L'astéroïde'(2) Pallas est l'un des corps les plus énigmatiques et les plus extrêmes de la ceinture principale. Découvert le 28 mars 1802 par Heinrich Wilhelm Olbers depuis son observatoire à Brême, il fut le deuxième astéroïde jamais identifié, un an seulement après la découverte de Cérès par Giuseppe Piazzi. À l'époque, ces deux objets furent d'ailleurs considérés comme de véritables planètes, une classification qui perdura pendant plusieurs décennies avant que l'afflux de nouvelles découvertes ne mène à la création de la catégorie des astéroïdes. Son nom rend hommage à Pallas Athéna, la déesse grecque de la sagesse, de la guerre stratégique et des arts.

Pallas est un véritable géant de la ceinture d'astéroïdes, se classant troisième en termes de taille et de masse, derrière Cérès et Vesta. Son diamètre moyen est d'environ 513 kilomètres, ce qui en fait un objet à peine plus petit que Vesta, mais sa masse est significativement inférieure, estimée à environ 2,04.10²⁰ kilogrammes, soit environ 70 % de la masse de Vesta pour un volume presque équivalent. Cette densité moyenne peu élevée, autour de 2,9 g/cm³, indique une composition interne qui n'est pas celle d'un corps entièrement différencié avec un noyau métallique massif comme Vesta, mais plutôt un mélange plus poreux de silicates et de glaces d'eau, peut-être partiellement différencié. C'est un astéroïde de type B, une sous-classe des astéroïdes carbonés de type C, mais encore plus primitif. Sa surface est incroyablement sombre, avec un albédo géométrique d'environ 0,10 à 0,15, ce qui signifie qu'il ne réfléchit qu'entre 10 et 15 % de la lumière solaire qu'il reçoit. Cette surface, étudiée par spectroscopie, semble être constituée de silicates hydratés, de minéraux argileux et de composés organiques complexes qui n'ont subi que très peu de transformations thermiques depuis la formation du Système solaire. Pallas est donc un témoin exceptionnellement bien conservé des matériaux primordiaux du disque protoplanétaire.

Cependant, ce qui rend Pallas véritablement unique, ce sont les caractéristiques extrêmes de son orbite et de sa rotation. Pallas possède l'orbite la plus inclinée de tous les grands corps de la ceinture principale. Son plan orbital est incliné de près de 34,9 degrés par rapport à l'écliptique, le plan de l'orbite terrestre. Pour donner un ordre d'idée, c'est une inclinaison supérieure à celle de la planète naine Éris et comparable à celle de nombreux objets transneptuniens. Cette orbite est également très excentrique pour un corps de cette taille, avec une valeur d'environ 0,23. Autrement dit, sa distance au Soleil varie considérablement au cours de son année, qui dure 4,62 années terrestres. Il s'approche jusqu'à 2,13 unités astronomiques au périhélie et s'éloigne jusqu'à 3,41 unités astronomiques à l'aphélie, traversant ainsi une grande partie de la largeur de la ceinture d'astéroïdes. Cette orbite extrême est un véritable casse-tête pour les modèles dynamiques de la formation planétaire et suggère que Pallas a connu une histoire mouvementée, peut-être fortement influencée par des résonances orbitales avec Jupiter. Atteindre Pallas avec une sonde spatiale est un défi technologique majeur, bien plus complexe que pour Cérès ou Vesta, en raison de l'énorme quantité d'énergie nécessaire pour modifier l'inclinaison d'un vaisseau spatial afin qu'il corresponde à cette orbite.

Comme si son orbite n'était pas assez singulière, sa rotation est tout aussi exceptionnelle. L'axe de rotation de Pallas est extrêmement incliné, à tel point que l'astéroïde est pratiquement couché sur son orbite. Les estimations les plus récentes indiquent une obliquité d'environ 80 degrés, ce qui signifie que son axe de rotation est presque parallèle au plan de son orbite autour du Soleil. C'est une configuration similaire à celle de la planète Uranus. Par conséquent, les saisons sur Pallas doivent être d'une brutalité inimaginable. Pendant une moitié de son année, qui dure 4,6 années terrestres, un pôle est constamment exposé au Soleil tandis que l'autre est plongé dans une nuit glaciale continue, avant que la situation ne s'inverse radicalement pour les 2,3 années suivantes. Un jour sur Pallas, c'est-à-dire une rotation complète sur lui-même, dure environ 7,8 heures, une période relativement standard pour un corps de cette taille.

La forme de Pallas, révélée par des observations détaillées notamment grâce au télescope spatial Hubble et au Very Large Telescope, est loin d'être sphérique. C'est un corps nettement aplati, de forme ellipsoïdale irrégulière. Son apparence est profondément marquée par un gigantesque bassin d'impact situé près de son équateur. Ce cratère, d'un diamètre d'environ 400 kilomètres, soit près de 80 % du diamètre de l'astéroïde lui-même, est l'une des plus grandes structures d'impact connues dans le Système solaire interne par rapport à la taille du corps qui la porte. Il témoigne d'une collision cataclysmique avec un autre corps de près de 100 kilomètres de diamètre qui a bien failli désintégrer complètement Pallas. Cet impact est très probablement à l'origine de la famille d'astéroïdes Pallas, un groupe de plusieurs centaines de petits corps partageant des caractéristiques orbitales et spectrales similaires, des fragments arrachés à Pallas lors de cet événement. L'impact a également pu contribuer à l'obliquité extrême de son axe de rotation. Malgré cette violence, Pallas n'a jamais atteint l'équilibre hydrostatique; la gravité n'a pas suffi à effacer les cicatrices de ce cataclysme et à lui donner une forme sphérique, le disqualifiant ainsi du statut de planète naine selon les critères stricts de l'Union Astronomique Internationale.