[2].
Résonances
Un astéroïde rétrograde peut coorbiter stablement avec une planète, c'est-à-dire avoir une orbite très voisine de celle d'une planète mais de sens contraire et néanmoins stable pendant des millions d'années. Des travaux théoriques l'ont montré dès 2013[3],[4],[5], et fin 2016 il a été démontré que c'était le cas de l'astéroïde (514107) Kaʻepaokaʻawela[6]. Cet astéroïde pourrait être une comète de la famille de Halley (également rétrograde) qui serait entrée en résonance avec Jupiter à la suite d'une interaction avec Saturne, mais aucune activité cométaire n'y a encore été détectée[6]. Il pourrait aussi être d'origine extrasolaire et avoir été capturé par Jupiter très tôt dans l'histoire du Système solaire[7],[8].
D'autres astéroïdes rétrogrades sont en résonance orbitale avec une planète (on parle alors de résonance rétrograde) mais dans un rapport des périodes autre que 1:1 : 2006 BZ8 et 2008 SO218 sont ainsi en résonance rétrograde 2:5 et 1:2 avec Jupiter, et 2009 QY6 en résonance rétrograde 2:3[b] avec Saturne[9]. Des simulations numériques ont par ailleurs montré que l'entrée en résonance est plus facile pour les petits corps en orbite rétrograde que pour ceux en orbite prograde[4].
Cette planète mineure est un damocloïde et un SDO. Son orbite croise celles de toutes les planètes externes à l'exception de Neptune. En 1930 elle s'est approchée de Cérès de moins de 0,03 ua[10].
C'est un géocroiseur, et c'est celui qui a la plus grande vitesse relative (par rapport à la Terre) parmi les objets s'approchant à moins de 0,5 ua : 282 900 km/h.
↑Le nom Dioretsa fait justement référence à son orbite rétrograde, car c'est le mot asteroid écrit à l'envers.
↑2006 BZ8 pourrait dans le futur basculer vers une résonance 1:1, c'est-à-dire se mettre à coorbiter avec Saturne comme 2015 BZ509 avec Jupiter[9].
↑Produit de la longueur Larc de l'arc d'observation (en degrés) par le nombre d'observations Nobs ; en général les paramètres de l'orbite sont d'autant plus fiables que ce produit est élevé.
↑(en) Artie P. Hatzes, « The architecture of exoplanets », Space Science Reviews, vol. 205, no 1, , p. 267-283 (DOI10.1007/s11214-016-0246-3).
↑(en) M. H. M. Morais et F. Namouni, « Retrograde resonance in the planar three-body problem », Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy, vol. 117, no 4, , p. 405-421 (DOI10.1007/s10569-013-9519-2, lire en ligne [PDF], consulté le ).
↑ a et b(en) F. Namouni et M. H. M. Morais, « Resonance capture at arbitrary inclination », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 446, no 2, , p. 1998-2009 (DOI10.1093/mnras/stu2199, lire en ligne [PDF], consulté le ).
↑(en) Maria Helena M. Morais et Fathi Namouni, « A numerical investigation of co-orbital stability and libration in three dimensions », Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy, vol. 125, no 1, , p. 91-106 (DOI10.1007/s10569-016-9674-3, lire en ligne [PDF], consulté le ).
↑ a et b(en) Paul Wiegert, Martin Connors et Christian Veillet, « A retrograde co-orbital asteroid of Jupiter », Nature, vol. 543, , p. 687-690 (DOI10.1038/nature22029).
↑ a et b(en) M. H. M. Morais et F. Namouni, « Asteroids in retrograde resonance with Jupiter and Saturn », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society Letters, vol. 436, no 1, , L30-L34 (DOI10.1093/mnrasl/slt106).