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PLANÈTES, MINEURES
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PLANÈTES, MINEURES . See also:Les planètes mineures, généralement connues See also:sous See also:le nom d'asteroïdes ou planetoids, forment un See also:groupe remarquable de petits See also:corps planétaires, desquels tous les membres connus mais le See also:mouvement trois entre les orbites de See also: M. See also:Olbers (1758-1840) a découvert une deuxième planète, qui s'est avérée pour déplacer une orbite peu un plus See also:grand que See also:cela de Ceres, mais avec une excentricité très grande et la inclination. Ceci a reçu le nom de See also:Pallas. L'existence de deux planètes où seulement une a été prévue a mené Olbers à sa hypothèse célébrée que See also:ces corps étaient des fragments d'une plus grande planète qui avait été brisée par une convulsion See also:interne; et il a proposé que la See also:recherche devrait être faite près du See also:noeud See also:commun des deux orbites pour voir si d'autres fragments pourraient être trouvés. Dans les années à venir deux autres planètes du groupe ont été découvertes, faisant quatre. Aucun autre n'a été trouvé pour plus qu'une génération; alors sur le 8ème décembre 1845 un cinquième, Astrea, a été découvert par K. L. Hencke de Driesen. Le même observateur a ajouté un sixième en 1847. Deux davantage ont été trouvés par J. R. Hind de Londres pendant la même année, et de ce temps la découverte s'est attaquée dessus à un See also:taux See also:croissant, jusqu'à ce que le nombre maintenant connu soit plus de six cents et se développe au taux See also:trente ou plus annuellement. Jusqu'à 1890 découvertes de ces corps ont été faites par recherche habile avec le télescope et l'See also:oeil. Parmi les découvreurs les plus réussis étaient Johann Palisa de See also:Vienne, C. H. F. See also:Peters (1813-1890) de See also:Clinton, de New York, et de See also: Successivement découvert naturellement, à la moyenne générale, a été plus See also:petit et plus petit. Apparaître seulement comme points de lumière, même dans les télescopes les plus puissants, rien comme une See also:mesure de leur taille est possible. Il peut seulement impliquer de leur grandeur apparente que les diamètres de ceux maintenant connus peuvent s'étendre de quinze ou vingt milles d'ascendant à trois ou à quatre cents, la grande majorité étant près de la limite inférieure. Il y a pourtant aucun signe d'une limite à leur nombre ou minuteness. Du taux croissant auquel des neufs approchant la limite de la visibilité sont découverts, il semble probable qu'au-dessous de cette limite le nombre d'inconnu ceux est simplement innombrable; et il se peut fort bien que, on pourrait des groupes du groupe entier observer, ils inclurait des corps aussi petits que ceux qui forment les météores qui heurtent tellement fréquemment notre atmosphère. Tels qui sont le See also:cas, la question peuvent surgir si toute la masse du groupe peut être si grande que son See also:action sur les planètes See also:principales admet de la détection. Les calculs de la masse probable de ceux connus, basée sur leur diamètre probable comme conclu de la lumière qu'ils réfléchissent, ont mené au résultat qui theircombined l'action doit être très minutieux. Mais il peut jaillir soit une question si toute la masse des planètes inconnues innombrables peut ne pas excéder cela du connu. La meilleure réponse qui peut être faite à cette question est que, à moins que les membres plus petits du groupe soient presque parfaitement noirs, un nombre See also:assez grand pour produire n'importe quel effet observable par leur attraction serait évident comme See also:bande faiblement lumineuse dans le See also: Un autre See also:dispositif du groupe est les inclinations et les excentricités généralement grandes des orbites. Comparativement peu de ces derniers sont presque circulaires ou s'approchent de n'importe quel See also:avion commun. Vu les relations statistiquement, la meilleure See also:conception de la See also:distribution des plans des orbites peut être gagnée en considérant la position de leurs poteaux sur la sphère céleste. Le See also:poteau de chaque orbite est défini pendant que le See also:point dans lequel une perpendiculaire d'See also:axe à l'avion intersecte la sphère céleste. Quand les poteaux sont marqués pendant que des points sur cette sphère il est constatés qu'ils tendent à se grouper autour d'une certaine position, pas loin du poteau du See also:plan invariable du système planétaire, qui est encore très près de celui de l'orbite de Jupiter. Ce résultat statistique d'observation est également impliqué de la théorie, qui prouve que le poteau de chaque orbite tourne autour d'un point près du poteau de l'avion invariable avec un mouvement angulaire changeant avec la distance moyenne du corps. Ceci aurait comme conséquence une tendance vers une See also:dispersion égale des poteaux autour de cela de Jupiter, dernier être le centre de la position du groupe entier. De ceci il suivrait que, si nous nous référions les plans de l'orbite à celui de Jupiter, les noeuds sur l'orbite de cette planète devraient également être uniformément dispersés. L'examen, cependant, See also:montre une tendance semblante des noeuds à la See also:foule dans deux presque vis-à-vis des régions, dans les longitudes environ de 18o° et de 330. Mais il est difficile de considérer ceci comme n'importe quoi mais le résultat de l'See also:accident, parce que pendant que les noeuds se déplacent le See also:long aux taux inégaux ils doivent par la suite disperser, et doit avoir été dispersé dedans après des âges. En d'autres termes il ne semble pas que autres qu'une distribution See also:uniforme en peuvent être un dispositif permanent du système. Une loi semblable See also:juge vrai des excentricités et du perihelia. Ceux-ci peuvent tous les deux être définis par la position du centre de l'orbite relativement au soleil. 
Si un être la distance et le e moyens l'excentricité d'une orbite, la géométrie de l'See also:ellipse prouve que le centre de l'orbite est situé aux ae de distance du soleil, dans la direction de l'aphelion du corps. Quand les centres des orbites sont établis sur un See also:diagramme on le constate qu'ils ne sont pas dispersés également autour du soleil mais autour d'un point s menteur dans la direction du centre de l'orbite de A de Jupiter. La loi statistique J régissant ces derniers peut être vue de la figue I. Here S représente la position du soleil, et J qui du centre de l'orbite de Jupiter. La direction JS roduced est See also:celle de fig. 1 de perihelion. de Jupiter, qui est maintenant près de la See also:longitude 12°. Pendant que le perihelion se déplace par sa variation séculaire, la ligne SJ tourne autour des expositions de S. Theory puis qui pour chaque asteroïde là seront un See also:certain point A près de la ligne SJ et se déplacer avec elle. Laissez C être la position réelle du centre du planetoid. La théorie prouve que C est dans le mouvement autour de A comme centre dans la direction montrée par la flèche, les ae linéaires d'excentricité représenté par le See also:Sc de ligne. Elle suit qu'e sera à un minimum quand le C.a. traverse S, et à un maximum quand dans la direction opposée. La position de A est différente dans le cas de différents planetoids, mais est généralement environ deux-tiers du See also:chemin de S aux See also:lignes de J. The que le C.a. pour différents corps sont à tout moment dispersés miscellaneously autour de la région A comme centre. Le C.a. peut s'appeler la See also:constante de l'excentricité du planetoid, alors que le Sc représente sa excentricité réelle mais variable, grouper de C du Planetoids.A le dispositif que curieux de ces corps est que quand ils sont classifiés selon leurs distances du soleil une tendance est vue de grouper dans des groupes. Puisque la distance moyenne et le mouvement See also:moyen de chaque planète sont reliés par loi de See also:Kepler's la troisième, elle suit que ceci qui groupe peut également être décrite comme tendance vers certaines périodes de révolution ou de certaines valeurs du mouvement moyen autour du soleil. Ce dispositif a été noté la première fois par D. Kirkwood dans 187o, mais à ce moment-là le nombre de planetoids connus n'était pas suffisant mettent en évidence sa nature vraie. Le fait semblant précisé par Kirkwood était que, quand ces corps sont arrangés dans l'See also:ordre de leurs mouvements moyens, là s'avèrent des lacunes de la série à points où le mouvement moyen est commensurable avec celui de Jupiter; c'est-à-dire, il ne semble y avoir aucun moyen fait signe quotidiennement près des valeurs 598", 748"et 898", qui sont respectivement 2, 21 et 3 fois qui de Jupiter. De tels mouvements moyens sont presque commensurable avec celui de Jupiter, et on lui montre dans la mécanique céleste que quand elles existent les perturbations de la planète par Jupiter seront très grandes. On l'a donc supposé que si le commensurability est exact l'orbite de la planète serait instable. Mais on le sait maintenant que tel n'est pas le cas, et que le See also:seul effet de même un commensurability exact serait un See also:libration de la See also:longue période dans le mouvement moyen du planetoid. Les lacunes ne peuvent pas donc être expliquées sur ce qui a semblé être la supposition plausible que les corps exigés pour combler ces lacunes ont à l'origine existée mais ont été jetée hors de leurs orbites par l'action de Jupiter. Le fait peut être maintenant plus avec précision énoncé en disant que nous n'avons pas tellement une série cassée comme tendance à une See also:accumulation des orbites entre les points de commensurability. La loi en question peut le plus aisément être montrée sous une See also:forme graphique. Dans fig. 2 le See also:trait See also:horizontal représente les distances du soleil, See also:limites des groupes représentés sur la figure. L'See also:eros est ainsi près du soleil, et son orbite est si See also:excentrique, qu'au perihelion elle est seulement au sujet d'o.16 en dehors de l'orbite de la See also:terre. À ces occasions rares quand la terre presque See also:passe le point de perihelion de l'orbite au même temps avec l'eros lui-même, la See also:parallaxe du dernier sera presque six fois qui du soleil. Les See also:mesures de la parallaxe faites à ces See also:heures auront les moyens donc une valeur plus précise de la parallaxe See also:solaire que peut être obtenu par n'importe quelle autre mesure purement géométrique. Une approche presque aussi étroitement que géométriquement possible la plus proche s'est produite pendant l'hiver de 1893-1894. Malheureusement l'existence de la planète était alors inconnu, mais après que la découverte réelle il ait été constatée que pendant cette opposition son image s'est imprimée qu'un certain nombre de fois sur les photographies des cieux ont fait par l'See also:observatoire de Harvard. Les positions découvertes ainsi ont été extrêmement utiles en déterminant les éléments de l'orbite. La prochaine approche proche s'est produite en hiver de 1900-1901, quand la planète s'est approchée dans o•32 de la terre. Un effort combiné a été fait par un certain nombre d'observatoires actuellement de déterminer la parallaxe, par des mesures micrométriques et par la photographie. En See also:raison de le grand nombre d'étoiles auxquelles la planète a dû être comparée, et du travail de déterminer leurs positions et de réduire les observatios, seulement quelques résultats fragmentaires de ce travail sont maintenant availably. Ceux-ci sont mentionnés dans la PARALLAXE d'See also:article. Autant que peut encore être vu, aucun autre approche ainsi en tant que ceci presque ne See also:aura See also:lieu jusqu'à janvier 1931. Quelques unes des planètes mineures sont d'un tel intérêt spécial que quelques douleurs seront sans aucun doute prises pour déterminer leurs orbites et pour continuer des observations sur elles à chaque opposition disponible. À cette See also:classe appartiennent ceux dont les orbites sont si excentriques qu'elles l'un ou l'autre passage près qui de Jupiter ou d'approche.... 3,0 &See also:amp;6 3,4 313 312 3,1 3,0 2,9 2,8 2,7 '~•0 FIG. 2. 21-5 21-4 2,3 2,2 2 1 2,0 augmentant vers la See also:gauche, de laquelle certaines valeurs numériques équidistantes sont indiquées au-dessous de la ligne. Des points sur la ligne correspondant à chaque o•See also:or des distances sont alors pris, et à chaque point une ligne perpendiculaire des points est tracée, desquels le nombre est égal à celui des planetoids ayant cette distance moyenne, aucune importance étant accordée aux fractions moins qu'o•o1. Les accumulations entre les points du commensurability étroit avec le mouvement moyen de Jupiter peuvent être See also:vues par inspection. Par exemple, au point 2,59 le mouvement moyen est trois fois qui de Jupiter; au point 2,81 deux fois le mouvement moyen est égal à cinq fois qui de Jupiter; à 3,24 le mouvement de moyen est deux fois celui de Jupiter. On le verra qu'il y a une tendance forte vers grouper près des valeurs 2,75, et une peu de tendance vers 3•I et 2,4. Il est probable que grouper ait eu son origine dans la formation originale de ces corps et peut être plausiblement attribué à la formation des anneaux trois ou plus séparés qui étaient cassés jusqu'à la forme le groupe. Continuant la question au delà de ces grandes collections, on le verra qu'entre les valeurs 3,22 et 3'33 il n'y a aucune orbite du tout. Alors entre 3,3 et 3,5 il y a neuf orbites. L'See also:espace entre 3,5 et 3,9 est jusqu'ici un See also:blanc complet; alors il y a trois orbites entre 3,90 et 3,95, non montré dans le diagramme. Un groupe dont de grand intérêt, seulement trois membres sont encore connus, a été découvert pendant les années 1906-1907. La distance moyenne de chaque membre de ce groupe, et donc de sa période de révolution, est ainsi près de celle de Jupiter cela que les relations des orbites respectives sont pourtant inconnu. Le point de droit offert ainsi pour l'étude est tout à fait See also:unique dans le système solaire, mais son nature exacte ne peut pas être déterminée jusqu'à ce que plusieurs plus d'années d'observation soient disponibles. Plusieurs planetoids de beaucoup d'intérêt sont situés sans thenear cela de la terre. Avec les la plupart des autres peu davantage peut être fait que pour calculer leurs éléments avec une vue d'identifier plus tard l'See also:objet une fois désiré. À moins que continué à plusieurs oppositions après découverte, la planète est exposée à être tout à fait perdue. De ceux découverts avant 1890 environ quinze n'ont pas été encore trouvés, de sorte que si découverte, car elles sans aucun doute seront, l'See also:identification soit difficile. Le système de la nomenclature de ces corps n'est pas exempt de la difficulté. Quand les découvertes ont commencé à s'attaquer dessus à une See also:vitesse See also:rapide, le système a été présenté d'assigner au chaque un nombre, dans l'ordre de sa découverte, et en utilisant en tant que son See also:symbole son nombre a enfermé dans un See also:cercle. Ainsi Ceres a été indiqué par le symbol(); Pallas par le ®, &c., dans l'ordre régulier. Ce système a été continué à l'époque actuelle. Quand la photographie a été appliquée à la recherche elle était fréquemment douteuse que la planète dont l'image a été détectée des plats ait été ou n'a pas été précédemment connue. Ceci a mené à l'utilisation des majuscules dans l'ordre alphabétique comme désignation provisoire. Quand l'alphabet a été épuisé une deuxième See also:lettre a été ajoutée. Ainsi il y a des planetoids temporairement indiqués comme A, B, &c., et See also:ab, C.a., &c. La See also:pratique d'appliquer un nom à choisir par le découvreur a été également continuée à l'époque actuelle. À l'origine les noms ont été choisis parmi ceux des dieux ou des déesses de la See also:mythologie classique, mais ceux-ci ont été jusqu'ici épuisés que le nom est maintenant laissé à la discrétion de la personne la choisissant. Actuellement il est usuel d'employer le nombre et le nom, ancien être nécessaire de la conclusion prête du planetoid dans une See also:liste, alors que le nom sert à identification plus certaine. (S. 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