est un astéroïde du système solaire. Il a été découvert le par Auguste Charlois et Carl Gustav Witt, de façon indépendante, et nommé d'après la divinité de l'amour de la mythologie grecque.
Son orbite l'amène périodiquement très près de la Terre : il a un périhélie de et est donc un astéroïde géocroiseur, catégorie plutôt vaste qui inclut les astéroïdes dont les orbites approchent ou croisent celle de la Terre ; plus particulièrement, Éros est typique d'un astéroïde Amor. Du point de vue chimique, il est composé principalement de silicates, ce qui le classe parmi les astéroïdes de type S.
Éros a une forme irrégulière avec des dimensions de . Il possède un rétrécissement central caractéristique : vu depuis ses pôles, il ressemble à une banane ou une cacahuète. Sa masse est de , soit environ un dix-millionième de la masse lunaire. Sa surface, de couleur brun doré, apparaît fortement cratérisée : les portées de ses plus grands cratères sont de dimensions comparables aux dimensions d'Éros lui-même. Les images à haute définition révèlent la présence d'une couche de régolithe couvrant l'ensemble d'Éros sur une épaisseur estimée entre .
Parmi les objets du système solaire de sa taille, Éros fut le plus observé. Historiquement, ses observations ont été déterminantes dans le calcul de la parallaxe solaire (et par conséquent dans la détermination de la valeur de l'unité astronomique), et dans le calcul de la masse du système Terre-Lune. Il est le premier astéroïde autour duquel fut placée en orbite une sonde spatiale, la sonde NEAR Shoemaker de la NASA. Après s'être placée en orbite le , la sonde se pose un an plus tard, le , sur la surface de l'astéroïde, et y effectue une analyse chimique du sol.
Observation Éros est un petit corps moyennement brillant, qui conserve pendant des périodes de plusieurs années une magnitude apparente située entre +12 et +15Calculé d'après JPL Horizons le 24 février 2014.. Au cours de ses approches périodiques de la Terre (environ dix fois par siècle), à l'opposition il peut atteindre une magnitude aussi élevée que +8 ou +9. Lors d'oppositions plus rares, qui se produisent tous les 81 ans , Éros atteint une magnitude de +7,1, devenant alors plus lumineux que Neptune ou que les astéroïdes de la ceinture principale, exception faite de (4) Vesta, ou plus rarement de (2) Pallas et (7) Iris.
À l'opposition, l'astéroïde semble s'arrêter, mais, contrairement à ce qui se passe normalement pour tout corps héliocentrique en conjonction avec la Terre, son mouvement apparent ne devient jamais rétrograde.. À l'époque de sa découverte, Éros était le seul objet hormis la Terre à présenter ce comportement, mais qui plus tard fut observé sur d'autres astéroïdes géocroiseurs. Sa période synodique, de 845 jours terrestres, est l'une des plus longues parmi celles observées sur les petits corps du Système solaire.
Historique des observations Découverte vignette|gauche|upright|Carl Gustav Witt, découvreur d’Éros. La découverte d'Éros a été attribuée à l'astronome allemand Carl Gustav Witt., qui le photographia la nuit du depuis l'observatoire berlinois de l'association astronomique Urania (Urania Sternwarte Berline), comme un objet de magnitude +11, alors qu'il effectuait des calculs astrométriques de précision sur la position de l'astéroïde (185) Eunice, obtenant après une exposition de deux heures, une image d'une zone centrée sur l'étoile β Aquarii, 1995.. Cependant, des images de l'astéroïde furent également recueillies la même nuit par l'astronome français Auguste Charlois à l'Observatoire de Nice, mais ces données ne furent publiées par Charlois que quelques jours seulement après celles de Witt : alors qu'on blâma Charlois pour le retard qu'il prit dans la publication de ses résultats, il fut en effet critiqué pour ne pas avoir contrôlé les plaques photographiques dans les jours qui suivirent immédiatement la nuit de leur exposition la cause du retard fut probablement due à un problème technique du télescope, qui avait échoué à annuler l'effet du mouvement de la Terre, produisant ainsi des images moins nettes. La prise de conscience de ces circonstances, en 2002, font que la découverte par l'astronome français est aujourd'hui reconnue comme indépendante.
En moins de deux semaines, Adolf Berberich calcula une orbite préliminaire, ce qui lui permit de constater le caractère unique de l'astéroïde par rapport à tous les autres connus alors : au périhélie, l'objet se situait en effet au niveau de l'orbite de Mars. Des observations ultérieures, couplées à la détection d'images de prédécouvertes recueillies par l'Observatoire de l'université Harvard remontant à 1893, ont permis de déterminer l'orbite avec plus de précision et de découvrir que l'astéroïde s'était approché de la Terre en 1894 et qu'on avait ainsi découvert le premier astéroïde géocroiseur.
Le nom d'Éros fut choisi par Witt et Berberich en référence au dieu grec de l'Amour, brisant la tradition qui avait jusque-là vu affecter des noms uniquement féminins aux astéroïdes.
Campagnes d'observations vignette|gauche|Une autre image d'Éros prise de la sonde NEAR Shoemaker.
Lors de certaines approches périodiques d'Éros près de la Terre, qui constituent des conditions d'observation particulièrement favorables, l'astéroïde a fait l'objet de campagnes d'observations ciblées . La première a eu lieu pendant l'exercice biennal 1900-1901. À cette occasion, le Comité International Permanent pour l'Exécution Photographique de La Carte du Ciel a élaboré un plan de travail afin de mesurer la parallaxe solaire (et donc de déterminer la distance moyenne de la Terre au Soleil, à savoir l'unité astronomique) grâce à des mesures de la position d'Éros Abstracts of Contributed Talks and Posters presented at the Annual Scientific Meeting of the Astronomische Gesellschaft at the Joint European and National Meeting JENAM 2001 of the European Astronomical Society and the Astronomische Gesellschaft at Munich, September 10-15, 2001..
En tirant parti du fait que l'astéroïde était à l'opposition (en date du ), les astronomes ont procédé en mesurant l'angle entre Éros et les différents points d'observation sur Terre. La distance de l'astéroïde à la Terre a ensuite été déterminée par des calculs trigonométriques simples : en fait, les mesures ont permis de connaître les valeurs des angles intérieurs du triangle ayant pour sommets l'astéroïde et, par exemple, deux points sur la Terre (la longueur de la distance entre les deux points sur Terre était aussi connue).. Les astronomes ont ensuite examiné le triangle ayant pour sommets la Terre, le Soleil et l'astéroïde Éros : la distance Terre-astéroïde a été mesurée ; ensuite, en tenant compte de la période orbitale d'Éros, la distance Soleil-astéroïde peut être déduite de la deuxième loi de Kepler ; on peut dès lors déterminer la distance moyenne de la Terre au Soleil, ce qui donne une valeur de (la valeur obtenue par le biais de mesures radar modernes est de ). Les résultats ont été publiés par Arthur Robert Hinks en 1910. La méthode peut en principe être utilisée avec n'importe quel troisième corpsAvant d'exploiter les données d'Éros la méthode fut tentée avec (7) Iris, (12) Victoria et (80) Sappho ()., cependant, afin que les mesures angulaires soient les plus précises possibles, il est nécessaire que le troisième corps soit proche de la Terre. D'où l'intérêt qu'il y a à effectuer ces calculs en exploitant les données issues de l'observation de l'astéroïde Éros...
Une deuxième campagne internationale pour parvenir à une meilleure approximation de la parallaxe solaire a été organisée en 1930-1931 par la Commission Solar Parallax de l'Union astronomique internationale.. À cette occasion, l'astéroïde atteignit une distance d'environ 0,178 UA de la Terre, beaucoup plus faible que la fois précédente. Les résultats furent publiés dans les années 1941 par Harold Spencer Jones..
vignette|Animation de la rotation de 433 Éros. En 1901, l'astronome français Charles André avait également enregistré des variations périodiques de la luminosité d'Éros et avait proposé que l'objet puisse être constitué de deux noyaux en forme d'« haltère »... En 1931, les astronomes sud-africains van den Bos et Finsen décrivirent la forme de l'astéroïde « comme un huit », ils mesurèrent la période de révolution à 5 heures et 17 minutes, 1931. et estimèrent le diamètre à (assez proche de la valeur actuelle de ), 2002.. À cette époque furent également analysées les courbes de lumière d'Éros afin de déterminer la période de rotation et la direction de l'axe de rotation de l'astéroïde.
L'orbite suivie par l'astéroïde le rend particulièrement adapté à la détermination de la masse du système Terre-Lune, en évaluant les changements produits sur son mouvement lors des rencontres rapprochées dudit système. En fait, l'orbite de chaque objet se déplaçant autour du Soleil est perturbée par l'action gravitationnelle des planètes majeures. Parce qu'il est possible de déterminer la masse d'une planète en comparant l'orbite réelle d'un objet donné avec celle que prévoit pour le même objet la mécanique képlérienne, l'orbite parcourue par l'objet doit être connue avec une précision suffisante et les perturbations engendrées par l'action gravitationnelle de la planète doivent être d'une intensité appréciable. En effet, tenant compte du fait que ces perturbations sont inversement proportionnelles au carré de la distance, il est nécessaire que l'objet s'approche suffisamment de la planète pour laquelle on souhaite déterminer la masse, 1971.. Éros satisfait à ces deux exigences, puisque parmi les objets du Système solaire de sa taille, il a été le plus étudié. Il est observable depuis la Terre à chaque point de son orbite et s'approche périodiquement de notre planète.
Eduard Noteboom., en 1921, fut le premier à effectuer de tels calculs, basés sur des observations réalisées sur la période 1893-1914 ; Witt les répéta en 1933, à partir d'observations sur une période plus longue, allant de 1893 à 1931. Enfin, une troisième valeur a été proposée par Eugène Rabe en 1950, en utilisant les observations reçues sur la période 1926-1945, et qui fut révisée en 1967 par Rabe lui-même et Mary Parmenter Francis. Par la suite, afin d'améliorer encore l'estimation de la masse du système Terre-Lune, il fut plus aisé d'utiliser des sondes spatiales, 1971..
gauche|vignette|L'hémisphère sud de Éros prise par la sonde NEAR Shoemaker. L'astéroïde fit l'objet d'une troisième campagne d'observations sur la période 1974-1975, à l'occasion d'une approche de la Terre particulièrement intéressante, dont les résultats ont été publiés en dans la revue Icarus.. Éros a été observé dans l'infrarouge, au radar et dans le visible ; les astronomes ont pu ainsi estimer son albédo (0,19 ± 0,01), sa taille (), sa période de rotation (5 heures 16 minutes et 13,4 secondes) et la direction de l'axe de rotation.. Ils ont pu obtenir des indices précis sur sa composition. ., tandis que les observations dans l'infrarouge ont révélé la présence à la surface d'un composé similaire à celui du régolithe lunaire.
Le , a été également observé depuis les États-Unis l'occultation par Éros de l'étoile κ Geminorum (de magnitude 3,73), la seule dont on possède un dossier historique..
Dans les années 1980 et 1990, Éros a fait l'objet d'observations radar destinées à déterminer plus précisément sa taille, sa forme et, plus généralement, de rassembler autant d'informations que possible dans la perspective de la mission de la NASA Near Earth Asteroid Rendezvous dont le lancement était projeté en 1996.
En , Éros est passé à nouveau dans le voisinage de la Terre, atteignant une distance comparable à celle observée en 1931, et a fait l'objet à cette occasion de nouvelles observations.
Missions spatiales
vignette|Une autre animation de rotation de 433 Éros.