La méthode dynamique est une approche utilisée en astrophysique pour essayer de déterminer quelle est la masse d’un astéroïde par la façon dont son mouvement dans l’espace est affecté par l’attraction gravitationnelle d’un autre astéroïde qui passe à proximité. Le processus est également appelé théorie des perturbations et a conduit à déterminer des estimations pour les masses de 24 astéroïdes proéminents. L’utilisation de la méthode dynamique pour déterminer la masse des astéroïdes a été la méthode la plus efficace disponible, à l’exception des survols directs d’engins spatiaux à partir de 2011, mais elle est sujette à des problèmes en raison de deux limitations importantes. Étant donné que les astéroïdes sont généralement des corps extrêmement petits, les effets gravitationnels qu’ils ont les uns sur les autres à distance sont souvent si faibles qu’ils ne peuvent pas être mesurés avec la technologie actuelle. Deuxièmement, la méthode dynamique ne fonctionne qu’avec deux corps isolés dans l’espace à proximité immédiate, car le problème des n corps se pose avec des effets de mécanique céleste complexes si d’autres astéroïdes ou planètes à portée affectent simultanément le mouvement des deux corps directement étudiés.
Un groupe restreint de conditions en astronomie doit être présent pour déterminer les masses d’astéroïdes avec la méthode dynamique, où la tolérance d’erreur ne dépasse pas 10 % de la masse réelle de l’objet. Ces conditions incluent des facteurs tels que l’astéroïde mesuré ayant une rencontre répétée en tête-à-tête avec un autre astéroïde afin que plusieurs mesures puissent être prises, et une comparaison faite avec le mouvement passé de l’astéroïde sur de nombreuses années. La détermination de la masse des 19 premiers astéroïdes en utilisant la méthode dynamique à partir de 2003 s’est appuyée sur les enregistrements historiques des orbites des objets des années 1900 à 2002 pour assurer la meilleure précision possible dans les calculs.
En 2011, il a fallu 200 ans au domaine de la mécanique céleste en astronomie pour déterminer la masse de 24 astéroïdes du système solaire. La plupart de ces objets sont assez gros par rapport aux normes d’astéroïdes, comme l’astéroïde Cérès, qui représente à lui seul 30 à 40 % de la masse totale de la ceinture d’astéroïdes elle-même. Cependant, Cérès ne représente que 1% de la masse de la Lune, ce qui a rendu difficile la détermination de sa masse. Certains astéroïdes ont leurs propres satellites naturels, comme 1998 WW31 et 2001 QT297, ce qui permet des calculs plus fréquents de perturbations gravitationnelles. Des astéroïdes ont également été visités par des engins spatiaux tels que 433 Eros et 253 Mathilde qui ont été visités par la sonde Near Earth Asteroid Rendezvous-Shoemaker (NEAR Shoemaker) en 2000, et leur effet gravitationnel sur l’engin a été utilisé pour déterminer leur masse.
Parmi les autres gros astéroïdes dont la masse a été déterminée à l’aide de la méthode dynamique, citons 2 Pallas et 4 Vesta, qui comprenaient également des perturbations causées par la planète Mars lorsqu’ils sont passés à portée de son champ gravitationnel en 2001. Vesta a également eu une observation de vaisseau spatial dans le cadre de ses calculs de masse. Des astéroïdes tels que 45 Eugenia, 87 Sylvia et 90 Antiope ont eu des calculs de méthode dynamique de leur masse basés uniquement sur leurs propres satellites en orbite.