Bolides

@article{denning1881bolides,
    author = "Denning, W. F.",
    title = "[Bolides]",
    year = "1881",
    journal = "Science",
    url = "https://doi.org/10.1126/science.os-2.29.22-b",
    doi = "10.1126/science.os-2.29.22-b",
    number = "29",
    pages = "22-22",
    volume = "os-2"
}

@article{audax1894aerolites,
    author = "Audax, Celer Et",
    title = "Aerolites : Bolides",
    year = "1894",
    journal = "Notes and Queries",
    url = "https://doi.org/10.1093/nq/s8-v.126.412c",
    doi = "10.1093/nq/s8-v.126.412c",
    number = "126",
    pages = "412-412",
    volume = "s8-V"
}

Sont discutés les astéroïdes susceptibles d'intersecter l'orbite de la Terre, ce qui inclut les astéroïdes Aten (axe semi-majeur (a) inférieur à 1 UA, aphélie supérieur à 0,983 UA), les astéroïdes Apollo (a supérieur à 1 UA, périhélie inférieur à 1,017 UA) et les astéroïdes Amor (distance au périhélie comprise entre 1,017 et 1,3 UA). Les principales sources d'astéroïdes traversant l'orbite terrestre semblent être les noyaux de comètes éteints et les fragments de collision provenant de régions de la ceinture principale d'astéroïdes. La population totale d'astéroïdes traversant l'orbite terrestre est estimée à 13 000, dont environ 8 % sont des Aten, 50 % des Apollo et 40 % des Amors, et le taux actuel de collision de tels astéroïdes avec la Terre est estimé à environ 3,5 objets, jusqu'à la magnitude absolue 18, par million d'années.

@article{openalexw1615946943,
    author = "Shoemaker, E. M. et Williams, J. G. et Helin, E. F. et Wolfe, R. F.",
    title = "Astéroïdes traversant l'orbite terrestre - Classes orbitales, taux de collision avec la Terre et origine",
    year = "1979",
    journal = "Serveur des rapports techniques de la NASA (NASA)",
    abstract = "Sont discutés les astéroïdes susceptibles d'intersecter l'orbite de la Terre, ce qui inclut les astéroïdes Aten (axe semi-majeur (a) inférieur à 1 UA, aphélie supérieur à 0,983 UA), les astéroïdes Apollo (a supérieur à 1 UA, périhélie inférieur à 1,017 UA) et les astéroïdes Amor (distance au périhélie comprise entre 1,017 et 1,3 UA). Les principales sources d'astéroïdes traversant l'orbite terrestre semblent être les noyaux de comètes éteints et les fragments de collision provenant de régions de la ceinture principale d'astéroïdes. La population totale d'astéroïdes traversant l'orbite terrestre est estimée à 13 000, dont environ 8 % sont des Aten, 50 % des Apollo et 40 % des Amors, et le taux actuel de collision de tels astéroïdes avec la Terre est estimé à environ 3,5 objets, jusqu'à la magnitude absolue 18, par million d'années.",
    openalex = "W1615946943"
}

Les métaux du platine sont appauvris dans la croûte terrestre par rapport à leur abondance cosmique ; les concentrations de ces éléments dans les sédiments marins profonds peuvent ainsi indiquer des afflux de matériel extraterrestre. Les calcaires marins exposés en Italie, au Danemark et en Nouvelle-Zélande montrent des augmentations d'iridium d'environ 30, 160 et 20 fois, respectivement, par rapport au niveau de fond, précisément au moment des extinctions Crétacé-Tertiaire, il y a 65 millions d'années. Des raisons sont données pour indiquer que cet iridium est d'origine extraterrestre, mais ne provient pas d'une supernova voisine. Une hypothèse est suggérée qui explique les extinctions et les observations d'iridium. L'impact d'un grand astéroïde traversant la Terre injecterait environ 60 fois la masse de l'objet dans l'atmosphère sous forme de roche pulvérisée ; une fraction de cette poussière resterait dans la stratosphère pendant plusieurs années et serait distribuée dans le monde entier. L'obscurité résultante supprimerait la photosynthèse, et les conséquences biologiques attendues correspondent assez étroitement aux extinctions observées dans le registre paléontologique. Une prédiction de cette hypothèse a été vérifiée : la composition chimique de l'argile de la limite, qui est censée provenir de la poussière stratosphérique, est nettement différente de celle de l'argile mélangée aux calcaires Crétacé et Tertiaire, qui sont chimiquement similaires entre eux. Quatre estimations indépendantes différentes du diamètre de l'astéroïde donnent des valeurs qui se situent dans la plage 10 +/- 4 kilomètres.

@article{doi101126science20844481095,
    author = "Alvarez, Luis W. and Álvarez, Walter and Asaro, Frank and Michel, Helen V.",
    title = "Extraterrestrial Cause for the Cretaceous-Tertiary Extinction",
    year = "1980",
    journal = "Science",
    abstract = "Platinum metals are depleted in the earth's crust relative to their cosmic abundance; concentrations of these elements in deep-sea sediments may thus indicate influxes of extraterrestrial material. Deep-sea limestones exposed in Italy, Denmark, and New Zealand show iridium increases of about 30, 160, and 20 times, respectively, above the background level at precisely the time of the Cretaceous-Tertiary extinctions, 65 million years ago. Reasons are given to indicate that this iridium is of extraterrestrial origin, but did not come from a nearby supernova. A hypothesis is suggested which accounts for the extinctions and the iridium observations. Impact of a large earth-crossing asteroid would inject about 60 times the object's mass into the atmosphere as pulverized rock; a fraction of this dust would stay in the stratosphere for several years and be distributed worldwide. The resulting darkness would suppress photosynthesis, and the expected biological consequences match quite closely the extinctions observed in the paleontological record. One prediction of this hypothesis has been verified: the chemical composition of the boundary clay, which is thought to come from the stratospheric dust, is markedly different from that of clay mixed with the Cretaceous and Tertiary limestones, which are chemically similar to each other. Four different independent estimates of the diameter of the asteroid give values that lie in the range 10 +/- 4 kilometers.",
    url = "https://doi.org/10.1126/science.208.4448.1095",
    doi = "10.1126/science.208.4448.1095",
    openalex = "W2110619496",
    references = "doi101007bf00212446, doi1010160016703773900665, doi1010160031018268900473, doi101038242032a0, doi101038267403a0, doi1010970001069419540800000019, doi101126science18441411079, doi10113000167606197788374ucmsag20co2, doi10113000167606197788383ucmsag20co2, doi101146annurevea07050179001115"
}

@misc{crossref1982geological,
    title = "Implications géologiques des impacts d'astéroïdes et de comètes de grande taille sur la Terre",
    year = "1982",
    url = "https://doi.org/10.1130/spe190",
    doi = "10.1130/spe190",
    openalex = "W1568935506"
}

@misc{silver1982geological3,
    author = "Silver, L. T. et Schultz, P. H",
    title = "Implications géologiques des impacts d'astéroïdes et de comètes de grande taille sur la Terre",
    year = "1982",
    howpublished = "Boulder, Colorado, Geological Society of America, 528 p.; Geological Society of America Special Paper, No. 190",
    note = "talkorigins\_source = {true}; raw\_reference = {Silver, L. T., et Schultz, P. H., 1982, Implications géologiques des impacts d'astéroïdes et de comètes de grande taille sur la Terre : Boulder, Colorado, Geological Society of America, 528 p.; Geological Society of America Special Paper, No. 190.}"
}

Deux classes de corps solides suffisamment grands pour être détectés par des télescopes se trouvent sur des orbites qui se chevauchent avec celle de la Terre. Ces corps sont les astéroïdes croisant l'orbite terrestre et les noyaux de comètes. Bien que leurs orbites ne croisent l'orbite terrestre que rarement, les probabilités de collision avec la Terre sont néanmoins finies et calculables. Les relevés systématiques effectués par télescope au cours des deux dernières décennies montrent que le flux d'astéroïdes et de noyaux de comètes dans le voisinage de la Terre est suffisamment élevé pour que les effets de collisions occasionnelles soient reconnaissables dans le registre géologique. Au cours de ces mêmes deux décennies, une recherche intensive et internationale de structures d'impact anciennes a été menée. Le taux réel de bombardement de la Terre au cours des derniers demi-milliard d'années s'est révélé être globalement cohérent avec le taux actuel prédit à partir d'observations astronomiques. Dans une marge d'environ deux, le taux moyen de bombardement de la Terre au cours des derniers demi-milliard d'années semble également cohérent avec le taux moyen de bombardement de la Lune au cours des derniers 3,3 milliards d'années. De nouvelles lignes d'étude spectaculaires se sont développées ces dernières années, conduisant à la reconnaissance d'événements d'impact rares et de grande ampleur qui produisent des anomalies géochimiques à l'échelle mondiale. Les effets possibles de ces grands impacts sur la biote terrestre sont devenus l'objet de vifs débats. Dans cet article, je passe en revue d'abord les preuves astronomiques et géologiques concernant l'histoire du bombardement, puis j'examine les effets physiques des grands impacts, tels qu'ils peuvent s'appliquer à la fois au monde inorganique et au monde organique.

@article{doi101146annurevea11050183002333,
    author = "Shoemaker, Eugene M.",
    title = "ASTEROÏDE ET COMBUSTION DE COMÈTES SUR LA TERRE",
    year = "1983",
    journal = "Annual Review of Earth and Planetary Sciences",
    abstract = "Deux classes de corps solides suffisamment grands pour être détectés par des télescopes se trouvent sur des orbites qui se chevauchent avec celle de la Terre. Ces corps sont les astéroïdes croisant l'orbite terrestre et les noyaux de comètes. Bien que leurs orbites ne croisent l'orbite terrestre que rarement, les probabilités de collision avec la Terre sont néanmoins finies et calculables. Les relevés systématiques effectués par télescope au cours des deux dernières décennies montrent que le flux d'astéroïdes et de noyaux de comètes dans le voisinage de la Terre est suffisamment élevé pour que les effets de collisions occasionnelles soient reconnaissables dans le registre géologique. Au cours de ces mêmes deux décennies, une recherche intensive et internationale de structures d'impact anciennes a été menée. Le taux réel de bombardement de la Terre au cours des derniers demi-milliard d'années s'est révélé être globalement cohérent avec le taux actuel prédit à partir d'observations astronomiques. Dans une marge d'environ deux, le taux moyen de bombardement de la Terre au cours des derniers demi-milliard d'années semble également cohérent avec le taux moyen de bombardement de la Lune au cours des derniers 3,3 milliards d'années. De nouvelles lignes d'étude spectaculaires se sont développées ces dernières années, conduisant à la reconnaissance d'événements d'impact rares et de grande ampleur qui produisent des anomalies géochimiques à l'échelle mondiale. Les effets possibles de ces grands impacts sur la biote terrestre sont devenus l'objet de vifs débats. Dans cet article, je passe en revue d'abord les preuves astronomiques et géologiques concernant l'histoire du bombardement, puis j'examine les effets physiques des grands impacts, tels qu'ils peuvent s'appliquer à la fois au monde inorganique et au monde organique.",
    url = "https://doi.org/10.1146/annurev.ea.11.050183.002333",
    doi = "10.1146/annurev.ea.11.050183.002333",
    openalex = "W2137685264",
    references = "openalexw1615946943"
}

@article{mclaren1983bolides,
    author = "McLAREN, DIGBY J.",
    title = "Bolides et biostratigraphie",
    year = "1983",
    journal = "Bulletin de la Geological Society of America",
    url = "https://doi.org/10.1130/0016-7606(1983)94<313:bab>2.0.co;2",
    doi = "10.1130/0016-7606(1983)94<313:bab>2.0.co;2",
    number = "3",
    pages = "313",
    volume = "94"
}

@misc{davis1984extinction1,
    author = "Davis, M. et Hut, P. et Muller, R. A",
    title = "Extinction par des pluies de comètes périodiques",
    year = "1984",
    howpublished = "Nature, v. 308, p. 715-717",
    note = "talkorigins\_source = {true}; raw\_reference = {Davis, M., Hut, P., et Muller, R. A., 1984, Extinction par des pluies de comètes périodiques : Nature, v. 308, p. 715-717.}"
}

Les astéroïdes approchant la Terre 1986 DA et 1986 EB sont identifiés comme appartenant à la classe M d'astéroïdes. Ce sont les premiers de cette classe à être repérés parmi les populations Aten, Apollo et Amor. La composition déduite des astéroïdes de classe M est du fer métallique primaire. Si cette hypothèse est correcte, alors les modèles actuels de production de météorites basés sur des processus collisionnels liés à la résistance des surfaces astéroïdales prédisent que ces deux objets seuls devraient produire environ 1 % de toutes les chutes de météorites. Les abondances relatives des classes C, S, M et « autres » parmi la population d'astéroïdes proches de la Terre sont remarquablement similaires à celles trouvées dans la ceinture astéroïdale interne entre les résonances 3:1 et 5:2, c'est-à-dire entre 2,50 et 2,82 UA. Cette présence dominante des trois principales classes taxonomiques d'astéroïdes parmi la population approchant la Terre plaide fortement en faveur d'une origine astéroïdale pour la plupart de ces objets. Cette conclusion conduit à la suggestion que les noyaux de comètes « éteints », s'ils ont une composition différente de celle trouvée dans la ceinture astéroïdale, sont rares, s'ils existent du tout.

@article{doi101086114356,
    author = "Tedesco, E. F. et Gradie, J.",
    title = "Découverte d'objets de classe M parmi la population d'astéroïdes proches de la Terre",
    year = "1987",
    journal = "The Astronomical Journal",
    abstract = {Les astéroïdes approchant la Terre 1986 DA et 1986 EB sont identifiés comme appartenant à la classe M d'astéroïdes. Ce sont les premiers de cette classe à être repérés parmi les populations Aten, Apollo et Amor. La composition déduite des astéroïdes de classe M est du fer métallique primaire. Si cette hypothèse est correcte, alors les modèles actuels de production de météorites basés sur des processus collisionnels liés à la résistance des surfaces astéroïdales prédisent que ces deux objets seuls devraient produire environ 1 % de toutes les chutes de météorites. Les abondances relatives des classes C, S, M et « autres » parmi la population d'astéroïdes proches de la Terre sont remarquablement similaires à celles trouvées dans la ceinture astéroïdale interne entre les résonances 3:1 et 5:2, c'est-à-dire entre 2,50 et 2,82 UA. Cette présence dominante des trois principales classes taxonomiques d'astéroïdes parmi la population approchant la Terre plaide fortement en faveur d'une origine astéroïdale pour la plupart de ces objets. Cette conclusion conduit à la suggestion que les noyaux de comètes « éteints », s'ils ont une composition différente de celle trouvée dans la ceinture astéroïdale, sont rares, s'ils existent du tout.},
    url = "https://doi.org/10.1086/114356",
    doi = "10.1086/114356",
    openalex = "W2018726674"
}

Nous rapportons une photométrie infrarouge à 10 micromètres pour 22 astéroïdes d'Aten, d'Apollo et d'Amor. Des modèles thermiques sont utilisés pour déduire les albédos radiométriques et les diamètres correspondants. Plusieurs de ces astéroïdes semblent avoir des surfaces d'inertie thermique relativement élevée en raison de l'exposition de roche nue ou d'un régolithe grossier. L'astéroïde d'Apollo 3103, 1982 BB, est reconnu comme de classe E. L'astéroïde d'Amor traversant l'orbite de Jupiter 3552, 1983 SA, est confirmé comme de classe D, mais les albédos faibles restent rares pour les astéroïdes proches de la Terre.

@article{doi101086115064,
    author = "Veeder, G. J. et Hanner, M. S. et Matson, D. L. et Tedesco, E. F. et Lebofsky, L. A. et Tokunaga, A. T.",
    title = "Radiométrie des astéroïdes proches de la Terre",
    year = "1989",
    journal = "The Astronomical Journal",
    abstract = "Nous rapportons une photométrie infrarouge à 10 micromètres pour 22 astéroïdes d'Aten, d'Apollo et d'Amor. Des modèles thermiques sont utilisés pour déduire les albédos radiométriques et les diamètres correspondants. Plusieurs de ces astéroïdes semblent avoir des surfaces d'inertie thermique relativement élevée en raison de l'exposition de roche nue ou d'un régolithe grossier. L'astéroïde d'Apollo 3103, 1982 BB, est reconnu comme de classe E. L'astéroïde d'Amor traversant l'orbite de Jupiter 3552, 1983 SA, est confirmé comme de classe D, mais les albédos faibles restent rares pour les astéroïdes proches de la Terre.",
    url = "https://doi.org/10.1086/115064",
    doi = "10.1086/115064",
    openalex = "W2052361063"
}

Les circonstances de découverte des astéroïdes à proximité de la Terre (NEAs) ont été modélisées afin d'étudier les effets de sélection observationnels associés aux NEAs. Il est suggéré que ces effets de sélection sont responsables de l'abondance apparente de types S parmi les NEAs et que cette abondance est en partie due à un assombrissement de phase plus important des types C par rapport aux types S. Les grands angles de phase et l'assombrissement de phase préférentiel des NEAs de type C font que certains d'entre eux tombent en dessous du seuil de détection (dans une enquête limitée par la magnitude), exagérant ainsi le nombre de NEAs de type S.

@article{doi101086115267,
    author = "Luu, Jane et Jewitt, David",
    title = "On the relative numbers of C types and S types among near-earth asteroids",
    year = "1989",
    journal = "The Astronomical Journal",
    abstract = "Les circonstances de découverte des astéroïdes à proximité de la Terre (NEAs) ont été modélisées afin d'étudier les effets de sélection observationnels associés aux NEAs. Il est suggéré que ces effets de sélection sont responsables de l'abondance apparente de types S parmi les NEAs et que cette abondance est en partie due à un assombrissement de phase plus important des types C par rapport aux types S. Les grands angles de phase et l'assombrissement de phase préférentiel des NEAs de type C font que certains d'entre eux tombent en dessous du seuil de détection (dans une enquête limitée par la magnitude), exagérant ainsi le nombre de NEAs de type S.",
    url = "https://doi.org/10.1086/115267",
    doi = "10.1086/115267",
    openalex = "W1963918109"
}

Il a longtemps été spéculé que la Terre a accreté des molécules organiques prébiotiques importantes pour les origines de la vie à partir des impacts d'astéroïdes carbonés et de comètes durant la période de bombardement intense il y a 4,5 x 10(9) à 3,8 x 10(9) ans. Un traitement complet de l'interaction comète-astéroïde avec l'atmosphère, l'impact de surface et la pyrolyse organique résultante démontre que les organiques ne survivront pas aux impacts à des vitesses supérieures à environ 10 kilomètres par seconde et que même des comètes et des astéroïdes aussi petits que 100 mètres de rayon ne peuvent être freinés aérodynamiquement en dessous de cette vitesse dans des atmosphères de 1 bar. Cependant, pour des atmosphères primitives denses (10 bar de dioxyde de carbone) plausibles, nous trouvons qu'il y a 4,5 x 10(9) ans, la Terre accretait des organiques cométaires intacts à un taux d'au moins environ 10(6) à 10(7) kilogrammes par an, un flux qui a ensuite diminué avec une demi-vie d'environ 10(8) ans. Ces résultats peuvent être mis en contexte par comparaison avec les biomasses océaniques et totales terrestres, environ 3 x 10(12) kilogrammes et environ 6 x 10(14) kilogrammes, respectivement.

@article{doi101126science11538074,
    author = "Chyba, Christopher F. et Thomas, Paul J. et Brookshaw, Leigh et Sagan, Carl",
    title = "Livraison de molécules organiques cométaires à la Terre primitive",
    year = "1990",
    journal = "Science",
    abstract = "Il a longtemps été spéculé que la Terre a accreté des molécules organiques prébiotiques importantes pour les origines de la vie à partir des impacts d'astéroïdes carbonés et de comètes durant la période de bombardement intense il y a 4,5 x 10(9) à 3,8 x 10(9) ans. Un traitement complet de l'interaction comète-astéroïde avec l'atmosphère, l'impact de surface et la pyrolyse organique résultante démontre que les organiques ne survivront pas aux impacts à des vitesses supérieures à environ 10 kilomètres par seconde et que même des comètes et des astéroïdes aussi petits que 100 mètres de rayon ne peuvent être freinés aérodynamiquement en dessous de cette vitesse dans des atmosphères de 1 bar. Cependant, pour des atmosphères primitives denses (10 bar de dioxyde de carbone) plausibles, nous trouvons qu'il y a 4,5 x 10(9) ans, la Terre accretait des organiques cométaires intacts à un taux d'au moins environ 10(6) à 10(7) kilogrammes par an, un flux qui a ensuite diminué avec une demi-vie d'environ 10(8) ans. Ces résultats peuvent être mis en contexte par comparaison avec les biomasses océaniques et totales terrestres, environ 3 x 10(12) kilogrammes et environ 6 x 10(14) kilogrammes, respectivement.",
    url = "https://doi.org/10.1126/science.11538074",
    doi = "10.1126/science.11538074",
    openalex = "W2076605024",
    references = "doi1010079789400972223, doi101016001670378990286x, doi1010160019103589901292, doi101016002199918790074x, doi101029jb091ib02p01921, doi101038190389a0, doi101038332691a0, doi101038333313a0, doi101038342139a0, doi101038342255a0, doi101038343129a0"
}

Environ 90 astéroïdes traversant l'orbite terrestre avaient été découverts jusqu'en septembre 1989. La découverte est considérée comme complète pour une magnitude absolue V (H) = 13,2 (la magnitude de l'objet le plus brillant connu, diamètre ∼8,1 km), et environ 6 % complète pour H = 17,7 (diamètre typique d'environ 1 km). La probabilité moyenne calculée de collision des astéroïdes traversant l'orbite terrestre avec la Terre est (4,2 ± 1,7) × 10 −9yr −1. Multipliée par la population estimée de 1030 ± 470 à H = 17,7, cette probabilité donne un taux de collision de (4,3 ± 2,6) × 10 −6yr −1pour les astéroïdes d'un diamètre supérieur à environ 1 km. À H = 15,8, équivalent approximatif aux diamètres d'astéroïdes supérieurs à 2 km, le taux de collision estimé est ≈7 × 10 −7yr −1, et à un diamètre de 8 km, le taux est ≈3 × 10 −9yr −1. Les noyaux de comètes d'un diamètre supérieur à 2,5 km sont estimés frapper la Terre au taux de ≈ 10 −7yr −1 ; les comètes d'un diamètre supérieur à 10 km frappent probablement au taux d'environ 10 −8yr −1. L'impact des astéroïdes domine probablement la formation des cratères inférieurs à 30 km de diamètre, tandis que l'impact des comètes forme probablement la plupart des cratères supérieurs à 50 km. Le taux de production de cratères supérieurs à 20 km de diamètre, estimé à partir des preuves astronomiques, est (4,9 ± 2,9) × 10 −15km −2yr −1 ; ce taux est cohérent avec le taux de cratérage estimé par Grieve à partir du registre géologique pour les 120 derniers millions d'années.

@incollection{doi101130spe247p155,
    author = "Shoemaker, Eugene M. et Wolfe, R. F. et Shoemaker, C. S.",
    title = "Flux d'astéroïdes et de comètes dans le voisinage de la Terre",
    year = "1990",
    booktitle = "Geological Society of America eBooks",
    abstract = "Environ 90 astéroïdes traversant l'orbite terrestre avaient été découverts jusqu'en septembre 1989. La découverte est considérée comme complète pour une magnitude absolue V (H) = 13,2 (la magnitude de l'objet le plus brillant connu, diamètre ∼8,1 km), et environ 6 % complète pour H = 17,7 (diamètre typique d'environ 1 km). La probabilité moyenne calculée de collision des astéroïdes traversant l'orbite terrestre avec la Terre est (4,2 ± 1,7) × 10 −9yr −1. Multipliée par la population estimée de 1030 ± 470 à H = 17,7, cette probabilité donne un taux de collision de (4,3 ± 2,6) × 10 −6yr −1pour les astéroïdes d'un diamètre supérieur à environ 1 km. À H = 15,8, équivalent approximatif aux diamètres d'astéroïdes supérieurs à 2 km, le taux de collision estimé est ≈7 × 10 −7yr −1, et à un diamètre de 8 km, le taux est ≈3 × 10 −9yr −1. Les noyaux de comètes d'un diamètre supérieur à 2,5 km sont estimés frapper la Terre au taux de ≈ 10 −7yr −1 ; les comètes d'un diamètre supérieur à 10 km frappent probablement au taux d'environ 10 −8yr −1. L'impact des astéroïdes domine probablement la formation des cratères inférieurs à 30 km de diamètre, tandis que l'impact des comètes forme probablement la plupart des cratères supérieurs à 50 km. Le taux de production de cratères supérieurs à 20 km de diamètre, estimé à partir des preuves astronomiques, est (4,9 ± 2,9) × 10 −15km −2yr −1 ; ce taux est cohérent avec le taux de cratérage estimé par Grieve à partir du registre géologique pour les 120 derniers millions d'années.",
    url = "https://doi.org/10.1130/spe247-p155",
    doi = "10.1130/spe247-p155",
    openalex = "W2149644358"
}

Un logiciel informatique, appelé Moving Object Detection Program (MODP), est décrit ; il détecte les astéroïdes approchant la Terre en temps quasi réel. Le logiciel fonctionne sur une station de travail connectée à la sortie de la caméra CCD à balayage dérivé du télescope Spacewatch. MOPD reconnaît les images traînées, détecte le mouvement et détermine avec précision les positions angulaires et les vitesses de mouvement des objets mobiles dans les images de balayage. Les résultats sont obtenus quelques secondes après que les signaux d'image ont été décalés hors de la CCD. Au cours de deux mois d'observations d'essai avec ce système, 304 astéroïdes ont été détectés jusqu'à une magnitude apparente limite pour les images non traînées de V = 20,5.

@article{doi101086115785,
    author = "Rabinowitz, D.",
    title = "Détection d'astéroïdes approchant la Terre en temps quasi réel",
    year = "1991",
    journal = "The Astronomical Journal",
    abstract = "Un logiciel informatique, appelé Moving Object Detection Program (MODP), est décrit ; il détecte les astéroïdes approchant la Terre en temps quasi réel. Le logiciel fonctionne sur une station de travail connectée à la sortie de la caméra CCD à balayage dérivé du télescope Spacewatch. MOPD reconnaît les images traînées, détecte le mouvement et détermine avec précision les positions angulaires et les vitesses de mouvement des objets mobiles dans les images de balayage. Les résultats sont obtenus quelques secondes après que les signaux d'image ont été décalés hors de la CCD. Au cours de deux mois d'observations d'essai avec ce système, 304 astéroïdes ont été détectés jusqu'à une magnitude apparente limite pour les images non traînées de V = 20,5.",
    url = "https://doi.org/10.1086/115785",
    doi = "10.1086/115785",
    openalex = "W2008721775"
}

Les impacts d'astéroïdes et de comètes approchant la Terre constituent un danger significatif pour la vie et les biens. Bien que la probabilité annuelle que la Terre soit frappée par un grand astéroïde ou une comète soit extrêmement faible, les conséquences d'une telle collision sont si catastrophiques qu'il est prudent d'évaluer la nature de la menace et de se préparer à y faire face. La première étape de tout programme de prévention ou d'atténuation des catastrophes d'impact doit impliquer une recherche exhaustive d'astéroïdes et de comètes traversant l'orbite terrestre et une analyse détaillée de leurs orbites. À la demande du Congrès des États-Unis, la NASA a mené une étude préliminaire pour définir un programme visant à augmenter considérablement le taux de détection des objets traversant l'orbite terrestre, comme documenté dans ce rapport de séminaire.

@article{openalexw1648623345,
    author = "Morrison, David",
    title = "The Spaceguard Survey: Report of the NASA International Near-Earth-Object Detection Workshop",
    year = "1992",
    journal = "NASA STI Repository (National Aeronautics and Space Administration)",
    abstract = "Impacts by Earth-approaching asteroids and comets pose a significant hazard to life and property. Although the annual probability of the Earth being struck by a large asteroid or comet is extremely small, the consequences of such a collision are so catastrophic that it is prudent to assess the nature of the threat and to prepare to deal with it. The first step in any program for the prevention or mitigation of impact catastrophes must involve a comprehensive search for Earth-crossing asteroids and comets and a detailed analysis of their orbits. At the request of the U.S. Congress, NASA has carried out a preliminary study to define a program for dramatically increasing the detection rate of Earth-crossing objects, as documented in this workshop report.",
    openalex = "W1648623345"
}

L'effet de l'atmosphère sur les astéroïdes et les comètes en impact est étudié. Il est constaté que l'atmosphère est inefficace pour empêcher les dommages d'impact sur le sol lorsque le rayon d'un astéroïde rocheux dépasse 100 m et celui d'une comète dépasse 500 m. Pour les météorites de fer qui impactent à plus de 20 km/s, le rayon critique est d'environ 20-30 m. Pour les météorites de fer à faible vitesse qui frappent à 11,2-15 km/s, le rayon critique n'est que de 2 m. Bien que la dissipation d'énergie dans l'atmosphère protège le sol des dommages d'impact, elle peut accroître les dommages causés par l'explosion atmosphérique. La zone de destruction produite par l'explosion atmosphérique lors de l'impact de petits astéroïdes peut être jusqu'à deux fois plus grande que si la même énergie avait été libérée au niveau de la mer. Les panaches de météorites rocheuses dont le rayon dépasse environ 60 km sortent de l'atmosphère et flottent autour de la Terre, transportant une poussière emprisonnée dont le dépôt pourrait fournir un contrepoint aux grands impacts de météorites.

@article{doi101086116499,
    author = "Hills, J. G. et Goda, M. P.",
    title = "La fragmentation des petits astéroïdes dans l'atmosphère",
    year = "1993",
    journal = "The Astronomical Journal",
    abstract = "L'effet de l'atmosphère sur les astéroïdes et les comètes en impact est étudié. Il est constaté que l'atmosphère est inefficace pour empêcher les dommages d'impact sur le sol lorsque le rayon d'un astéroïde rocheux dépasse 100 m et celui d'une comète dépasse 500 m. Pour les météorites de fer qui impactent à plus de 20 km/s, le rayon critique est d'environ 20-30 m. Pour les météorites de fer à faible vitesse qui frappent à 11,2-15 km/s, le rayon critique n'est que de 2 m. Bien que la dissipation d'énergie dans l'atmosphère protège le sol des dommages d'impact, elle peut accroître les dommages causés par l'explosion atmosphérique. La zone de destruction produite par l'explosion atmosphérique lors de l'impact de petits astéroïdes peut être jusqu'à deux fois plus grande que si la même énergie avait été libérée au niveau de la mer. Les panaches de météorites rocheuses dont le rayon dépasse environ 60 km sortent de l'atmosphère et flottent autour de la Terre, transportant une poussière emprisonnée dont le dépôt pourrait fournir un contrepoint aux grands impacts de météorites.",
    url = "https://doi.org/10.1086/116499",
    doi = "10.1086/116499",
    openalex = "W2047757483"
}

@article{doi101038367033a0,
    author = "Chapman, C. R. et Morrison, David",
    title = "Impacts on the Earth by asteroids and comets: assessing the hazard",
    year = "1994",
    journal = "Nature",
    url = "https://doi.org/10.1038/367033a0",
    doi = "10.1038/367033a0",
    openalex = "W2057273337",
    references = "doi101038331612a0, doi101038361040a0, doi101126science2575072954, doi105860choice293880"
}

@article{openalexw3005477057,
    author = "Bowell, E. et Muinonen, K.",
    title = "Astéroïdes et comètes traversant la Terre : Stratégies de recherche à partir du sol",
    year = "1994",
    openalex = "W3005477057"
}

@incollection{schmeidler1994meteors,
    author = "Schmeidler, F.",
    title = "Météores et Bolides",
    year = "1994",
    booktitle = "Compendium of l'astronomie pratique",
    url = "https://doi.org/10.1007/978-3-642-45704-3\_9",
    doi = "10.1007/978-3-642-45704-3\_9",
    pages = "283-293"
}

En 1993, le département de la Défense des États-Unis a déclassifié des informations concernant des explosions fréquentes dans la haute atmosphère causées par des impacts de météorites. Il est estimé que des impacts de magnitude équivalente à la bombe atomique detonée à Hiroshima se sont produits. Cependant, tous ces voyageurs spatiaux ne se terminent pas dans l'atmosphère ; de gigantesques cratères attestent du bombardement de la Terre au cours de millions d'années, et un impact majeur a pu entraîner l'extinction des dinosaures. Un impact en Sibérie au début de ce siècle prouve que de tels événements ne sont pas limités au temps géologique. Hazards Due to Comets and Asteroids marque une étape importante dans la tentative de faire face aux menaces posées par ces phénomènes. Il rassemble plus d'une centaine de scientifiques du monde entier, qui s'appuient sur des recherches observationnelles et théoriques pour se concentrer sur les problèmes techniques liés à tous les aspects de la gestion de ces dangers : recherche et identification de comètes et d'astéroïdes dangereux ; description de leurs statistiques et caractéristiques ; interception et modification des orbites d'objets dangereux ; et application des technologies existantes, propulseurs, techniques de rendez-vous et d'atterrissage doux, instrumentation, à de telles missions. Le livre examine les options de défense pour dévier ou perturber un corps approchant, y compris les voiles solaires, les impacts à énergie cinétique, les explosifs nucléaires, les propulseurs de masse robotisés et divers systèmes de propulsion. Un impact cataclysmique menaçant la vie sur Terre est une possibilité que la technologie de demain soit capable d'éviter. Ce livre examine en profondeur la réalité de la menace et propose des mesures pratiques qui peuvent être initiées maintenant si nous devons un jour y faire face.

@article{doi105860choice330281,
    title = "Hazards due to comets and asteroids",
    year = "1995",
    journal = "Choice Reviews Online",
    abstract = "En 1993, le département de la Défense des États-Unis a déclassifié des informations concernant des explosions fréquentes dans la haute atmosphère causées par des impacts de météorites. Il est estimé que des impacts de magnitude équivalente à la bombe atomique detonée à Hiroshima se sont produits. Cependant, tous ces voyageurs spatiaux ne se terminent pas dans l'atmosphère ; de gigantesques cratères attestent du bombardement de la Terre au cours de millions d'années, et un impact majeur a pu entraîner l'extinction des dinosaures. Un impact en Sibérie au début de ce siècle prouve que de tels événements ne sont pas limités au temps géologique. Hazards Due to Comets and Asteroids marque une étape importante dans la tentative de faire face aux menaces posées par ces phénomènes. Il rassemble plus d'une centaine de scientifiques du monde entier, qui s'appuient sur des recherches observationnelles et théoriques pour se concentrer sur les problèmes techniques liés à tous les aspects de la gestion de ces dangers : recherche et identification de comètes et d'astéroïdes dangereux ; description de leurs statistiques et caractéristiques ; interception et modification des orbites d'objets dangereux ; et application des technologies existantes, propulseurs, techniques de rendez-vous et d'atterrissage doux, instrumentation, à de telles missions. Le livre examine les options de défense pour dévier ou perturber un corps approchant, y compris les voiles solaires, les impacts à énergie cinétique, les explosifs nucléaires, les propulseurs de masse robotisés et divers systèmes de propulsion. Un impact cataclysmique menaçant la vie sur Terre est une possibilité que la technologie de demain soit capable d'éviter. Ce livre examine en profondeur la réalité de la menace et propose des mesures pratiques qui peuvent être initiées maintenant si nous devons un jour y faire face.",
    url = "https://doi.org/10.5860/choice.33-0281",
    doi = "10.5860/choice.33-0281",
    openalex = "W1612135897"
}

@misc{schnug1995boundary,
    author = "Schnug, Ewald et Heym, Jürgen et Murphy, Donal P.",
    title = "Boundary Line Determination Technique (BOLIDES)",
    year = "1995",
    booktitle = "Livres ASA, CSSA et SSSA",
    url = "https://doi.org/10.2134/1995.site-specificmanagement.c66",
    doi = "10.2134/1995.site-specificmanagement.c66",
    pages = "899-908"
}

@inproceedings{donnell1996earthcrossing,
    author = "Donnell, Tyler",
    title = "Astéroïdes et comètes traversant la Terre",
    year = "1996",
    booktitle = "Ingénierie, construction et opérations dans l'espace V",
    url = "https://doi.org/10.1061/40177(207)175",
    doi = "10.1061/40177(207)175",
    openalex = "W2335444540",
    pages = "1278-1280"
}

Nous examinons les principaux mécanismes associés aux impacts proposés pour expliquer les extinctions à la limite géologique Crétacé-Tertiaire. Nous discutons ensuite de la manière dont les mécanismes d'extinction proposés peuvent être liés aux conséquences environnementales des impacts d'astéroïdes et de comètes en général. Notre objectif principal est de fournir des prescriptions relativement simples pour évaluer l'importance des objets impactants sur une gamme d'énergies et de compositions, mais nous soulignons également qu'il existe de nombreuses incertitudes. Nous concluons que les impacts avec des énergies inférieures à environ 10 Mt constituent un risque négligeable. Pour les impacts avec des énergies supérieures à 10 Mt et inférieures à environ 10⁴ Mt (c'est-à-dire des fréquences d'impact inférieures à une sur 6 × 10⁴ ans, correspondant à des comètes et des astéroïdes de diamètres inférieurs à environ 400 m et 650 m, respectivement), les dégâts dus à l'onde de choc, les tremblements de terre et les incendies devraient être importants à une échelle de 10⁴ ou 10⁵ km², ce qui correspond à la surface endommagée dans de nombreux désastres naturels de l'histoire récente. Cependant, les tsunamis excités par des impacts marins pourraient être plus destructeurs, inondant une kilomètre de plaine côtière sur l'ensemble des bassins océaniques. Dans la gamme d'énergie de 10⁴ –10⁵ Mt (intervalles allant jusqu'à 3 × 10⁵ ans, correspondant à des comètes et des astéroïdes de diamètres allant jusqu'à 850 m et 1,4 km, respectivement), les injections de vapeur d'eau et la perte d'ozone deviennent significatives à l'échelle mondiale. Dans notre modèle nominal, un tel impact n'injecte pas assez de poussière submicrométrique dans la stratosphère pour produire des effets majeurs néfastes, mais si une fraction plus élevée de roche pulvérisée que celle que nous pensons probable atteint la stratosphère, la poussière stratosphérique (causant un refroidissement global) serait également importante dans cette gamme d'énergie. Ainsi, 10⁵ Mt est une limite inférieure où des dégâts pourraient survenir au-delà de l'expérience de l'histoire humaine. La gamme d'énergie de 10⁵ à 10⁶ Mt (intervalles allant jusqu'à 2 × 10⁶ ans, correspondant à des comètes et des astéroïdes de jusqu'à 1,8 et 3 km de diamètre) est transitionnelle entre les effets régionaux et globaux. La poussière stratosphérique, les sulfates libérés à l'intérieur des astéroïdes impactants et la suie provenant d'incendies de forêt étendus déclenchés par le rayonnement thermique de l'impact peuvent produire des profondeurs optiques globales climatologiquement significatives de l'ordre de 10. De plus, les panaches d'éjecta de ces impacts peuvent produire suffisamment de NO à partir de l'air chauffé par choc pour détruire le bouclier d'ozone. Entre 10⁶ et 10⁷ Mt (intervalles allant jusqu'à 1,5 × 10⁷ ans, correspondant à des comètes et des astéroïdes de jusqu'à 4 et 6,5 km de diamètre), les niveaux de poussière et de sulfates seraient suffisamment élevés pour réduire les niveaux de lumière en dessous de ceux nécessaires à la photosynthèse. Les éjecta balistiques réentrants dans l'atmosphère sous forme d'étoiles filantes déclencheraient des incendies sur des régions dépassant 10⁷ km², et la fumée résultante réduirait encore davantage les niveaux de lumière. À des énergies supérieures à 10⁷ Mt, les dégâts dus à l'onde de choc et aux tremblements de terre atteignent l'échelle régionale (10⁶ km²). Des tsunamis atteignant 100 m et inondant 20 km vers l'intérieur des terres pourraient balayer les zones côtières d'un des bassins océaniques du monde. Des incendies seraient déclenchés à l'échelle mondiale. Les niveaux de lumière pourraient chuter si bas à cause de la fumée, de la poussière et des sulfates que la vision deviendrait impossible. À des énergies approchant 10⁹ Mt (>10⁸ ans), les eaux de surface océaniques pourraient être acidifiées globalement par le soufre provenant des intérieurs des comètes et des astéroïdes. L'impact Crétacé-Tertiaire en particulier a frappé des substrats évaporitiques qui ont très probablement généré une couche dense et généralisée d'aérosols de sulfates avec des effets climatiques conséquents. La combinaison de tous ces effets physiques représenterait assurément un stress dévastateur sur la biosphère mondiale.

@article{doi10102996rg03038,
    author = "Toon, O. B. and Zahnle, Kevin et al.",
    title = "Perturbations environnementales causées par les impacts d'astéroïdes et de comètes",
    year = "1997",
    journal = "Reviews of Geophysics",
    abstract = "Nous examinons les principaux mécanismes associés aux impacts proposés pour expliquer les extinctions à la limite géologique Crétacé-Tertiaire. Nous discutons ensuite de la manière dont ces mécanismes d'extinction proposés peuvent être liés aux conséquences environnementales des impacts d'astéroïdes et de comètes en général. Notre objectif principal est de fournir des prescriptions relativement simples pour évaluer l'importance des objets impactants sur une gamme d'énergies et de compositions, mais nous soulignons également qu'il existe de nombreuses incertitudes. Nous concluons que les impacts avec des énergies inférieures à environ 10 Mt constituent un risque négligeable. Pour les impacts avec des énergies supérieures à 10 Mt et inférieures à environ 10 4 Mt (c'est-à-dire des fréquences d'impact inférieures à une sur 6 × 10 4 ans, correspondant à des comètes et des astéroïdes de diamètres inférieurs à environ 400 m et 650 m, respectivement), les dégâts dus aux ondes de choc, aux séismes et aux incendies devraient être importants à une échelle de 10 4 ou 10 5 km², ce qui correspond à la surface endommagée lors de nombreuses catastrophes naturelles de l'histoire récente. Cependant, les tsunamis excités par des impacts marins pourraient être plus destructeurs, inondant une kilomètre de plaine côtière sur l'ensemble des bassins océaniques. Dans la gamme d'énergie de 10 4 –10 5 Mt (intervalles allant jusqu'à 3 × 10 5 ans, correspondant à des comètes et des astéroïdes de diamètres allant jusqu'à 850 m et 1,4 km, respectivement), les injections de vapeur d'eau et la perte d'ozone deviennent significatives à l'échelle mondiale. Dans notre modèle nominal, un tel impact n'injecte pas assez de poussière submicrométrique dans la stratosphère pour produire des effets majeurs néfastes, mais si une fraction plus élevée de roche pulvérisée que celle que nous pensons probable atteint la stratosphère, la poussière stratosphérique (causant un refroidissement global) serait également importante dans cette gamme d'énergie. Ainsi, 10 5 Mt est une limite inférieure où des dommages pourraient survenir au-delà de l'expérience de l'histoire humaine. La gamme d'énergie de 10 5 à 10 6 Mt (intervalles allant jusqu'à 2 × 10 6 ans, correspondant à des comètes et des astéroïdes de jusqu'à 1,8 et 3 km de diamètre) est transitionnelle entre les effets régionaux et globaux. La poussière stratosphérique, les sulfates libérés à l'intérieur des astéroïdes impactants et la suie provenant d'incendies de forêt étendus déclenchés par le rayonnement thermique de l'impact peuvent produire des profondeurs optiques globales climatologiquement significatives de l'ordre de 10. De plus, les panaches d'éjecta de ces impacts peuvent produire suffisamment de NO à partir de l'air chauffé par choc pour détruire le bouclier d'ozone. Entre 10 6 et 10 7 Mt (intervalles allant jusqu'à 1,5 × 10 7 ans, correspondant à des comètes et des astéroïdes de jusqu'à 4 et 6,5 km de diamètre), les niveaux de poussière et de sulfates seraient suffisamment élevés pour réduire les niveaux de lumière en dessous de ceux nécessaires à la photosynthèse. Les éjecta balistiques réentrants dans l'atmosphère sous forme d'étoiles filantes déclencheraient des incendies sur des régions dépassant 10 7 km², et la fumée résultante réduirait encore davantage les niveaux de lumière. À des énergies supérieures à 10 7 Mt, les dégâts dus aux ondes de choc et aux séismes atteignent l'échelle régionale (10 6 km²). Des tsunamis atteignant 100 m et inondant 20 km vers l'intérieur des terres pourraient balayer les zones côtières d'un des bassins océaniques du monde. Des incendies seraient déclenchés à l'échelle mondiale. Les niveaux de lumière pourraient chuter si bas à cause de la fumée, de la poussière et des sulfates que la vision deviendrait impossible. À des énergies approchant 10 9 Mt (>10 8 ans), les eaux de surface océaniques pourraient être acidifiées globalement par le soufre provenant des intérieurs des comètes et des astéroïdes. L'impact Crétacé-Tertiaire en particulier a frappé des substrats évaporitiques qui ont très probablement généré une couche dense et généralisée d'aérosols de sulfates avec des effets climatiques conséquents. La combinaison de tous ces effets physiques représenterait assurément un stress dévastateur sur la biosphère mondiale.",
    url = "https://doi.org/10.1029/96rg03038",
    doi = "10.1029/96rg03038",
    openalex = "W1997782776",
    references = "alvarez1980extraterrestrial, doi1010079781489921246, doi1010160016703789901506, doi101016001670378990286x, doi101038361040a0, doi101126science22246301283, doi101126science25049881669, doi1011300091761319910190867ccapct23co2, doi101130spe247p155, doi1011751520046919640210361teotaw20co2, doi1011751520046919670240241teotaw20co2, doi105860choice330281"
}

Résumé Pourquoi les extinctions de masse surviennent-elles ? La disparition des dinosaures a été discutée de manière exhaustive, mais n'a jamais été mise en contexte avec d'autres événements d'extinction. Il s'agit de la première revue systématique des extinctions de masse de tous les organismes, végétaux et animaux, terrestres et marins, survenues dans l'histoire de la vie. Cela inclut la crise majeure il y a 250 millions d'années qui a presque éradiqué toute vie sur Terre. En examinant les preuves paléontologiques, géologiques et sédimentologiques actuelles des changements environnementaux, les cas d'explications basées sur les changements climatiques, les régressions marines, les impacts d'astéroïdes ou de comètes, l'anoxie et les éruptions volcaniques sont tous évalués de manière critique.

@book{doi101093oso97801985491780010001,
    author = "Hallam, A. and Wignall, Paul B.",
    title = "Mass Extinctions and Their Aftermath",
    year = "1997",
    abstract = "Résumé Pourquoi les extinctions de masse surviennent-elles ? La disparition des dinosaures a été discutée de manière exhaustive, mais n'a jamais été mise en contexte avec d'autres événements d'extinction. Il s'agit de la première revue systématique des extinctions de masse de tous les organismes, végétaux et animaux, terrestres et marins, survenues dans l'histoire de la vie. Cela inclut la crise majeure il y a 250 millions d'années qui a presque éradiqué toute vie sur Terre. En examinant les preuves paléontologiques, géologiques et sédimentologiques actuelles des changements environnementaux, les cas d'explications basées sur les changements climatiques, les régressions marines, les impacts d'astéroïdes ou de comètes, l'anoxie et les éruptions volcaniques sont tous évalués de manière critique.",
    url = "https://doi.org/10.1093/oso/9780198549178.001.0001",
    doi = "10.1093/oso/9780198549178.001.0001",
    openalex = "W4388328712"
}

@inproceedings{friedman1997defense,
    author = "Friedman, G.",
    title = "Défense de la Terre contre les grandes comètes et astéroïdes",
    year = "1997",
    booktitle = "1997 IEEE Aerospace Conference",
    url = "https://doi.org/10.1109/aero.1997.577494",
    doi = "10.1109/aero.1997.577494",
    openalex = "W2212012580",
    pages = "5-29 vol.4",
    references = "doi101111j153969241981tb01363x, openalexw3113098276"
}

Nous présentons les résultats de simulations numériques montrant que les forces de marée de la Terre peuvent à la fois déformer et détruire les astéroïdes croisant l'orbite terrestre qui ont des structures faibles de type « tas de gravats ». S'appuyant sur des études précédentes, nous considérons des formes et trajectoires d'astéroïdes plus réalistes, testons une variété de vitesses de rotation et d'orientations des axes, et employons un algorithme de dissipation pour traiter plus précisément les collisions entre les particules qui composent l'astéroïde modèle. Nous explorons un vaste espace de paramètres, incluant le périapse de l'astéroïdeq, la vitesse de rencontre avec la Terrev∞, la période de rotationP, l'orientation initiale de l'axe de rotation, et l'orientation du corps au périapse. Nous paramétrons les résultats des simulations par la quantité de masse arrachée à l'astéroïde lors d'un survol. Nos disruptions les plus sévères aboutissent à des trains de fragments similaires en caractère à la « chaîne de perles » créée lorsque la comète D/Shoemaker–Levy 9 a été disruptée près de Jupiter en 1992. Les disruptions moins catastrophiques causent une éjection de matière de manière plus isotrope, laissant un résidu central avec une forme déformée caractéristique. Certains éjectas peuvent entrer en orbites stables autour du résidu, créant un système binaire ou multiple. Même lorsqu'aucune masse n'est perdue, les forces de marée et les couples peuvent modifier la forme et la rotation de l'astéroïde. Nos résultats montrent que la perte de masse est accrue pour de petites valeurs deq,v∞, etP, et dépend dans une certaine mesure de l'orientation initiale de la rotation du corps (par exemple, la rotation rétrograde réduit la perte de masse). Un astéroïde allongé s'est révélé beaucoup plus facile à disrupter qu'un astéroïde sphérique, bien que l'orientation de l'ellipsoïde au périapse puisse changer notablement le résultat. La taille et la distribution orbitale des éjectas sont discutées, ainsi que les applications de cette technique vers la compréhension des cratères doubles, des chaînes de cratères, et des astéroïdes aux formes et rotations particulières.

@article{doi101006icar19985954,
    author = "Richardson, D. C. et Bottke, W. F. et Love, Stanley G.",
    title = "Distorsion et disruption par les marées des astéroïdes croisant l'orbite terrestre",
    year = "1998",
    journal = "Icarus",
    abstract = "Nous présentons les résultats de simulations numériques montrant que les forces de marée de la Terre peuvent à la fois déformer et détruire les astéroïdes croisant l'orbite terrestre qui ont des structures faibles de type « tas de gravats ». S'appuyant sur des études précédentes, nous considérons des formes et trajectoires d'astéroïdes plus réalistes, testons une variété de vitesses de rotation et d'orientations des axes, et employons un algorithme de dissipation pour traiter plus précisément les collisions entre les particules qui composent l'astéroïde modèle. Nous explorons un vaste espace de paramètres, incluant le périapse de l'astéroïdeq, la vitesse de rencontre avec la Terrev∞, la période de rotationP, l'orientation initiale de l'axe de rotation, et l'orientation du corps au périapse. Nous paramétrons les résultats des simulations par la quantité de masse arrachée à l'astéroïde lors d'un survol. Nos disruptions les plus sévères aboutissent à des trains de fragments similaires en caractère à la « chaîne de perles » créée lorsque la comète D/Shoemaker–Levy 9 a été disruptée près de Jupiter en 1992. Les disruptions moins catastrophiques causent une éjection de matière de manière plus isotrope, laissant un résidu central avec une forme déformée caractéristique. Certains éjectas peuvent entrer en orbites stables autour du résidu, créant un système binaire ou multiple. Même lorsqu'aucune masse n'est perdue, les forces de marée et les couples peuvent modifier la forme et la rotation de l'astéroïde. Nos résultats montrent que la perte de masse est accrue pour de petites valeurs deq,v∞, etP, et dépend dans une certaine mesure de l'orientation initiale de la rotation du corps (par exemple, la rotation rétrograde réduit la perte de masse). Un astéroïde allongé s'est révélé beaucoup plus facile à disrupter qu'un astéroïde sphérique, bien que l'orientation de l'ellipsoïde au périapse puisse changer notablement le résultat. La taille et la distribution orbitale des éjectas sont discutées, ainsi que les applications de cette technique vers la compréhension des cratères doubles, des chaînes de cratères, et des astéroïdes aux formes et rotations particulières.",
    url = "https://doi.org/10.1006/icar.1998.5954",
    doi = "10.1006/icar.1998.5954",
    openalex = "W2139359797",
    references = "doi102307jctv1v3gr3r6, openalexw3113098276"
}

@article{doi101016s0167278999000913,
    author = "Hills, J. G. et Goda, M. P.",
    title = "Dégâts des impacts de comètes et d'astéroïdes sur la Terre",
    year = "1999",
    journal = "Physica D Nonlinear Phenomena",
    url = "https://doi.org/10.1016/s0167-2789(99)00091-3",
    doi = "10.1016/s0167-2789(99)00091-3",
    openalex = "W1972120928",
    references = "openalexw3113098276"
}

Nous avons déduit les distributions orbitales et de taille des astéroïdes proches de la Terre (NEAs) en (i) intégrant numériquement les NEAs depuis leurs régions d'origine vers leurs orbites observées, (ii) estimant les biais d'observation et la distribution de taille associés aux astéroïdes sur ces orbites, et (iii) créant une population de modèle qui peut être ajustée aux NEAs connus. Nous prédisons qu'il existe environ 900 NEAs avec une magnitude absolue inférieure à 18 (c'est-à-dire de taille kilométrique), dont 29 %, 65 % et 6 % se trouvent respectivement sur des orbites Amor, Apollo et Aten. Ces résultats suggèrent que environ 40 % des NEAs de taille kilométrique ont été découverts. Le reste, sur des orbites très excentriques et inclinées, est plus difficile à détecter.

@article{doi101126science28854742190,
    author = "Bottke, W. F. et Jedicke, Robert et Morbidelli, Alessandro et Petit, Jean-Marc et Gladman, Brett",
    title = "Understanding the Distribution of Near-Earth Asteroids",
    year = "2000",
    journal = "Science",
    abstract = "Nous avons déduit les distributions orbitales et de taille des astéroïdes proches de la Terre (NEAs) en (i) intégrant numériquement les NEAs depuis leurs régions d'origine vers leurs orbites observées, (ii) estimant les biais d'observation et la distribution de taille associés aux astéroïdes sur ces orbites, et (iii) créant une population de modèle qui peut être ajustée aux NEAs connus. Nous prédisons qu'il existe environ 900 NEAs avec une magnitude absolue inférieure à 18 (c'est-à-dire de taille kilométrique), dont 29 %, 65 % et 6 % se trouvent respectivement sur des orbites Amor, Apollo et Aten. Ces résultats suggèrent que environ 40 % des NEAs de taille kilométrique ont été découverts. Le reste, sur des orbites très excentriques et inclinées, est plus difficile à détecter.",
    url = "https://doi.org/10.1126/science.288.5474.2190",
    doi = "10.1126/science.288.5474.2190",
    openalex = "W2022978242",
    references = "doi101006icar19941039, doi101006icar19975872, doi101006icar19985954, doi1010160019103583901276, doi10102992je01246, doi101029jb074i010p02531, doi101038367033a0, doi101086115978, doi101086300632, doi101126science2775323197"
}

@article{upchurch2000from,
    author = "Upchurch, Garland R.",
    title = "From boreal forests to bolides",
    year = "2000",
    journal = "Journal of Biogeography",
    url = "https://doi.org/10.1046/j.1365-2699.2000.00413-2.x",
    doi = "10.1046/j.1365-2699.2000.00413-2.x",
    number = "2",
    pages = "502-502",
    volume = "27"
}

Les astéroïdes et les comètes sur des orbites dont la distance au périhélie q est inférieure à 0,983 UA sont généralement appelés objets proches de la Terre (OPT). Il a longtemps été débattu si les OPT sont principalement d'origine astéroïdale ou cométaire. Avec une meilleure connaissance de la dynamique résonnante, il est maintenant clair que la ceinture d'astéroïdes est capable d'approvisionner la plupart des OPT observés. Des zones particulières dans la ceinture principale fournissent des OPT via des résonances puissantes et diffusives. Par l'intégration numérique d'un grand nombre d'astéroïdes de test dans ces zones, les trajectoires évolutives possibles des OPT ont été identifiées et les propriétés statistiques de la dynamique des OPT ont été quantifiées. Ce travail a permis la construction d'un modèle d'état stationnaire de la distribution orbitale et de magnitude de la population des OPT, dépendant de paramètres quantifiés par calibration avec les observations disponibles. Le modèle prend en compte l'existence d'environ 1000 OPT avec une magnitude absolue H < 18 (environ 1 km de taille). Ces corps présentent une probabilité d'une collision avec la Terre tous les 0,5 m.y. Seulement 6 % de la population des OPT devraient provenir de la ceinture de Kuiper. Enfin, il a généralement été cru que l'activité collisionnelle dans la ceinture principale, qui brise continuellement les grands astéroïdes, injecte une grande quantité de matériau frais dans les régions sources des OPT. De cette manière, la population des OPT est maintenue en état stationnaire. La distribution de taille raide associée aux débris collisionnels frais, cependant, n'est pas observée parmi la population des OPT. Ce paradoxe pourrait suggérer que le freinage thermique Yarkovsky, plutôt que l'injection collisionnelle, joue le rôle dominant dans l'apport de matière aux résonances sources des OPT.

@incollection{doi102307jctv1v7zdn433,
    author = "Morbidelli, Alessandro et Bottke, W. F. et Froeschlé, Ch. et Michel, Patrick",
    title = "Origine et évolution des objets proches de la Terre",
    year = "2002",
    booktitle = "University of Arizona Press eBooks",
    abstract = "Les astéroïdes et les comètes sur des orbites dont la distance au périhélie q est inférieure à 0,983 UA sont généralement appelés objets proches de la Terre (OPT). Il a longtemps été débattu si les OPT sont principalement d'origine astéroïdale ou cométaire. Avec une meilleure connaissance de la dynamique résonnante, il est maintenant clair que la ceinture d'astéroïdes est capable d'approvisionner la plupart des OPT observés. Des zones particulières dans la ceinture principale fournissent des OPT via des résonances puissantes et diffusives. Par l'intégration numérique d'un grand nombre d'astéroïdes de test dans ces zones, les trajectoires évolutives possibles des OPT ont été identifiées et les propriétés statistiques de la dynamique des OPT ont été quantifiées. Ce travail a permis la construction d'un modèle d'état stationnaire de la distribution orbitale et de magnitude de la population des OPT, dépendant de paramètres quantifiés par calibration avec les observations disponibles. Le modèle prend en compte l'existence de \textasciitilde 1000 OPT avec une magnitude absolue H < 18 (environ 1 km de taille). Ces corps présentent une probabilité d'une collision avec la Terre tous les 0,5 m.y. Seulement 6\% de la population des OPT devraient provenir de la ceinture de Kuiper. Enfin, il a généralement été cru que l'activité collisionnelle dans la ceinture principale, qui brise continuellement les grands astéroïdes, injecte une grande quantité de matériau frais dans les régions sources des OPT. De cette manière, la population des OPT est maintenue en état stationnaire. La distribution de taille raide associée aux débris collisionnels frais, cependant, n'est pas observée parmi la population des OPT. Ce paradoxe pourrait suggérer que le freinage thermique Yarkovsky, plutôt que l'injection collisionnelle, joue le rôle dominant dans l'apport de matière aux résonances sources des OPT.",
    url = "https://doi.org/10.2307/j.ctv1v7zdn4.33",
    doi = "10.2307/j.ctv1v7zdn4.33",
    openalex = "W1585054956"
}

@article{doi101007s110380059016z,
    author = "Hildebrand, A. R. et Carroll, K. A. et Tedesco, E. F. et Faber, Daniel et Cardinal, R. D. et Matthews, J. M. et Kuschnig, R. et Walker, G. A. H. et Gladman, Brett et Pazder, John et Brown, Peter et Larson, S. M. et Worden, S. P. et Wallace, B. et Chodas, P. W. et Muinonen, K. et Cheng, A. F.",
    title = "AVANTAGES OF SEARCHING FOR ASTEROIDS FROM LOW EARTH ORBIT: THE NEOSSat MISSION",
    year = "2004",
    journal = "Earth Moon and Planets",
    url = "https://doi.org/10.1007/s11038-005-9016-z",
    doi = "10.1007/s11038-005-9016-z",
    openalex = "W2031180782",
    references = "doi101016s0019103503000824"
}

Nous avons effectué une recherche et un test de suivi d’astéroïdes proches de la Terre au-delà de la magnitude 22 avec les installations du télescope MPG/ESO de 2,2 m et du télescope à nouvelle technologie (NTT) à La Silla. L’expérience comprenait un total de 4 nuits au télescope de 2,2 m et 3 nuits au NTT lors de deux campagnes distinctes. Outre la découverte de deux astéroïdes proches de la Terre (NEA) et la récupération de nombreux autres, ce programme pilote a mis en évidence les avantages ainsi que les problèmes d’un programme dédié utilisant des installations beaucoup plus grandes que celles actuellement utilisées dans le monde. Nous confirmons les résultats de Jedicke et al. ([CITE]), selon lesquels, en observant à des magnitudes plus faibles et en détectant des objets à de plus grandes distances, un tel système découvrirait des NEA de taille kilométrique avec des excentricités et inclinaisons orbitales (e et i) plus élevées, ainsi qu’une plus grande proportion des NEA plus petits ; de plus, il réduirait le temps nécessaire pour atteindre 90 % de complétude pour les objets de taille kilométrique. Le programme pilote a également démontré la nécessité d’installations de suivi compatibles avec les télescopes de découverte.

@article{doi1010510004636120034428,
    author = "Boattini, A. et D’Abramo, Germano et Schöll, H. et Hainaut, O. et Boehnhardt, H. et West, R. M. et Carpino, M. et Hahn, Gerhard et Michelsen, R. et Forti, G. et Pravec, Petr et Valsecchi, G. B. et Asher, D. J.",
    title = "Recherche et suivi d’astéroïdes proches de la Terre au-delà de la magnitude 22",
    year = "2004",
    journal = "Astronomy and Astrophysics",
    abstract = "Nous avons effectué une recherche et un test de suivi d’astéroïdes proches de la Terre au-delà de la magnitude 22 avec les installations du télescope MPG/ESO de 2,2 m et du télescope à nouvelle technologie (NTT) à La Silla. L’expérience comprenait un total de 4 nuits au télescope de 2,2 m et 3 nuits au NTT lors de deux campagnes distinctes. Outre la découverte de deux astéroïdes proches de la Terre (NEA) et la récupération de nombreux autres, ce programme pilote a mis en évidence les avantages ainsi que les problèmes d’un programme dédié utilisant des installations beaucoup plus grandes que celles actuellement utilisées dans le monde. Nous confirmons les résultats de Jedicke et al. ([CITE]), selon lesquels, en observant à des magnitudes plus faibles et en détectant des objets à de plus grandes distances, un tel système découvrirait des NEA de taille kilométrique avec des excentricités et inclinaisons orbitales (e et i) plus élevées, ainsi qu’une plus grande proportion des NEA plus petits ; de plus, il réduirait le temps nécessaire pour atteindre 90 % de complétude pour les objets de taille kilométrique. Le programme pilote a également démontré la nécessité d’installations de suivi compatibles avec les télescopes de découverte.",
    url = "https://doi.org/10.1051/0004-6361:20034428",
    doi = "10.1051/0004-6361:20034428",
    openalex = "W2100075029",
    references = "doi101016s0019103503000824"
}

Les distributions de magnitude absolue et de périhélie des comètes à période longue sont dérivées, en utilisant des données de l'enquête Lincoln Near-Earth Asteroid Research (LINEAR). Les résultats sont surprenants à trois égards. Premièrement, le flux de comètes à travers le système solaire interne est beaucoup plus faible que certaines estimations précédentes. Deuxièmement, l'augmentation attendue du nombre de comètes vers des périhélies plus grands n'est pas observée. Troisièmement, le nombre de comètes par unité de magnitude absolue ne s'élève pas significativement vers des magnitudes plus faibles. Ces résultats impliquent que le nuage d'Oort contient beaucoup moins de comètes que certaines estimations précédentes, que les petites comètes à période longue entrent en collision avec la Terre trop rarement pour être une source plausible d'impacts de style Tchoungouska, et qu'un certain processus physique doit avoir empêché les petits planétésimaux glacés d'atteindre le nuage d'Oort, ou les avoir rendus inobservables. Une limite stricte est imposée à la densité spatiale des comètes interstellaires, mais la densité spatiale prédite est encore plus faible. Le nombre de comètes à période longue qui seront découvertes par des télescopes tels que SkyMapper, Pan-Starrs et LSST est prédit, et la stratégie d'observation optimale est discutée.

@article{doi101086497684,
    author = "Francis, Paul",
    title = "The Demographics of Long‐Period Comets",
    year = "2005",
    journal = "The Astrophysical Journal",
    abstract = "Les distributions de magnitude absolue et de périhélie des comètes à période longue sont dérivées, en utilisant des données de l'enquête Lincoln Near-Earth Asteroid Research (LINEAR). Les résultats sont surprenants à trois égards. Premièrement, le flux de comètes à travers le système solaire interne est beaucoup plus faible que certaines estimations précédentes. Deuxièmement, l'augmentation attendue du nombre de comètes vers des périhélies plus grands n'est pas observée. Troisièmement, le nombre de comètes par unité de magnitude absolue ne s'élève pas significativement vers des magnitudes plus faibles. Ces résultats impliquent que le nuage d'Oort contient beaucoup moins de comètes que certaines estimations précédentes, que les petites comètes à période longue entrent en collision avec la Terre trop rarement pour être une source plausible d'impacts de style Tchoungouska, et qu'un certain processus physique doit avoir empêché les petits planétésimaux glacés d'atteindre le nuage d'Oort, ou les avoir rendus inobservables. Une limite stricte est imposée à la densité spatiale des comètes interstellaires, mais la densité spatiale prédite est encore plus faible. Le nombre de comètes à période longue qui seront découvertes par des télescopes tels que SkyMapper, Pan-Starrs et LSST est prédit, et la stratégie d'observation optimale est discutée.",
    url = "https://doi.org/10.1086/497684",
    doi = "10.1086/497684",
    openalex = "W2167131971",
    references = "doi101016s001910350200026x, doi101086113494"
}

Résumé— Nous avons développé un programme basé sur le Web pour estimer rapidement les conséquences environnementales régionales d'un impact de comète ou d'astéroïde sur la Terre (http:www.lpl.arizona.eduimpacteffects). Cet article détaille les observations, hypothèses et équations sur lesquelles le programme est fondé. Il décrit notre approche pour quantifier les principaux processus d'impact susceptibles d'affecter les personnes, les bâtiments et le paysage à proximité d'un événement d'impact, et discute de l'incertitude de nos prédictions. Le programme nécessite six entrées : diamètre de l'impacteur, densité de l'impacteur, vitesse d'impact avant l'entrée dans l'atmosphère, angle d'impact, la distance à partir de l'impact à laquelle les effets environnementaux doivent être calculés, et le type de cible (roche sédimentaire, roche cristalline, ou une couche d'eau au-dessus de la roche). Le programme inclut des algorithmes novateurs pour estimer le sort de l'impacteur pendant le trajet atmosphérique, le rayonnement thermique émis par le panache de vapeur généré par l'impact (boule de feu), et l'intensité des secousses sismiques. Le programme approxime également diverses dimensions du cratère d'impact et du dépôt d'éjecta, ainsi que l'estimation de la sévérité de l'onde de choc aérienne dans les deux types d'impacts : formation de cratère et explosion aérienne. Nous illustrons l'utilité de notre programme en examinant les conséquences environnementales prédites à travers les États-Unis pour des scénarios d'impact hypothétiques se produisant à Los Angeles. Nous constatons que la conséquence environnementale la plus étendue est les secousses sismiques : à la fois l'épaisseur du dépôt d'éjecta et la pression de l'onde de choc aérienne diminuent beaucoup plus rapidement avec la distance que le mouvement sismique du sol. À proximité du site d'impact, l'effet le plus dévastateur provient du rayonnement thermique ; cependant, la courbure de la Terre implique que les localités lointaines sont protégées du rayonnement thermique direct car la boule de feu est en dessous de l'horizon.

@article{doi101111j194551002005tb00157x,
    author = "Collins, G. S. et Melosh, H. J. et Marcus, Robert",
    title = "Earth Impact Effects Program : un programme informatique basé sur le Web pour calculer les conséquences environnementales régionales d'un impact de météoroïde sur la Terre",
    year = "2005",
    journal = "Meteoritics and Planetary Science",
    abstract = "Résumé— Nous avons développé un programme basé sur le Web pour estimer rapidement les conséquences environnementales régionales d'un impact de comète ou d'astéroïde sur la Terre (http:www.lpl.arizona.eduimpacteffects). Cet article détaille les observations, hypothèses et équations sur lesquelles le programme est fondé. Il décrit notre approche pour quantifier les principaux processus d'impact susceptibles d'affecter les personnes, les bâtiments et le paysage à proximité d'un événement d'impact, et discute de l'incertitude de nos prédictions. Le programme nécessite six entrées : diamètre de l'impacteur, densité de l'impacteur, vitesse d'impact avant l'entrée dans l'atmosphère, angle d'impact, la distance à partir de l'impact à laquelle les effets environnementaux doivent être calculés, et le type de cible (roche sédimentaire, roche cristalline, ou une couche d'eau au-dessus de la roche). Le programme inclut des algorithmes novateurs pour estimer le sort de l'impacteur pendant le trajet atmosphérique, le rayonnement thermique émis par le panache de vapeur généré par l'impact (boule de feu), et l'intensité des secousses sismiques. Le programme approxime également diverses dimensions du cratère d'impact et du dépôt d'éjecta, ainsi que l'estimation de la sévérité de l'onde de choc aérienne dans les deux types d'impacts : formation de cratère et explosion aérienne. Nous illustrons l'utilité de notre programme en examinant les conséquences environnementales prédites à travers les États-Unis pour des scénarios d'impact hypothétiques se produisant à Los Angeles. Nous constatons que la conséquence environnementale la plus étendue est les secousses sismiques : à la fois l'épaisseur du dépôt d'éjecta et la pression de l'onde de choc aérienne diminuent beaucoup plus rapidement avec la distance que le mouvement sismique du sol. À proximité du site d'impact, l'effet le plus dévastateur provient du rayonnement thermique ; cependant, la courbure de la Terre implique que les localités lointaines sont protégées du rayonnement thermique direct car la boule de feu est en dessous de l'horizon.",
    url = "https://doi.org/10.1111/j.1945-5100.2005.tb00157.x",
    doi = "10.1111/j.1945-5100.2005.tb00157.x",
    openalex = "W2143040029",
    references = "alvarez1980extraterrestrial, doi101006icar20026856, doi1010160016703789901506, doi1010160022286070900190, doi1010160031920184900736, doi101016b9780123956729x50012, doi10102996rg03038, doi10102997je01743, doi101038361040a0, doi101126science20844481095, doi101130spe247p155, doi101146annurevea21050193002001, doi105408002213687121, doi105860choice330281, openalexw2139291338"
}

@inproceedings{brotot2008bolides,
    author = "Brotot, Anne",
    title = "Bolides",
    year = "2008",
    booktitle = "ACM SIGGRAPH 2008 computer animation festival",
    url = "https://doi.org/10.1145/1400468.1400481",
    doi = "10.1145/1400468.1400481",
    pages = "25-25"
}

La limite Crétacé-Paléogène, il y a environ 65,5 millions d'années, marque l'une des trois plus grandes extinctions de masse des 500 derniers millions d'années. L'événement d'extinction a coïncidé avec un grand impact d'astéroïde à Chicxulub, au Mexique, et s'est produit durant la période du volcanisme des basaltes de débordement du Décan en Inde. Ici, nous synthétisons les enregistrements de la stratigraphie mondiale à travers cette limite pour évaluer les causes proposées de l'extinction de masse. Notamment, un dépôt unique riche en éjecta, compositionnellement lié à l'impact de Chicxulub, est réparti à l'échelle mondiale à la limite Crétacé-Paléogène. La correspondance temporelle entre la couche d'éjecta et le début des extinctions, ainsi que la concordance des modèles écologiques dans le registre fossile avec les perturbations environnementales modélisées (par exemple, l'obscurité et le refroidissement), nous conduisent à conclure que l'impact de Chicxulub a déclenché l'extinction de masse.

@article{doi101126science1177265,
    author = "Schulte, Peter et Alegret, Laia et Arenillas, Ignacio et Arz, José Antonio et Barton, P. J. et Bown, Paul R. et Bralower, Timothy J. et Christeson, Gail et Claeys, Philippe et Cockell, Charles S. et Collins, G. S. et Deutsch, A. et Goldin, Tamara et Goto, Kazuhisa et Grajales-Nishimura, José Manuel et Grieve, R. A. F. et Gulick, S. P. S. et Johnson, Kirk R. et Kiessling, Wolfgang et Koeberl, Christian et Kring, D. A. et MacLeod, Kenneth G. et Matsui, Takafumi et Melosh, J. et Montanari, Alessandro et Morgan, Joanna et Neal, C. R. et Nichols, Douglas J. et Norris, Richard D. et Pierazzo, E. et Ravizza, Greg et Rebolledo‐Vieyra, M. et Reimold, W. U. et Robin, Éric et Salge, T. et Speijer, Robert P. et Sweet, A R et Urrutia‐Fucugauchi, J. et Vajda, Vivi et Whalen, Michael T. et Willumsen, Pi Suhr",
    title = "L'impact de l'astéroïde Chicxulub et l'extinction de masse à la limite Crétacé-Paléogène",
    year = "2010",
    journal = "Science",
    abstract = "La limite Crétacé-Paléogène, il y a environ 65,5 millions d'années, marque l'une des trois plus grandes extinctions de masse des 500 derniers millions d'années. L'événement d'extinction a coïncidé avec un grand impact d'astéroïde à Chicxulub, au Mexique, et s'est produit durant la période du volcanisme des basaltes de débordement du Décan en Inde. Ici, nous synthétisons les enregistrements de la stratigraphie mondiale à travers cette limite pour évaluer les causes proposées de l'extinction de masse. Notamment, un dépôt unique riche en éjecta, compositionnellement lié à l'impact de Chicxulub, est réparti à l'échelle mondiale à la limite Crétacé-Paléogène. La correspondance temporelle entre la couche d'éjecta et le début des extinctions, ainsi que la concordance des modèles écologiques dans le registre fossile avec les perturbations environnementales modélisées (par exemple, l'obscurité et le refroidissement), nous conduisent à conclure que l'impact de Chicxulub a déclenché l'extinction de masse.",
    url = "https://doi.org/10.1126/science.1177265",
    doi = "10.1126/science.1177265",
    openalex = "W2160490562",
    references = "alvarez1980extraterrestrial, doi101016jepsl200605041, doi101016jepsl200607020, doi101016jepsl200902019, doi101016jpalaeo200702037, doi101016jpalaeo200709016, doi101017cbo9780511535536, doi1010292008jb005644, doi10102996rg03038, doi10102997je01743, doi101038285198a0, doi101073pnas0802597105, doi101126science1064706, doi101126science20844481095, doi1011300091761319910190867ccapct23co2, doi101130081372356655, doi1011302007242401, doi101146annurevearth27175, doi101146annurevecolsys35021103105715"
}

L'acidification des océans peut avoir des conséquences graves pour les écosystèmes marins ; cependant, évaluer son impact futur est difficile car les expériences en laboratoire et les observations sur le terrain sont limitées par leur complexité écologique réduite et leur période d'échantillonnage, respectivement. En revanche, le registre géologique contient des preuves à long terme d'une variété de perturbations environnementales mondiales, y compris l'acidification des océans et leurs réponses biotiques associées. Nous passons en revue des événements présentant des preuves d'une augmentation du CO(2) atmosphérique, du réchauffement climatique et de l'acidification des océans au cours des derniers ~300 millions d'années de l'histoire de la Terre, certains avec une extinction ou un turnover évolutif concomitants parmi les calcificateurs marins. Bien que des similitudes existent, aucun événement passé ne correspond parfaitement aux projections futures en termes de perturbation de l'équilibre de la chimie du carbonate océanique - une conséquence de la rapidité sans précédent de la libération de CO(2) qui a lieu actuellement.

@article{doi101126science1208277,
    author = "Hönisch, Bärbel et Ridgwell, Andy et Schmidt, Daniela N. et Thomas, Ellen et Gibbs, Samantha J. et Sluijs, Appy et Zeebe, Richard E. et Kump, Lee R. et Martindale, Rowan C. et Greene, Sarah E. et Kiessling, Wolfgang et Ries, Justin B. et Zachos, James C. et Royer, Dana L. et Barker, S. et Marchitto, Thomas M. et Moyer, Ryan P. et Pelejero, Carles et Ziveri, Patrizia et Foster, Gavin L. et Williams, B.",
    title = "The Geological Record of Ocean Acidification",
    year = "2012",
    journal = "Science",
    abstract = "L'acidification des océans peut avoir des conséquences graves pour les écosystèmes marins ; cependant, évaluer son impact futur est difficile car les expériences en laboratoire et les observations sur le terrain sont limitées par leur complexité écologique réduite et leur période d'échantillonnage, respectivement. En revanche, le registre géologique contient des preuves à long terme d'une variété de perturbations environnementales mondiales, y compris l'acidification des océans et leurs réponses biotiques associées. Nous passons en revue des événements présentant des preuves d'une augmentation du CO(2) atmosphérique, du réchauffement climatique et de l'acidification des océans au cours des derniers \textasciitilde 300 millions d'années de l'histoire de la Terre, certains avec une extinction ou un turnover évolutif concomitants parmi les calcificateurs marins. Bien que des similitudes existent, aucun événement passé ne correspond parfaitement aux projections futures en termes de perturbation de l'équilibre de la chimie du carbonate océanique - une conséquence de la rapidité sans précédent de la libération de CO(2) qui a lieu actuellement.",
    url = "https://doi.org/10.1126/science.1208277",
    doi = "10.1126/science.1208277",
    openalex = "W2147331520",
    references = "doi101007978366206278418, doi1010160031018294902518, doi101016jpalaeo200508011, doi101016s0012825200000374, doi101016s0031018298000170, doi1010292001pa000623, doi1010292004gb002247, doi1010292009gc002788, doi101038353225a0, doi101126science1133822, doi101126science1177265, doi101126science1213454, doi101126science29255252310, doi101130g322301, doi101130spe369, doi101146annurevecolsys35021103105715, doi102475ajs2914377"
}

Résumé Les astéroïdes et comètes proches de la Terre, collectivement appelés objets proches de la Terre (OPE), représentent une vaste population de corps planétaires mineurs dont les orbites se situent principalement dans la zone comprise entre Vénus et Mars. De nombreux objets de ce type traversent l'orbite de la Terre, offrant un accès relativement facile depuis la Terre pour des missions d'échantillonnage et d'exploration habitées ou robotiques, avec des besoins en propulsion inférieurs à ceux des voyages vers la Lune ou vers Mars. Ce chapitre présente une revue des OPE dans le contexte du soutien, par l'utilisation des ressources in situ, à un programme actif et en expansion d'exploration spatiale et de développement des ressources, capable de devenir autofinancé et de soutenir un programme d'expansion à l'échelle du système solaire. Les compositions des OPE varient des astéroïdes hautement métalliques composés principalement de fer, de nickel et de cobalt aux objets ressemblant à des comètes composés de glace d'eau et de gaz de diverses compositions. Les OPE sont les objets les plus facilement accessibles dans l'espace proche de la Terre, et ils sont nombreux. Au janvier 2011, un total de 7872 OPE avaient été identifiés. Le nombre d'OPE dont le diamètre est supérieur à 1 km (&gt;0,6 mi) a atteint 1269 en juin 2012. De plus, 1176 ont été identifiés comme des impacteurs terrestres potentiellement dangereux par le programme Objets proches de la Terre de la National Aeronautics and Space Administration, s'approchant de la Terre à moins de 0,05 unité astronomique ou environ 7 480 000 km (4 647 860 mi). La valeur des OPE pour l'exploration spatiale peut largement dépasser les informations scientifiques immédiates qu'ils fournissent sur l'origine de la vie : les OPE ont le potentiel de fournir du carburant pour les fusées ; de l'oxygène et des matériaux de soutien vital pour les explorateurs ; des matériaux et métaux précieux pour la construction dans l'espace ; et des matériaux critiques, stratégiques et hautement précieux pour la Terre. La glace d'eau dérivée des comètes d'OPE éteintes ou des astéroïdes riches en eau peut être raffinée pour fournir de l'oxygène liquide et de l'hydrogène liquide pour le carburant des fusées et l'oxygène nécessaire au soutien vital. Les chondrites carbonées contiennent des composés semblables au kérogène qui peuvent soutenir la vaste chimie du carbone développée pour notre industrie pétrolière, et les astéroïdes métalliques contiennent des éléments du groupe du platine et des terres rares qui ont été évalués de manière conservatrice à des centaines de milliards de dollars, voire des billions de dollars, s'ils étaient mis à disposition sur les marchés terrestres. Ces ressources sont accessibles en utilisant des fusées et des propulseurs existants, mais ces systèmes et technologies existants sont presque 50 ans hors d'âge. Les programmes actifs d'exploration spatiale et de développement nécessitent des fusées nucléaires hautement efficaces et des systèmes d'énergie nucléaire spatiaux pour réduire les coûts de lancement à des nombres économiquement tolérables et pour fournir la capacité de levage lourd et des moteurs de fusée hautement efficaces pour la santé et la sécurité de l'équipage et des missions de durée minimale. Une fois que les lancements de vol sont hors de l'atmosphère terrestre, les OPE peuvent fournir des ressources presque illimitées pour une exploration ultérieure.

@incollection{doi10130613361574m1013543,
    author = "Cutright, Bruce L.",
    title = "Les astéroïdes proches de la Terre sur la voie vers l'avenir spatial de la Terre",
    year = "2013",
    booktitle = "American Association of Petroleum Geologists eBooks",
    abstract = "Abstract Les astéroïdes et comètes proches de la Terre, collectivement les objets proches de la Terre (OPE), représentent une grande population de corps planétaires mineurs dont les orbites se situent principalement dans la zone entre Vénus et Mars. De nombreux objets de ce type traversent l'orbite de la Terre, offrant un accès relativement facile depuis la Terre pour des missions d'échantillonnage et d'exploration habitées ou robotiques, avec des exigences de propulsion moindres que pour des voyages vers la Lune ou vers Mars. Ce chapitre fournit un examen des OPE dans le contexte de la mise en œuvre d'un programme actif et en expansion d'exploration spatiale et de développement de ressources, capable de devenir autofinancé et de soutenir un programme d'expansion à l'échelle du système solaire, grâce à l'utilisation de ressources in situ. Les compositions des OPE varient des astéroïdes hautement métalliques composés principalement de fer, de nickel et de cobalt, jusqu'aux objets ressemblant à des comètes composés de glace d'eau et de gaz de diverses compositions. Les OPE sont les objets les plus facilement accessibles dans l'espace proche de la Terre, et ils sont nombreux. Au janvier 2011, un total de 7872 OPE avaient été identifiés. Le nombre d'OPE dont le diamètre est supérieur à 1 km (>0,6 mi) a atteint 1269 en juin 2012. De plus, 1176 ont été identifiés comme des impacteurs potentiellement dangereux pour la Terre par le programme des objets proches de la Terre de la National Aeronautics and Space Administration, s'approchant de la Terre à moins de 0,05 unité astronomique ou environ 7 480 000 km (4 647 860 mi). La valeur des OPE pour l'exploration spatiale peut largement dépasser les informations scientifiques immédiates qu'ils fournissent sur l'origine du système solaire : les OPE ont le potentiel de fournir du carburant pour les fusées ; de l'oxygène et des matériaux de soutien à la vie pour les explorateurs ; des matériaux et métaux précieux pour la construction dans l'espace ; et des matériaux critiques, stratégiques et très précieux pour la Terre. La glace d'eau dérivée des comètes d'OPE éteintes ou des astéroïdes riches en eau peut être raffinée pour fournir de l'oxygène liquide et de l'hydrogène liquide pour le carburant des fusées et l'oxygène nécessaire au soutien à la vie. Les chondrites carbonées contiennent des composés semblables au kérogène qui peuvent soutenir la vaste chimie du carbone développée pour notre industrie pétrolière, et les astéroïdes métalliques contiennent des éléments du groupe du platine et des terres rares qui ont été évalués de manière conservatrice à des centaines de milliards de dollars, voire des trillions de dollars, s'ils étaient mis à disposition sur les marchés terrestres. Ces ressources sont accessibles en utilisant des fusées et des propulseurs existants, mais ces systèmes et technologies existants sont presque 50 ans en retard. Les programmes actifs d'exploration spatiale et de développement nécessitent des fusées nucléaires hautement efficaces et des systèmes d'énergie nucléaire spatiaux pour réduire les coûts de lancement à des nombres économiquement tolérables et pour fournir la capacité de levage lourd et des moteurs de fusée hautement efficaces pour la santé et la sécurité de l'équipage et des missions de durée minimale. Une fois que les lancements de vol sont hors de l'atmosphère de la Terre, les OPE peuvent fournir des ressources presque illimitées pour une exploration ultérieure.",
    url = "https://doi.org/10.1306/13361574m1013543",
    doi = "10.1306/13361574m1013543",
    openalex = "W2197711792",
    references = "doi102514620096489"
}

L'extinction de masse du Permien supérieur a été la perte la plus sévère de la biote marine et terrestre au cours des derniers 542 My. La compréhension de sa cause et des contrôles des dynamiques d'extinction/récupération dépend d'un modèle d'âge précis et exact. Les dates U-Pb de zircons pour cinq lits de cendres volcaniques provenant de la Section et Point de Stratotype Mondial pour la limite Permien-Trias à Meishan, en Chine, définissent un modèle d'âge pour l'extinction et permettent d'explorer les liens entre perturbation environnementale globale, perturbation du cycle du carbone, extinction de masse et récupération à des échelles de temps millénaires. L'extinction s'est produite entre 251,941 ± 0,037 et 251,880 ± 0,031 Ma, un intervalle de 60 ± 48 ka. Le début d'une réorganisation majeure du cycle du carbone précède immédiatement l'initiation de l'extinction et est ponctué par une pointe négative courte et vive (3‰) dans la composition isotopique du carbone carbonaté. La volatilité du cycle du carbone persiste pendant ∼500 ka avant un retour vers des valeurs proches de celles pré-extinction. Une résolution du niveau décamilennaire à millénaire de l'extinction de masse et de ses suites permettra une évaluation affinée des rôles relatifs des processus dépendants du taux contribuant à l'extinction, permettant une compréhension de l'expansion de l'écosystème post-extinction, et établira un point temporel exact pour évaluer la plausibilité des mécanismes de déclenchement et de mort.

@article{doi101073pnas1317692111,
    author = "Burgess, Seth D. et Bowring, Samuel A. et Shen, Shu‐zhong",
    title = "Chronologie à haute précision de l'extinction la plus sévère de la Terre",
    year = "2014",
    journal = "Proceedings of the National Academy of Sciences",
    abstract = "L'extinction de masse du Permien supérieur a été la perte la plus sévère de la biote marine et terrestre au cours des derniers 542 My. La compréhension de sa cause et des contrôles des dynamiques d'extinction/récupération dépend d'un modèle d'âge précis et exact. Les dates U-Pb de zircons pour cinq lits de cendres volcaniques provenant de la Section et Point de Stratotype Mondial pour la limite Permien-Trias à Meishan, en Chine, définissent un modèle d'âge pour l'extinction et permettent d'explorer les liens entre perturbation environnementale globale, perturbation du cycle du carbone, extinction de masse et récupération à des échelles de temps millénaires. L'extinction s'est produite entre 251,941 ± 0,037 et 251,880 ± 0,031 Ma, un intervalle de 60 ± 48 ka. Le début d'une réorganisation majeure du cycle du carbone précède immédiatement l'initiation de l'extinction et est ponctué par une pointe négative courte et vive (3‰) dans la composition isotopique du carbone carbonaté. La volatilité du cycle du carbone persiste pendant ∼500 ka avant un retour vers des valeurs proches de celles pré-extinction. Une résolution du niveau décamilennaire à millénaire de l'extinction de masse et de ses suites permettra une évaluation affinée des rôles relatifs des processus dépendants du taux contribuant à l'extinction, permettant une compréhension de l'expansion de l'écosystème post-extinction, et établira un point temporel exact pour évaluer la plausibilité des mécanismes de déclenchement et de mort.",
    url = "https://doi.org/10.1073/pnas.1317692111",
    doi = "10.1073/pnas.1317692111",
    openalex = "W2109960660",
    references = "doi101016jchemgeo200503011, doi101038nature06588, doi101038ngeo1475, doi101038ngeo1649, doi101126science1097023, doi101126science1101012, doi101126science1177265, doi101126science1213454, doi101126science1234204, doi101126science27252651155, doi101130g327071, doi101146annurevearth042711105329, doi101146annurevecolsys35021103105715, doi105860choice435903"
}

Les dinosaures non aviens ont disparu il y a 66 millions d'années, coïncidant géologiquement avec l'impact d'un grand bolide (comète ou astéroïde) durant une période d'éruptions volcaniques massives et de changements de température et de niveau de la mer. Il y a longtemps qu'il existe un débat passionné sur la manière dont ces événements ont affecté les dinosaures. Nous passons en revue une abondance de nouvelles données accumulées au cours des deux dernières décennies, fournis des analyses actualisées et novatrices des tendances de la diversité des dinosaures à long terme durant le Crétacé supérieur, et discutons d'un consensus émergent sur le rythme et les causes de l'extinction. Peu de soutien existe pour un déclin global et à long terme de la diversité des dinosaures non aviens avant leur extinction à la fin du Crétacé. Cependant, la restructuration des faunes de dinosaures du Crétacé supérieur en Amérique du Nord a conduit à une réduction de la diversité des herbivores à gros corps, rendant peut-être les communautés plus susceptibles à des extinctions en cascade. La brusquerie de l'extinction des dinosaures suggère un rôle clé pour l'impact du bolide, bien que la grossièreté du registre fossile rende difficile la test des effets du volcanisme du Décan.

@article{doi101111brv12128,
    author = "Brusatte, Stephen L. et Butler, Richard J. et Barrett, Paul M. et Carrano, Matthew T. et Evans, David C. et Lloyd, Graeme T. et Mannion, Philip D. et Norell, Mark A. et Peppe, Daniel J. et Upchurch, Paul et Williamson, Thomas E.",
    title = "The extinction of the dinosaurs",
    year = "2014",
    journal = "Biological reviews/Biological reviews de la Cambridge Philosophical Society",
    abstract = "Les dinosaures non aviens ont disparu il y a 66 millions d'années, coïncidant géologiquement avec l'impact d'un grand bolide (comète ou astéroïde) durant une période d'éruptions volcaniques massives et de changements de température et de niveau de la mer. Il y a longtemps qu'il existe un débat passionné sur la manière dont ces événements ont affecté les dinosaures. Nous passons en revue une abondance de nouvelles données accumulées au cours des deux dernières décennies, fournis des analyses actualisées et novatrices des tendances de la diversité des dinosaures à long terme durant le Crétacé supérieur, et discutons d'un consensus émergent sur le rythme et les causes de l'extinction. Peu de soutien existe pour un déclin global et à long terme de la diversité des dinosaures non aviens avant leur extinction à la fin du Crétacé. Cependant, la restructuration des faunes de dinosaures du Crétacé supérieur en Amérique du Nord a conduit à une réduction de la diversité des herbivores à gros corps, rendant peut-être les communautés plus susceptibles à des extinctions en cascade. La brusquerie de l'extinction des dinosaures suggère un rôle clé pour l'impact du bolide, bien que la grossièreté du registre fossile rende difficile la test des effets du volcanisme du Décan.",
    url = "https://doi.org/10.1111/brv.12128",
    doi = "10.1111/brv.12128",
    openalex = "W1515034626",
    references = "alvarez1980extraterrestrial, doi101007s0011400804990, doi101007s1091400569434, doi101016jpalaeo200702037, doi101016jpalaeo200909018, doi101016jpalaeo201206024, doi101016jpalaeo201206027, doi101016s0012825200000374, doi101016s1631071303000063, doi101038ncomms1815, doi101073pnas1211526110, doi101080027246342010483632, doi101126science1116412, doi101126science1156963, doi101126science1177265, doi101126science28454232137, doi1011300091761319910190867ccapct23co2, doi1011300091761320020300123dsproe20co2, doi101139cjes20120185, doi101371journalpone0016574, doi101371journalpone0025186, doi101371journalpone0072579, doi1015259780520941434, doi10166612041, doi102475ajss32313381, horner2011dinosaur, lofgren1990reworking, openalexw2183707334, sloan1986gradual"
}

Les procédures introduites ici permettent, premièrement, de montrer que l'extinction de fond (morcelée) est enregistrée tout au long des stages et sous-stages géologiques (toutes les extinctions n'ont pas eu lieu soudainement à la fin de tels intervalles) ; deuxièmement, de séparer l'extinction de fond de l'extinction de masse pour une crise majeure dans l'histoire de la Terre ; et troisièmement, de corriger le regroupement des extinctions lors de l'utilisation de la méthode de raréfaction pour estimer le pourcentage d'espèces perdues dans une extinction de masse. Présentées ici également, une méthode pour estimer l'ampleur de l'effet Signor-Lipps, qui est l'attribution incorrecte d'extinctions survenues durant une crise à un intervalle précédant la crise en raison de l'incomplétude du registre fossile. Les estimations des ampleurs des extinctions de masse présentées ici sont, dans la plupart des cas, inférieures à celles précédemment publiées. Elles indiquent que seulement ∼81 % des espèces marines ont disparu lors de la grande crise permienne terminale, alors que des niveaux de 90-96 % ont fréquemment été cités dans la littérature. Les calculs de ces derniers chiffres étaient incorrectement basés sur des données combinées pour les extinctions de masse du Permien moyen et du Permien tardif. Environ 90 ordres et plus de 220 familles d'animaux marins ont survécu à la crise permienne terminale, et ils incarnaient une énorme quantité de diversité morphologique, physiologique et écologique. La vie n'a pas presque disparu à la fin du Permien, comme il a souvent été affirmé.

@article{doi101073pnas1613094113,
    author = "Stanley, Steven M.",
    title = "Estimations des ampleurs des grandes extinctions de masse marines dans l'histoire de la Terre",
    year = "2016",
    journal = "Proceedings of the National Academy of Sciences",
    abstract = "Les procédures introduites ici permettent, premièrement, de montrer que l'extinction de fond (morcelée) est enregistrée tout au long des stages et sous-stages géologiques (toutes les extinctions n'ont pas eu lieu soudainement à la fin de tels intervalles) ; deuxièmement, de séparer l'extinction de fond de l'extinction de masse pour une crise majeure dans l'histoire de la Terre ; et troisièmement, de corriger le regroupement des extinctions lors de l'utilisation de la méthode de raréfaction pour estimer le pourcentage d'espèces perdues dans une extinction de masse. Présentées ici également, une méthode pour estimer l'ampleur de l'effet Signor-Lipps, qui est l'attribution incorrecte d'extinctions survenues durant une crise à un intervalle précédant la crise en raison de l'incomplétude du registre fossile. Les estimations des ampleurs des extinctions de masse présentées ici sont, dans la plupart des cas, inférieures à celles précédemment publiées. Elles indiquent que seulement ∼81\% des espèces marines ont disparu lors de la grande crise permienne terminale, alors que des niveaux de 90-96\% ont fréquemment été cités dans la littérature. Les calculs de ces derniers chiffres étaient incorrectement basés sur des données combinées pour les extinctions de masse du Permien moyen et du Permien tardif. Environ 90 ordres et plus de 220 familles d'animaux marins ont survécu à la crise permienne terminale, et ils incarnaient une énorme quantité de diversité morphologique, physiologique et écologique. La vie n'a pas presque disparu à la fin du Permien, comme il a souvent été affirmé.",
    url = "https://doi.org/10.1073/pnas.1613094113",
    doi = "10.1073/pnas.1613094113",
    openalex = "W2529501031",
    references = "doi101002gj1090, doi101007978364270831215, doi101016s001282520000026x, doi101016s0012825203000825, doi101017s0094837300013178, doi101130g211551, doi101146annurevearth33092203122654, doi1016660094837320050310006poaeit20co2, doi105860choice435903"
}

Dans le cadre du projet EURONEAR, presque 70 000 images Suprime‐Cam en mosaïque prises entre 1999 et 2013 ont été analysées par fouille de données pour environ 9 800 astéroïdes à proximité de la Terre (NEAs) connus en mai 2013. En utilisant notre serveur PRECOVERY et le nouvel outil Find Subaru CCD, nous avons examiné 4 186 images candidates CCD pouvant contenir 518 NEAs. Nous avons découvert 113 NEAs aussi faibles que V <25 magnitude, leurs positions ayant été mesurées dans 589 images à l'aide d'Astrometrica, puis signalées au Centre des planètes mineures. Parmi eux, 18 objets représentent des rencontres d'astéroïdes à opposition précédemment uniques, leurs arcs orbitaux ayant été prolongés jusqu'à 10 ans. Dans la seconde partie de ce travail, nous avons recherché des NEAs inconnus dans 78 séquences (780 champs CCD) de 4 à 5 images en mosaïque sélectionnées dans le même archive Suprime‐Cam et totalisant 16,6 deg 2, dans le but d'évaluer la distribution des NEAs faibles observable avec une enquête de classe 8‐m. Un total de 2 018 objets mobiles ont été mesurés, parmi lesquels nous avons identifié 18 meilleurs candidats NEA. En utilisant le filtre R c dans de bonnes conditions météorologiques, principalement en temps sombre et des directions célestes légèrement biaisées vers l'écliptique, au moins un NEA pourrait être découvert dans chaque 1 deg 2 exploré.

@article{doi101002asna201713296,
    author = "Văduvescu, O. et Conovici, Matei et Popescu, Marcel et Şonka, A. et Paraschiv, Alin Rǎzvan et Lacatus, D. A. et Tudorica, A. et Hudin, L. et Curelaru, Lucian et Inceu, V. et Zavoianu, D. et Cornea, R. et Toma, R. et Asher, D. J. et Hadnett, J. et Cheallaigh, L. Ó",
    title = "Data mining of near‐Earth asteroids in the Subaru Suprime‐Cam archive",
    year = "2017",
    journal = "Astronomische Nachrichten",
    abstract = "Dans le cadre du projet EURONEAR, presque 70 000 images Suprime‐Cam en mosaïque prises entre 1999 et 2013 ont été analysées par fouille de données pour environ 9 800 astéroïdes à proximité de la Terre (NEAs) connus en mai 2013. En utilisant notre serveur PRECOVERY et le nouvel outil Find Subaru CCD, nous avons examiné 4 186 images candidates CCD pouvant contenir 518 NEAs. Nous avons découvert 113 NEAs aussi faibles que V <25 magnitude, leurs positions ayant été mesurées dans 589 images à l'aide d'Astrometrica, puis signalées au Centre des planètes mineures. Parmi eux, 18 objets représentent des rencontres d'astéroïdes à opposition précédemment uniques, leurs arcs orbitaux ayant été prolongés jusqu'à 10 ans. Dans la seconde partie de ce travail, nous avons recherché des NEAs inconnus dans 78 séquences (780 champs CCD) de 4 à 5 images en mosaïque sélectionnées dans le même archive Suprime‐Cam et totalisant 16,6 deg 2, dans le but d'évaluer la distribution des NEAs faibles observable avec une enquête de classe 8‐m. Un total de 2 018 objets mobiles ont été mesurés, parmi lesquels nous avons identifié 18 meilleurs candidats NEA. En utilisant le filtre R c dans de bonnes conditions météorologiques, principalement en temps sombre et des directions célestes légèrement biaisées vers l'écliptique, au moins un NEA pourrait être découvert dans chaque 1 deg 2 exploré.",
    url = "https://doi.org/10.1002/asna.201713296",
    doi = "10.1002/asna.201713296",
    openalex = "W2606450461",
    references = "doi101016jpss201306026"
}

Contexte. Les astéroïdes à opposition unique proches de la Terre (NEAs) augmentent en nombre, et ils doivent être récupérés pour prévenir la perte et le risque de non-correspondance, et pour améliorer leurs orbites, car ils sont susceptibles d'être trop faibles pour être détectés lors d'enquêtes peu profondes lors des apparitions futures. Objectifs. Nous visions à récupérer plus de la moitié des NEAs à opposition unique recommandées pour les observations par le Centre des Planètes Mineures (MPC) en utilisant le télescope Isaac Newton (INT) en mode soft-override et certaines fractions des nuits D disponibles. Pendant environ 130 h au total entre 2013 et 2016, nous avons ciblé 368 NEAs, parmi lesquels 56 astéroïdes potentiellement dangereux (PHAs), observant 437 champs de la Wide Field Camera (WFC) de l'INT et récupérant 280 NEAs (76 % de tous les cibles). Méthodes. En mobilisant une équipe centrale d'environ dix étudiants et amateurs, nous avons utilisé les logiciels THELI, Astrometrica et Find_Orb pour identifier tous les objets mobiles en utilisant la méthode de clignotement et de suivi-par-stacking pour les cibles les plus faibles et en traçant l'ellipse d'incertitude de position depuis NEODyS. Résultats. La plupart des cibles et des objets récupérés avaient des magnitudes apparentes centrées autour de V ~ 22,8 mag, certaines devenant aussi faibles que V ~ 24 mag. Cent trois objets (représentant 28 % de tous les cibles) ont été récupérés par EURONEAR seul d'août 2017. Les arcs orbitaux ont été prolongés typiquement de quelques semaines à quelques années ; nos récupérations les plus anciennes atteignent 16 ans. Les résidus O−C pour nos 1854 positions astrométriques de NEA montrent que la plupart des mesures se regroupent étroitement autour de l'origine. En plus des NEAs récupérés, 22 000 positions d'environ 3500 planètes mineures connues et une autre 10 000 observations d'environ 1500 objets inconnus (principalement des objets de la ceinture principale) ont été rapidement signalées au MPC par notre équipe. Quatre nouveaux NEAs ont été découverts fortuitement dans les champs analysés et ont été rapidement sécurisés avec l'INT et d'autres télescopes, tandis que deux autres NEAs ont été perdus en raison d'un mouvement extrêmement rapide et d'un manque de temps de suivi rapide. Ils augmentent le comptage à neuf NEAs découverts par EURONEAR en 2014 et 2015. Conclusions. Les projets ciblés pour récupérer les NEAs à opposition unique sont efficaces en accès override, en particulier en utilisant au moins des télescopes de champ de classe deux mètres et de préférence plus grands, situés dans de bons sites, qui semblent encore plus efficaces que les enquêtes existantes.

@article{doi10105100046361201731844,
    author = "Văduvescu, O. et al.",
    title = "280 astéroïdes proches de la Terre à opposition unique récupérés par EURONEAR avec le télescope Isaac Newton",
    year = "2017",
    journal = "Astronomie et Astrophysique",
    abstract = "Contexte. Les astéroïdes proches de la Terre (NEA) à opposition unique augmentent en nombre et doivent être récupérés pour éviter la perte et le risque d'incohérence, et améliorer leurs orbites, car ils sont susceptibles d'être trop faibles pour être détectés lors de futures apparitions dans des relevés peu profonds. Objectifs. Nous avons visé à récupérer plus de la moitié des NEA à opposition unique recommandés pour les observations par le Centre des Planètes Mineures (MPC) en utilisant le télescope Isaac Newton (INT) en mode soft-override et certaines fractions des nuits D disponibles. Pendant environ 130 heures au total entre 2013 et 2016, nous avons ciblé 368 NEA, parmi lesquels 56 astéroïdes potentiellement dangereux (APD), observant 437 champs du Wide Field Camera (WFC) de l'INT et récupérant 280 NEA (76 % de tous les cibles). Méthodes. En mobilisant une équipe centrale d'environ dix étudiants et amateurs, nous avons utilisé les logiciels THELI, Astrometrica et Find\_Orb pour identifier tous les objets mobiles en utilisant la méthode de clignotement et de traçage et empilement pour les cibles les plus faibles et en traçant l'ellipse d'incertitude de position depuis NEODyS. Résultats. La plupart des cibles et des objets récupérés avaient des magnitudes apparentes centrées autour de V \textasciitilde\ 22,8 mag, certaines devenant aussi faibles que V \textasciitilde\ 24 mag. Cent trois objets (représentant 28 % de tous les cibles) ont été récupérés par EURONEAR seul d'août 2017. Les arcs orbitaux ont été prolongés typiquement de quelques semaines à quelques années ; nos récupérations les plus anciennes atteignent 16 ans. Les résidus O−C pour nos 1854 positions astrométriques de NEA montrent que la plupart des mesures se regroupent étroitement autour de l'origine. En plus des NEA récupérés, 22 000 positions d'environ 3500 planètes mineures connues et 10 000 autres observations d'environ 1500 objets inconnus (principalement des objets de la ceinture principale) ont été rapidement rapportés au MPC par notre équipe. Quatre nouveaux NEA ont été découverts fortuitement dans les champs analysés et ont été rapidement sécurisés avec l'INT et d'autres télescopes, tandis que deux autres NEA ont été perdus en raison d'un mouvement extrêmement rapide et d'un manque de temps de suivi rapide. Ils augmentent le comptage à neuf NEA découverts par EURONEAR en 2014 et 2015. Conclusions. Les projets ciblés pour récupérer les NEA à opposition unique sont efficaces en accès override, en particulier en utilisant au moins des télescopes de champ de classe deux mètres ou plus, situés dans de bons sites, qui semblent encore plus efficaces que les relevés existants.",
    url = "https://doi.org/10.1051/0004-6361/201731844",
    doi = "10.1051/0004-6361/201731844",
    openalex = "W2765224421",
    references = "doi101016jpss201306026"
}

@incollection{crossref2018comets,
    title = "Comètes et astéroïdes sur Terre",
    year = "2018",
    booktitle = "RATTRAPER LA POUSSIÈRE ÉTOILÉE",
    url = "https://doi.org/10.5040/9781472944023.0007",
    doi = "10.5040/9781472944023.0007",
    openalex = "W4241151238"
}

Les distributions de magnitude absolue et d'orbite débiaisées, ainsi que les régions sources pour les objets proches de la Terre (NEOs), fournissent un cadre de référence fondamental pour l'étude des NEOs individuels et des questions plus complexes au niveau des populations. Nous présentons un nouveau modèle à quatre dimensions de la population de NEOs qui décrit les distributions d'état stationnaire débiaisées de l'axe semi-majeur, de l'excentricité, de l'inclinaison et de la magnitude absolue H dans la plage 17 < H < 25. L'approche de modélisation améliore la méthodologie initialement développée par Bottke et al. (2000, Science 288, 2190–2194) en ce qu'elle est, par exemple, basée sur des distributions d'orbite plus réalistes et utilise des distributions de magnitude absolue spécifiques aux sources qui permettent une pente de loi de puissance qui varie avec H. Nous divisons la ceinture principale d'astéroïdes en six itinéraires d'entrée ou régions (ER) différents vers la région des NEOs : les complexes de résonance ν6, 3:1J, 5:2J et 2:1J, ainsi que les Hungarias et Phocaeas. De plus, nous incluons les comètes de la famille de Jupiter comme source cométaire principale des NEOs. Nous calibrons le modèle contre les détections de NEOs par les stations 703 et G96 des Catalina Sky Surveys entre 2005 et 2012, et nous utilisons la nature complémentaire de ces deux systèmes pour quantifier les incertitudes systématiques associées au modèle résultant. Nous constatons que les distributions de H (ajustées) présentent des différences significatives, bien que la plupart d'entre elles montrent une pente de loi de puissance minimale à H ∼ 20. En conséquence des différences entre les distributions de H spécifiques aux ER, nous constatons des variations significatives, par exemple, dans la distribution d'orbite des NEOs, la durée de vie moyenne et la contribution relative des différents ER en fonction de H. Les ER les plus importants sont les complexes de résonance ν6 et 3:1J, les comètes de la famille de Jupiter (JFC) contribuant en moyenne quelques pourcents des NEOs. Une contribution significative du groupe des Hungarias entraîne des changements notables par rapport aux prédictions de Bottke et al., par exemple, dans la distribution d'orbite et la durée de vie moyenne des NEOs. Nous prédisons qu'il existe 962−56+52 (802−42+48×103) NEOs avec H < 17,75 (H < 25) et ces chiffres sont en accord avec les estimations les plus récentes trouvées dans la littérature (les estimations d'incertitude ne tiennent compte que du composant aléatoire). Sur la base de notre modèle, nous constatons que les parts relatives entre les différents groupes de NEOs (Amor, Apollo, Aten, Atira, Vatira) sont (39,4, 54,4, 3,5, 1,2, 0,3) %, respectivement, pour la plage de H considérée, et que ces rapports ont une dépendance négligeable par rapport à H. Enfin, nous constatons un accord entre notre estimation du taux d'impacts sur la Terre par les NEOs et les estimations récentes dans la littérature, mais il subsiste une différence potentiellement significative dans la fréquence des impacts de la taille de Tunguska et de Chelyabinsk.

@article{doi101016jicarus201804018,
    author = "Granvik, Mikael et Morbidelli, Alessandro et Jedicke, Robert et Bolin, Bryce et Bottke, W. F. et Beshore, E. C. et Vokrouhlický, David et Nesvorný, David et Michel, Patrick",
    title = "Distributions de magnitude absolue et d'orbite débiaisées pour les objets proches de la Terre",
    year = "2018",
    journal = "Icarus",
    abstract = "Les distributions de magnitude absolue et d'orbite débiaisées, ainsi que les régions sources pour les objets proches de la Terre (NEOs), fournissent un cadre de référence fondamental pour l'étude des NEOs individuels et de questions plus complexes au niveau des populations. Nous présentons un nouveau modèle à quatre dimensions de la population des NEOs qui décrit les distributions stationnaires débiaisées de l'axe semi-majeur, de l'excentricité, de l'inclinaison et de la magnitude absolue H dans la plage 17 < H < 25. L'approche de modélisation améliore la méthodologie initialement développée par Bottke et al. (2000, Science 288, 2190–2194) en ce qu'elle est, par exemple, basée sur des distributions d'orbite plus réalistes et utilise des distributions de magnitude absolue spécifiques aux sources qui permettent une pente de loi de puissance qui varie avec H. Nous divisons la ceinture principale d'astéroïdes en six itinéraires d'entrée ou régions (ER) différents vers la région des NEOs : les complexes de résonance ν6, 3:1J, 5:2J et 2:1J, ainsi que les Hungarias et les Phocaeas. De plus, nous incluons les comètes de la famille de Jupiter comme source cométaire principale des NEOs. Nous calibrons le modèle contre les détections de NEOs par les stations 703 et G96 des Catalina Sky Surveys entre 2005 et 2012, et nous utilisons la nature complémentaire de ces deux systèmes pour quantifier les incertitudes systématiques associées au modèle résultant. Nous constatons que les distributions de H (ajustées) présentent des différences significatives, bien que la plupart d'entre elles montrent une pente de loi de puissance minimale à H ∼ 20. En conséquence des différences entre les distributions de H spécifiques aux ER, nous trouvons des variations significatives, par exemple, dans la distribution d'orbite des NEOs, la durée de vie moyenne et la contribution relative des différents ER en fonction de H. Les ER les plus importants sont les complexes de résonance ν6 et 3:1J, les comètes de la famille de Jupiter (JFC) contribuant en moyenne quelques pourcents des NEOs. Une contribution significative du groupe Hungaria entraîne des changements notables par rapport aux prédictions de Bottke et al., par exemple, dans la distribution d'orbite et la durée de vie moyenne des NEOs. Nous prédisons qu'il existe 962−56+52 (802−42+48×103) NEOs avec H < 17,75 (H < 25) et ces chiffres sont en accord avec les estimations les plus récentes trouvées dans la littérature (les estimations d'incertitude ne tiennent compte que du composant aléatoire). Sur la base de notre modèle, nous trouvons que les parts relatives entre les différents groupes de NEOs (Amor, Apollo, Aten, Atira, Vatira) sont (39,4, 54,4, 3,5, 1,2, 0,3)\%, respectivement, pour la plage de H considérée, et que ces rapports ont une dépendance négligeable sur H. Enfin, nous trouvons un accord entre notre estimation du taux d'impacts de la Terre par les NEOs et les estimations récentes dans la littérature, mais il subsiste une différence potentiellement significative dans la fréquence des impacts de la taille de Tchoungouska et de Tcheliabinsk.",
    url = "https://doi.org/10.1016/j.icarus.2018.04.018",
    doi = "10.1016/j.icarus.2018.04.018",
    openalex = "W2798470423",
    references = "doi101038nature12741, doi101126science28854742190"
}

La diversification aviaire a été influencée par les changements climatiques mondiaux, les mouvements tectoniques des plaques et les événements d'extinction de masse. Cependant, l'impact de ces facteurs sur la diversification des passereaux hyperdiversifiés (passerines) reste incertain en raison de relations familiales non résolues et d'un calendrier incertain des événements de scission entre lignées. Nous avons analysé des données ADN provenant de 4 060 loci nucléaires et de 137 familles de passereaux en utilisant des approches de concaténation et de coalescence pour inférer une hypothèse phylogénétique complète clarifiant les relations entre toutes les familles de passereaux. Ensuite, nous avons calibré cette phylogénie en utilisant 13 fossiles pour examiner les effets d'événements différents de l'histoire de la Terre sur le calendrier et le taux de diversification des passereaux. Nos analyses concilient la diversification des passereaux avec les registres fossiles et géologiques ; suggèrent que les passereaux sont originaires du continent australien ∼47 Ma ; et montrent que la dispersion et la diversification ultérieures des passereaux ont été affectées par plusieurs événements climatologiques et géologiques, tels que la glaciation oligocène et l'inondation du continent néo-zélandais. Bien que les taux de diversification des passereaux aient fluctué tout au long du Cénozoïque, nous ne trouvons aucun lien entre le taux de diversification des passereaux et la température mondiale du Cénozoïque, et nos analyses montrent que les augmentations du taux de diversification des passereaux que nous observons sont déconnectées de la colonisation de nouveaux continents. Ensemble, ces résultats suggèrent des mécanismes plus complexes que le changement de température ou l'opportunité écologique n'ont contrôlé les modèles macro-échelle de la spéciation des passereaux.

@article{doi101073pnas1813206116,
    author = "Oliveros, Carl H. et Field, Daniel J. et Ksepka, Daniel T. et Barker, F. Keith et Aleixo, Alexandre Luis Padovan et Andersen, Michael J. et Alström, Per et Benz, Brett W. et Braun, Edward L. et Braun, Michael J. et Bravo, Gustavo A. et Brumfield, Robb T. et Chesser, R. Terry et Claramunt, Santiago et Cracraft, Joël et Cuervo, Andrés M. et Derryberry, Elizabeth P. et Glenn, Travis C. et Harvey, Michael et Hosner, Peter A. et Joseph, Leo et Kimball, Rebecca T. et Mack, Andrew L. et Miskelly, Colin M. et Peterson, A. Townsend et Robbins, Mark B. et Sheldon, Frederick H. et Silveira, Luís Fábio et Smith, Brian Tilston et White, Noor D. et Moyle, Robert G. et Faircloth, Brant C.",
    title = "Earth history and the passerine superradiation",
    year = "2019",
    journal = "Proceedings of the National Academy of Sciences",
    abstract = "La diversification aviaire a été influencée par les changements climatiques mondiaux, les mouvements tectoniques des plaques et les événements d'extinction de masse. Cependant, l'impact de ces facteurs sur la diversification des passereaux hyperdiversifiés (passerines) reste incertain en raison de relations familiales non résolues et d'un calendrier incertain des événements de scission entre lignées. Nous avons analysé des données ADN provenant de 4 060 loci nucléaires et de 137 familles de passereaux en utilisant des approches de concaténation et de coalescence pour inférer une hypothèse phylogénétique complète clarifiant les relations entre toutes les familles de passereaux. Ensuite, nous avons calibré cette phylogénie en utilisant 13 fossiles pour examiner les effets d'événements différents de l'histoire de la Terre sur le calendrier et le taux de diversification des passereaux. Nos analyses concilient la diversification des passereaux avec les registres fossiles et géologiques ; suggèrent que les passereaux sont originaires du continent australien ∼47 Ma ; et montrent que la dispersion et la diversification ultérieures des passereaux ont été affectées par plusieurs événements climatologiques et géologiques, tels que la glaciation oligocène et l'inondation du continent néo-zélandais. Bien que les taux de diversification des passereaux aient fluctué tout au long du Cénozoïque, nous ne trouvons aucun lien entre le taux de diversification des passereaux et la température mondiale du Cénozoïque, et nos analyses montrent que les augmentations du taux de diversification des passereaux que nous observons sont déconnectées de la colonisation de nouveaux continents. Ensemble, ces résultats suggèrent des mécanismes plus complexes que le changement de température ou l'opportunité écologique n'ont contrôlé les modèles macro-échelle de la spéciation des passereaux.",
    url = "https://doi.org/10.1073/pnas.1813206116",
    doi = "10.1073/pnas.1813206116",
    openalex = "W2931899952",
    references = "doi101016jcub201804062, doi101017s0016756807004268, doi101038nature03150, doi101038nature11631, doi101038nature15697, doi101038nbt1883, doi10108001621459199510476572, doi10108010635150701883881, doi101093bioinformaticsbtu033, doi101093molbevmss075, doi101093sysbiosyu056, doi101126science1059412, doi101126science1157704, doi101126science1194585, doi101126science1253451"
}

La masse extinction du Crétacé/Paléogène, il y a 66 Ma, a inclus la disparition des dinosaures non aviens. Un débat intense s'est concentré sur les rôles relatifs du volcanisme du Décan et de l'impact de l'astéroïde de Chicxulub en tant que mécanismes de destruction pour cet événement. Ici, nous combinons des données sur l'occurrence fossile avec des modèles de paléoclimat et d'adéquation des habitats pour évaluer l'habitabilité des dinosaures à la suite de divers scénarios d'impact d'astéroïde et de volcanisme du Décan. Les modèles d'impact d'astéroïde génèrent un hiver froid prolongé qui supprime les habitats potentiels de dinosaures mondiaux. À l'inverse, la contrainte à long terme du volcanisme du Décan (réchauffement induit par le dioxyde de carbone [CO2]) conduit à une augmentation de l'adéquation des habitats. Le volcanisme à court terme (refroidissement par aérosol) permet toujours l'habitabilité équatoriale. Ces résultats soutiennent l'impact d'astéroïde comme le principal moteur de l'extinction des dinosaures non aviens. Par contraste, le réchauffement induit par le volcanisme a atténué les effets les plus extrêmes de l'impact d'astéroïde, réduisant potentiellement la sévérité de l'extinction.

@article{doi101073pnas2006087117,
    author = "Chiarenza, Alfio Alessandro et Farnsworth, Alexander et Mannion, Philip D. et Lunt, Daniel J. et Valdes, Paul J. et Morgan, Joanna et Allison, Peter A.",
    title = "L'impact d'astéroïde, et non le volcanisme, a causé l'extinction des dinosaures à la fin du Crétacé",
    year = "2020",
    journal = "Proceedings of the National Academy of Sciences",
    abstract = "La masse extinction du Crétacé/Paléogène, il y a 66 Ma, a inclus la disparition des dinosaures non aviens. Un débat intense s'est concentré sur les rôles relatifs du volcanisme du Décan et de l'impact de l'astéroïde de Chicxulub en tant que mécanismes de destruction pour cet événement. Ici, nous combinons des données sur l'occurrence fossile avec des modèles de paléoclimat et d'adéquation des habitats pour évaluer l'habitabilité des dinosaures à la suite de divers scénarios d'impact d'astéroïde et de volcanisme du Décan. Les modèles d'impact d'astéroïde génèrent un hiver froid prolongé qui supprime les habitats potentiels de dinosaures mondiaux. À l'inverse, la contrainte à long terme du volcanisme du Décan (réchauffement induit par le dioxyde de carbone [CO2]) conduit à une augmentation de l'adéquation des habitats. Le volcanisme à court terme (refroidissement par aérosol) permet toujours l'habitabilité équatoriale. Ces résultats soutiennent l'impact d'astéroïde comme le principal moteur de l'extinction des dinosaures non aviens. Par contraste, le réchauffement induit par le volcanisme a atténué les effets les plus extrêmes de l'impact d'astéroïde, réduisant potentiellement la sévérité de l'extinction.",
    url = "https://doi.org/10.1073/pnas.2006087117",
    doi = "10.1073/pnas.2006087117",
    openalex = "W3038551147",
    references = "alvarez1980extraterrestrial, doi101007s1091400569434, doi101016jcub201804062, doi101016s0012825200000374, doi10102993jd02553, doi101038s41467019089972, doi101073pnas1211526110, doi101073pnas1319253111, doi101111brv12128, doi101111ecog03049, doi101111j14724642201000725x, doi101111j16000587200805742x, doi101126sciadvaat4858, doi101126science1177265, doi101126science1229237, doi101126science20844481095, doi101126science21545391501, doi101126scienceaau2422, doi101126scienceaay2268, doi1011302014250315, doi1011302014250502, doi101130spe247, doi101144sp35813"
}

@incollection{bowell2021earthcrossing,
    author = "BOWELL, EDWARD et MUINONEN, KARRI",
    title = "ASTÉROÏDES ET COMÈTES TRAVERSANT LA TERRE:",
    year = "2021",
    booktitle = "Hazards Due to Comets and Asteroids",
    url = "https://doi.org/10.2307/j.ctv23khmpv.10",
    doi = "10.2307/j.ctv23khmpv.10",
    openalex = "W4205695748",
    pages = "149-198"
}

Résumé Dans cet article, la méthodologie d'utilisation d'un télescope et d'une caméra à capteur couplé aux charges pour organiser des observations astrométriques d'astéroïdes et de comètes, ainsi que des observations photométriques d'astéroïdes, est présentée. Comme l'astronomie n'est pas étudiée comme matière distincte dans les écoles en Roumanie et en République de Moldova (ainsi que dans de nombreux autres pays), cette méthodologie peut être utilisée dans le cadre d'activités extrascolaires pour les élèves. Les observations décrites dans l'article ont eu lieu à l'observatoire astronomique du complexe muséal des sciences naturelles « Răsvan Angheluță » à Galați, en Roumanie.

@article{doi10108813616552ad0d0a,
    author = "Tercu, Jan Ovidiu et Chistol, V.",
    title = "Méthodologie d'organisation des observations astronomiques d'astéroïdes et de comètes dans les activités extrascolaires des élèves",
    year = "2023",
    journal = "Physics Education",
    abstract = "Résumé Dans cet article, la méthodologie d'utilisation d'un télescope et d'une caméra à capteur couplé aux charges pour organiser des observations astrométriques d'astéroïdes et de comètes, ainsi que des observations photométriques d'astéroïdes, est présentée. Comme l'astronomie n'est pas étudiée comme matière distincte dans les écoles en Roumanie et en République de Moldova (ainsi que dans de nombreux autres pays), cette méthodologie peut être utilisée dans le cadre d'activités extrascolaires pour les élèves. Les observations décrites dans l'article ont eu lieu à l'observatoire astronomique du complexe muséal des sciences naturelles « Răsvan Angheluță » à Galați, en Roumanie.",
    url = "https://doi.org/10.1088/1361-6552/ad0d0a",
    doi = "10.1088/1361-6552/ad0d0a",
    openalex = "W4389173729",
    references = "doi101016jpss201306026"
}

Contexte. Les activités futures de détection d'astéroïdes proches de la Terre (APTE) utilisant la méthode du clignotement sont entravées par la taille requise des télescopes. Le suivi synthétique (ST) est une solution efficace, mais les exigences de calcul rendent l'opération difficile aux taux de données d'enquêtes pour les objets en mouvement rapide. Objectifs. Nous visons à montrer que, grâce à une utilisation efficace du matériel, une conception judicieuse du pipeline et un choix d'algorithmes, le ST aux niveaux de données d'enquêtes est possible même pour les objets ayant un mouvement apparent très rapide, tels que les APTE. Méthodes. Nous avons développé un pipeline de ST accéléré par GPU, appelé suivi synthétique sur Umbrella (STU), qui vise la détection en temps réel d'APTE rapides grâce à des algorithmes conçus pour utiliser efficacement le matériel parallèle aux données. Le STU a été développé dans le cadre de la suite logicielle Umbrella, que nous avons étendue pour fournir un pipeline de réduction de données de bout en bout. Résultats. Nous démontrons les capacités du pipeline STU à scanner des objets en mouvement plus rapidement que le taux d'acquisition à des rayons de recherche de 10 secondes d'arc par minute, avec de bons taux de détection sur plusieurs ensembles de données archivés sans réglage spécifique. Conclusions. Notre enquête montre que le ST est viable pour les enquêtes à grande échelle et que le STU peut jouer un tel rôle.

@article{doi10105100046361202553973,
    author = "Stǎnescu, M. et Popescu, Marcel et Curelaru, Lucian et Văduvescu, O. et Bertesteanu, Daniel et Predatu, M.",
    title = "Méthodes parallèles pour une détection rapide et approfondie des astéroïdes sur la plateforme Umbrella : Algorithme de suivi synthétique quasi en temps réel pour les objets proches de la Terre",
    year = "2025",
    journal = "Astronomy and Astrophysics",
    abstract = "Contexte. Les activités futures de détection d'astéroïdes proches de la Terre (APTE) utilisant la méthode du clignotement sont entravées par la taille requise des télescopes. Le suivi synthétique (ST) est une solution efficace, mais les exigences de calcul rendent l'opération difficile aux taux de données d'enquêtes pour les objets en mouvement rapide. Objectifs. Nous visons à montrer que, grâce à une utilisation efficace du matériel, une conception judicieuse du pipeline et un choix d'algorithmes, le ST aux niveaux de données d'enquêtes est possible même pour les objets ayant un mouvement apparent très rapide, tels que les APTE. Méthodes. Nous avons développé un pipeline de ST accéléré par GPU, appelé suivi synthétique sur Umbrella (STU), qui vise la détection en temps réel d'APTE rapides grâce à des algorithmes conçus pour utiliser efficacement le matériel parallèle aux données. Le STU a été développé dans le cadre de la suite logicielle Umbrella, que nous avons étendue pour fournir un pipeline de réduction de données de bout en bout. Résultats. Nous démontrons les capacités du pipeline STU à scanner des objets en mouvement plus rapidement que le taux d'acquisition à des rayons de recherche de 10 secondes d'arc par minute, avec de bons taux de détection sur plusieurs ensembles de données archivés sans réglage spécifique. Conclusions. Notre enquête montre que le ST est viable pour les enquêtes à grande échelle et que le STU peut jouer un tel rôle.",
    url = "https://doi.org/10.1051/0004-6361/202553973",
    doi = "10.1051/0004-6361/202553973",
    openalex = "W4415009010",
    references = "doi101016jpss201306026"
}

@misc{crossrefNonefireballs,
    title = "Fireballs et Bolides",
    year = "Aucun",
    booktitle = "Wolfram Research Data Repository",
    url = "https://doi.org/10.24097/wolfram.56418.data",
    doi = "10.24097/wolfram.56418.data"
}