astéroïdes petits corps et cie

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Les astéroïdes

premières découvertes

La découverte d’Uranus le 13 mars 1781 par William Herschel donne un regain d’intérêt à la loi de Titius-Bode et incite
les astronomes à rechercher la planète située entre Mars
et Jupiter qui devrait exister d’après cette loi.

En 1800, l’astronome allemand Franz Xaver von Zach (1754-1832) coordonne ces recherches et organise la « police du ciel », un groupe de 24 astronomes internationaux, dont la mission est de trouver la planète manquante. Pourtant, l’astronome italien Giuseppe Piazzi (1746-1826), directeur de l’observatoire de Palerme, n’a pas encore été contacté, lorsque, établissant un catalogue d’étoiles, il découvre par hasard, le 1er janvier 1801, un objet inconnu qu’il prend d’abord pour une comète. Il observe cet objet 24 fois jusqu’au 11 février 1801.

Remarquant son mouvement lent et uniforme, Piazzi pressent que « c’est quelque chose de mieux qu’une comète ».

L’astre s’approche ensuite trop près du Soleil pour être observé, le rendant invisible durant plusieurs semaines. Devant l’échec des recherches pour redécouvrir cet objet, von Zach demande son avis au jeune mathématicien allemand Carl Friedrich Gauss (1777-1865) et lui fournit les observations de Piazzi. Gauss met alors au point une méthode de réduction d’orbite basée sur trois observations, la méthode des moindres carrés, qu’il applique au corps découvert par Piazzi et envoie ses résultats à von Zach. Celui-ci, se basant sur les calculs de Gauss, observe l’astre le 31 décembre 1801 et confirme son caractère planétaire.

Piazzi souhaite appeler l’astre Cerere Ferdinandea en hommage à Cérès,
déesse protectrice de la Sicile, et au roi de Sicile. Finalement, pour des raisons diplomatiques, l’astre s’appelera Ceres.

L’astéroïde et planète naine (1) Ceres
L’astéroïde et planète naine (1) Ceres

Ceres photographié par la sonde Dawn le 4 mai 2015. Premier astéroïde découvert dans la ceinture principale d’astéroïdes située entre Mars et Jupiter, Ceres est le seul corps de cette ceinture à avoir le statut de planète naine.

Crédits J. Cowart/NASA/JPL‑Caltech/
UCLA/MPS/DLR/IDA

Entre 1802 et 1807, trois autres objets seront découverts sur des orbites proches : Pallas en 1802, par Heinrich Olbers, Junon en 1804, par Karl Ludwig Harding et Vesta en 1807, une nouvelle fois par Heinrich Olbers.

Depuis cette époque, le cortège de ces petits corps – leur appellation officielle actuelle – s’est enrichi de près de 920 000 nouveaux membres pour lesquels plus de 200 millions d’observations de position ont été réalisées afin de connaître précisément leur orbite.

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définition et terminologie

Après la découverte de Ceres et Pallas, William Herschel pressent que ces objets appartiennent à une nouvelle catégorie de corps célestes. Il invente alors l’appellation « astéroïde ».

Le terme astéroïde provient du grec άστήρ (astêr) qui signifie « étoile »
et έίδος (eïdos) qui signifie « aspect extérieur ».

Dans un article publié le 1er janvier 1802 par la Royal Society, intitulé « Observations on the two lately discovered celestial bodies », Herschel nomme ainsi Ceres et Pallas, récemment découverts, en raison de leur physionomie d’étoile au télescope : contrairement aux planètes, ils sont entourés d’un « flou ambiant » qui rend difficile la distinction de leur contour et ne laisse entrevoir qu’un « aspect mal défini ». Impossible donc d’en résoudre la taille apparente.

A priori semblable à une étoile, l’astéroïde n’en est cependant pas une.

Herschel définit alors, par comparaison avec les planètes et les comètes, les caractéristiques des astéroïdes :

  1. Ce sont des corps célestes, généralement de très petite taille.
  2. Ils sont en orbite autour du Soleil, se déplaçant sur des ellipses
    de faible ou de forte excentricité.
  3. Les plans de ces orbites peuvent être inclinés d’un angle quelconque
    par rapport au plan de l’écliptique.
  4. Leur mouvement peut être direct ou rétrograde.

Durant plus d’un siècle, cette notion d’astéroïde va devenir la norme pour désigner tous les corps découverts qui ne sont ni l’une des huit planètes, ni des comètes.

À partir des années 1980, l’étude des astéroïdes, aujourd’hui regroupés avec tous les objets en orbite autour du Soleil qui ne sont ni une planète, ni une planète naine, sous le terme générique de « petits corps », devient un champ de recherche propre.

Jusqu’à cette date, la majorité des astéroïdes découverts a une orbite comprise entre Mars et Jupiter, région nommée « ceinture principale d’astéroïdes ». Mais à mesure des découvertes de nouveaux objets toujours plus nombreux et toujours plus lointains, le concept d’astéroïde est devenu inadéquat pour contenir la disparité manifeste de cette population grandissante.

L’usage actuel tend ainsi à établir une distinction nette entre les objets internes au Système solaire, principalement composés de roche et reprenant l’appellation d’astéroïdes, et les objets externes situés au-delà de l’orbite de Neptune, majoritairement composés de glace et nommés « objets transneptuniens ». Astéroïdes et transneptuniens ont alors été regroupés au sein d’une notion plus générique : les « petits corps ».

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classification spectrale

De quoi sont faits les astéroïdes ?
Une méthode employée en astrophysique permet, en partie,
de répondre à cette question : la spectroscopie.

Les premières mesures de couleurs (réalisée avec des filtres) ont montré que les astéroïdes n’étaient pas tous pareils. Ils peuvent être plus ou moins bleu, ou rouge, suivant qu’ils réfléchissent plus de lumière dans une couleur (un filtre) que l’autre.

Ainsi, les premiers systèmes de classement, appelés taxonomies, des astéroïdes en fonction de leur propriétés de surface furent construit à partir de ces couleurs.

En décomposant la lumière avec un prisme, il est possible de mesurer comment elle se répartit suivant sa longueur d’onde. On appelle ceci la spectroscopie. Le principe équivaut à prendre de nombreuses images, avec des filtres très étroits, chacun correspondant à une longueur d’onde bien précise.

La forme de ces spectres, c’est à dire la distribution en longueur d’onde de la lumière réfléchie par la surface des astéroïdes, nous renseigne sur les matériaux qui les composent.

Les derniers progrès dans la compréhension de la composition des astéroïdes s’appuient sur ces deux techniques complémentaires. Certains astéroïdes sont étudiés par spectroscopie, pour comprendre leur composition dans le détail. Cette connaissance est ensuite appliquée à tous les astéroïdes similaires, classés grâce à leurs couleurs, plus facilement mesurables, pour en étudier la distribution dans le Système solaire.

Qu’a-t-on appris ?

Les premières études ont montré une succession de groupes d’astéroïdes, d’abord de couleur rouge, puis bleue, en fonction de leur éloignement au Soleil. Ceci fut interprété comme la marque d’une forte variation de température entre Mars et Jupiter lors de la formation du Système solaire.

Mais avec le nombre grandissant de mesures, le nombre d’intrus a augmenté, presque jusqu’à devenir la norme !

Aujourd’hui, cette superposition d’une structure générale et d’un fort mélange des compositions d’astéroïdes pointe vers une histoire mouvementée du Système solaire, où peu de choses se trouvent là où elles se sont formées.

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groupements principaux

Les astéroïdes sont classés en groupes dynamiques
en fonction de la similitude de leurs propriétés orbitales,
ce qui revient à délimiter plusieurs régions spécifiques
au sein même du Système solaire.

Les géocroiseurs

Les astéroïdes géocroiseurs, ou plus justement Near-Earth Asteroids (astéroïdes proches de la Terre), sont des astéroïdes dont l’orbite passe à moins de 0,3 unité astronomique de notre planète. En effet, la terminologie française est à prendre au sens large, car elle recouvre également les astéroïdes dont l’orbite est proche de celle de la Terre sans nécessairement la croiser.

D’un nombre aujourd’hui supérieur à 21 000 objets recensés, ils sont classés en quatre groupes en fonction de leurs paramètres orbitaux :

  1. Atiras : astéroïdes dont l’orbite est entièrement contenue dans celle de la Terre (21 recensés).
  2. Visualisation des astéroïdes géocroiseurs Atiras
    Visualisation des astéroïdes géocroiseurs Atiras

    Crédits J. Berthier & J. Normand (Skybot3d)/VO‑IMCCE/Observatoire de Paris

  3. Atens : astéroïdes dont l’orbite est principalement située à l’intérieur de celle de la Terre (< 1 unité astronomique, ≈ 1 653 recensés).
  4. Visualisation des astéroïdes géocroiseurs Atens Visualisation des astéroïdes géocroiseurs Atens
    Visualisation des astéroïdes géocroiseurs Atens

    Crédits J. Berthier & J. Normand (Skybot3d)/VO‑IMCCE/Observatoire de Paris

  5. Apollos : astéroïdes dont l’orbite est principalement située à l’extérieur de celle de la Terre (> 1 unité astronomique, ≈ 12 062 recensés).
  6. Visualisation des astéroïdes géocroiseurs Apollos
    Visualisation des astéroïdes géocroiseurs Apollos

    Crédits J. Berthier & J. Normand (Skybot3d)/VO‑IMCCE/Observatoire de Paris

  7. Amors : astéroïdes dont l’orbite excède entièrement celle de la Terre (≈ 8 161 recensés).
  8. Visualisation des astéroïdes géocroiseurs Amors
    Visualisation des astéroïdes géocroiseurs Amors

    Crédits J. Berthier & J. Normand (Skybot3d)/VO‑IMCCE/Observatoire de Paris

Les quatre groupes d’astéroïdes géocroiseurs
Orbite respective des quatre groupes d’astéroïdes géocroiseurs

Le groupe Atiras
tient son nom de l’astéroïde (163693) Atira, le groupe Atens
de l’astéroïde (2062) Aten,
le groupe Apollos de l’astéroïde (1862) Apollo et le groupe Amors
de l’astéroïde (1221) Amor.

Crédits Y. Gominet/IMCCE (Source NASA)

Visualisation des quatre groupes d’astéroïdes géocroiseurss
Visualisation des quatre groupes d’astéroïdes géocroiseurs

Crédits J. Berthier & J. Normand (Skybot3d)/VO‑IMCCE/Observatoire de Paris

La ceinture principale

La grande majorité des astéroïdes gravite entre les orbites de Mars et de Jupiter, dans une région du Système solaire appelée « ceinture principale des astéroïdes ». Leur nombre est actuellement estimé à plusieurs millions, d’un diamètre allant du grain de poussière à plusieurs centaines de kilomètres, comme le plus grand d’entre eux, Ceres, avoisinant les 950 km.

La ceinture principale d’astéroïdes
La ceinture principale d’astéroïdes

Principal groupement d’astéroïdes avec plus de 880 000 objets recensés à ce jour, la ceinture principale d’astéroides se situe environ entre deux à quatre unités astronomiques du Soleil.

Crédits Y. Gominet/IMCCE (Source NASA)

Ils gravitent autour du Soleil selon des orbites légèrement elliptiques, de faible excentricité (< 0,4) et de faible inclinaison (< 30°). Leur forme n’est pas non plus identique : alors que les plus grands sont généralement sphériques, les plus petits présentent un aspect irrégulier.

Visualisation des astéroïdes de la ceinture principale
Visualisation des astéroïdes de la ceinture principale

Code couleur 
Le groupe de Hungaria en bleu, la ceinture principale interne (zone I) en rouge, la ceinture principale centrale (zone II) en fuchsia, la ceinture principale externe (zone III) en jaune, le groupe de Hilda en vert et le groupe de Cybèle en turquoise.

Crédits J. Berthier & J. Normand (Skybot3d)/VO‑IMCCE/Observatoire de Paris

Les Troyens de Jupiter

Les Troyens de Jupiter sont des astéroïdes qui partagent la même orbite que Jupiter autour du Soleil. Ils sont regroupés en deux essaims : l’un précède la planète, l’autre la suit. Au centre de chacun de ces deux essaims se trouve un point où les champs de gravité du Soleil et de Jupiter se compensent et engendrent une position d’équilibre où les corps qui s’y trouvent conservent en permanence la même distance au Soleil et à Jupiter. Ces positions sont nommés « points de Lagrange », plus précisément L4 pour celui qui précède la planète et L5 pour celui qui la suit.

Les points de Lagrange
Les points de Lagrange

Alors que les points L1, L2 et L3 sont instables, au sens où un corps qui s’y trouve s’en éloigne nécessairement, les points L4 et L5 sont stables, à condition que le corps qui s’y trouve soit de masse négligeable, suffisamment faible pour ne pas affecter le mouvement de la planète, et que les masses des deux corps principaux aient des valeurs proches.

Crédits Y. Gominet/IMCCE (Source NASA)

Actuellement, plus de 7 800 astéroïdes troyens sont recensés, mais leur nombre ne cesse de croître à mesure de l’avancée technologique des moyens d’observation et de détection. Les plus célèbres sont Achille, le premier à avoir été découvert en 1906, Hector et Patroclus.

Visualisation des Troyens de Jupiter
Visualisation des Troyens de Jupiter

Crédits J. Berthier & J. Normand (Skybot3d)/VO‑IMCCE/Observatoire de Paris

Les Centaures

Le 18 octobre 1977, Chiron, corps glacé de 166 km de diamètre, est découvert sur une orbite qui croise celles des planètes géantes (Jupiter, Saturne, Uranus, Neptune), mais bien moins excentrique que celles des comètes. Tout d’abord considéré comme un astéroïde, une activité cométaire sera cependant observée 12 ans plus tard, confirmant la nature cométaire de Chiron. Cette population de transition entre les astéroïdes secs et les comètes riches en glaces sera ingénieusement appelée Centaure. Plus de 500 ont été recensés à ce jour.

Vue d’artiste de l’astéroïde centaure (10199) Chariklo
Vue d’artiste de l’astéroïde centaure (10199) Chariklo

Avec un diamètre estimé à 250 km, Chariklo est le plus grand centaure connu, mais également la première planète mineure connue à posséder
des anneaux.

Crédits ESO/L. Calçada/M. Kornmesser/N. Risinger (skysurvey.org)

Leurs orbites, qui subissent les perturbations gravitationnelles des planètes géantes, semblent instables à l’échelle de centaines de milliers d’années. C’est pourquoi l’idée a été avancée que les centaures seraient originaires de la ceinture de Kuiper, et qu’à la suite de ces perturbaions gravitationnelles, ils seraient dans un état orbital intermédiaire entre la ceinture de Kuiper et les comètes à courte période. Chiron pourrait ainsi devenir, à terme, l’une de ces comètes.

Visualisation des Centaures
Visualisation des Centaures

Crédits J. Berthier & J. Normand (Skybot3d)/VO‑IMCCE/Observatoire de Paris

La ceinture de Kuiper

En 1951, Gérard Peter Kuiper (1905‑1973) envisage l’existence, au voisinage de l’écliptique, d’une vaste région en forme d’anneau qui s’étend au-delà de l’orbite de Neptune, entre 30 et 55 unités astronomiques, composée de noyaux cométaires et d’astéroïdes. Cette ceinture résulterait du processus d’accrétion du nuage de gaz à partir duquel le Système solaire s’est formé et serait la source des comètes à courte période. On l’appelle ceinture de Kuiper ou ceinture de Edgeworth-Kuiper (Edgeworth était un astronome irlandais ayant formulé une hypothèse analogue dès les années 1940).

Visualisation des objets connus de la ceinture de Kuiper
Visualisation des objets connus de la ceinture de Kuiper

Crédits J. Berthier & J. Normand (Skybot3d)/VO‑IMCCE/Observatoire de Paris

L’existence de cette ceinture a été confirmée le 14 septembre 1992
par la découverte du premier véritable objet transneptunien, 1992 QB1,
aujourd’hui dénommé (15760) Albion.

Aujourd’hui, plus de 3 300 objets ont été recensés dans cette région.

Le nuage de Oort

En 1950, Jan Hendrik Oort (1900‑1992) observe que la distribution des demi-grands axes des comètes de période supérieure à 200 ans connues à l’époque montre, au-delà de 10 000 unités astronomiques, une accumulation appelée aujourd’hui « pic de Oort », correspondant à une énergie orbitale très faible. Or, lors de leur passage dans la région planétaire du Système solaire, les planètes vont considérablement modifier cette énergie. Ainsi, la plupart de ces comètes vont être éjectées de ce pic. Oort en déduit que ces comètes pénètrent la région planétaire pour la première fois.

Reprenant une idée émise en 1932 par l’astronome estonien Ernst Öpik (1893‑1995), Oort formule l’hypothèse qu’il existe, à une distance du Soleil de plus de 10 000 unités astronomiques, une région qui contient un grand nombre de comètes. Cette région, qui prit le nom de « nuage de Oort », s’étendrait jusqu’à près de 200 000 unités astronomiques du Soleil. Sous l’effet gravitationnel des étoiles proches du Soleil et de l’attraction gravitationnelle de la Galaxie dans son ensemble, les objets du nuage d’Oort peuvent quitter leurs orbites et « chuter » vers le Soleil, se transformant alors en comètes qui deviennent observables. Les simulations montrent que pour avoir un taux d’observation correspondant à celui observé de nos jours, le nuage doit contenir près de 1 000 milliards de comètes !

Représentation du nuage de Oort
Représentation du nuage de Oort

Le nuage de Oort interne
porte également le nom
de « nuage de Hills »,
du nom du théoricien
en dynamique stellaire
qui en a élaboré le concept.

Crédits CC BY-SA 3.0 A.Z. Colvin

Cette hypothèse, qui ne repose que sur les demi-grands axes des comètes
à longue période, est généralement admise aujourd’hui, bien qu’aucun objet
n’ait encore été détecté dans ce nuage.

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Origines

La première hypothèse pour expliquer l’origine des astéroïdes
soutenait qu’ils étaient les vestiges d’une planète
qui aurait explosé il y a plusieurs millions d’années.

C’est Heinrich Olbers qui en a avancé l’idée à la suite de sa découverte de Pallas en 1802. Dès lors, tout comme Ceres, Pallas serait un fragment de cette hypothétique planète, ainsi supposée être la planète manquante entre les orbites de Mars et Jupiter prédite par la loi empirique de Titius-Bode. Les découvertes ultérieures de Junon en 1804 et de Vesta en 1807 sur des orbites voisines viendront appuyer cette théorie.

L’hypothèse aujourd’hui partagée est que ce sont des corps rocheux qui n’ont jamais pu s’agréger pour former une planète, en raison des résonances orbitales induites par les perturbations du champ gravitationnel puissant de Jupiter.

La formation du Système solaire a en effet débuté par un gigantesque nuage de gaz et de poussières en rotation. Du fait de cette rotation, le nuage s’est aplati pour former un disque au centre duquel est née une proto-étoile (embryon de notre Soleil). Le vent solaire a repoussé les éléments les plus volatils (gaz) vers l’extérieur du disque, alors que les éléments plus denses sont restés proches de l’étoile en formation.

À partir de ces éléments et à différentes distances de notre proto-Soleil,
la poussière et le gaz ont commencé à s’accréter pour former des planétésimaux plus ou moins riches en éléments volatils.

Les étapes de formation du Système solaire
Les étapes de formation du Système solaire

CC BY 3.0 B. Saxton/NRAO/AUI/NSF

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missions spatiales

New Horizons, 2014 MU69 et la ceinture de Kuiper

Lancée le 19 janvier 2006, la sonde New Horizons de la NASA
a réalisé un exploit dans les annales de l’exploration spatiale
en atteignant en un temps record et en survolant pour la première fois, le 14 juillet 2015, un système de planète naine situé au-delà de l’orbite de Neptune : Pluton et ses satellites.

Vue d’artiste de la sonde New Horizons à l’approche de Pluton et Charon
Vue d’artiste de la sonde New Horizons à l’approche de Pluton et Charon

La quantité d’énergie solaire n’étant pas suffisante dans cette région éloignée du Système solaire, la sonde est alimentée par un générateur thermoélectrique qui utilise la chaleur produite par la désintégration de plutonium 238.

Crédits NASA

Dès 2003, le National Academy of Sciences’ Planetary Decadal Survey a demandé avec insistance que la sonde New Horizons fasse un survol d’un objet de la ceinture de Kuiper. En utilisant leur modèle de la ceinture de Kuiper développé à partir d’observations réalisées au CFHT (Canada France Hawaï Telescope, Télescope Franco-Canadien de Hawaï), une équipe franco-canadienne a indiqué où pointer le télescope spatial HST pour espérer détecter une cible pour New Horizons.

Cela fut fait le 26 juin 2014. 2014 MU69 fut officiellement choisi comme cible d’un survol par New Horizons en août 2015. Ce corps d’environ 45 km de côté (moins s’il est plus réfléchissant que supposé) est le premier objet qui ne s’approche jamais à moins de 40 unités astronomiques du Soleil à être visité par une machine construite par les humains.

New Horizons établit un nouveau record à plus d’un titre avec le survol de l’objet de la ceinture de Kuiper 2014 MU69 le 1er janvier 2019. Il s’agit de l’objet le plus lointain jamais visité par un vaisseau spatial qui, de plus, fut découvert en 2014, soit plus de 12 ans après le lancement de la sonde.

Le premier retour d’échantillon d’astéroïde

En 2003, la sonde Hayabusa de l’Agence spatiale japonaise (JAXA) est lancée en direction de l’astéroïde géocroiseur (25143) Itokawa. C’est une mission très ambitieuse : elle part
pour visiter le plus petit astéroïde jamais rencontré
par une sonde spatiale, donc de gravité extrêmement faible,
et doit en rapporter un échantillon.

Mise en orbite en septembre 2005, la sonde réalise un premier atterrissage, puis un second, pour prélever de la poussière en surface. Malheureusement, une fuite dans le système de propulsion bloque la sonde en mode « sécurité ». Après avoir difficilement rétabli la communication avec la sonde, les ingénieurs japonais ont réussi à la lancer sur une trajectoire de retour vers la Terre en novembre 2005. La capsule contenant les échantillons pénètre finalement dans l’atmosphère terrestre le 13 juin 2010.

Vue d’artiste de la sonde Hayabusa à l’approche de l’astéroïde (25143) Itokawa
Vue d’artiste de la sonde Hayabusa à l’approche de l’astéroïde (25143) Itokawa

Hayabusa a cartographié entièrement la surface d’Itokawa, révélant entre autres des zones couvertes de poussière (régolite), alors que les connaissances actuelles laissaient penser que des astéroïdes aussi petits ne pouvaient en contenir.

Crédits A. Ikeshita/MEF/ISAS/JAXA

L’analyse des grains récupérés par la sonde marque un tournant dans l’étude de la composition des astéroïdes : leur composition fut en effet déterminée comme étant similaire à celle des météorites dites « chondrites ordinaires », établissant un lien univoque entre un type spectral d’astéroïde et une classe de météorite.

Galileo, des petits corps autour des petits corps

La mission spatiale Galileo de la NASA, baptisée ainsi en l’honneur de Galilée, découvreur des satellites de Jupiter, est lancée en 1989 en direction de Jupiter afin d’étudier la plus grosse planète du Système solaire et son cortège de lunes.

Sur son chemin, Galileo réalise le 29 octobre 1991 la première rencontre jamais effectuée entre une sonde spatiale et un astéroïde : (951) Gaspra. Les images envoyées par la sonde montrent un corps constellé de cratères d’impacts, à la forme irrégulière.

Deux ans plus tard, le 28 août 1993, Galileo effectue le second survol d’un astéroïde ; il s’agit cette fois de (243) Ida. La surprise est au rendez-vous avec la découverte du premier satellite d’astéroïde, Dactyl, d’un diamètre d’environ 1,4 km qui tourne autour de Ida (32 km de diamètre).

L’astéroïde (243) Ida et sa lune Dactyl photographiés le 28 août 1993 par la sonde Galileo.
L’astéroïde (243) Ida
et sa lune Dactyl photographiés le 28 août 1993 par la sonde Galileo

La découverte majeure du satellite Dactyl vient clore un débat de longue date sur l’existence ou non de lunes autour d’astéroïdes, toutes les recherches effectuées depuis la Terre ayant auparavant échoué.

Crédits NASA/JPL

La proximité des lunes avec leur astéroïde, et leur petite taille, avait en réalité empêché leur découverte. Depuis cette date historique, plus de 300 satellites ont été découverts autour des petits corps de notre système solaire, des géocroiseurs aux objets transneptuniens.

Hayabusa 2

Un deuxième faucon (traduction française du nom de la sonde Hayabusa) a été lancé par l’Agence spatiale japonaise (JAXA)
en décembre 2014 pour être mis en orbite autour
de l’astéroïde géocroiseur (162173) Ryugu.

(162173) Ryugu mesure environ 950 mètres de diamètre. Les observations par des instruments au sol permettent d’estimer une forme presque sphérique. Vu du sol, l’objet est faiblement lumineux, même pour des télescopes de grand diamètre. Les données spectrales de l’objet le classent dans la catégorie des objets primitifs.

Vue d’artiste de la sonde Hayabusa à l’approche de l’astéroïde (25143) Itokawa
Vue d’artiste de la sonde Hayabusa 2

Forte du succès de la première mission Hayabusa, la sonde Hayabusa 2 étudie minutieusement l’astéroïde géocroiseur (162173) Ryugu depuis juin 2018. L’atterisseur MASCOT s’est posé avec succès sur l’astéroïde le 3 octobre 2018.

Crédits A. Ikeshita/JAXA

Depuis son arrivée en juin 2018, Hayabusa 2 scrute l’astéroïde grâce à une multitude d’instruments scientifiques : caméras multispectrales et thermiques, altimètres laser, spectroscopes en proche infrarouge. Les images montrent Ryugu en forme de toupie avec un épais bourrelet au niveau de son équateur. Son rayon à l’équateur mesure 1 004 mètres, alors que son rayon aux pôles est de 875 mètres.

L’atterrisseur nommé MASCOT (Mobile Asteroid surface SCOuT ), développé par l’Agence spatiale allemande (DLR pour Deutsches Zentrum für Luft- und Raumfahrt ) a été lancé avec succès sur la surface de l’objet et y a effectué des mesures. Trois petits rovers (robots mobiles) japonais équipés de caméras et de thermomètres compléteront l’ensemble des études faites à la surface de l’objet.

Hayabusa 2 prévoit également le retour sur Terre d’un ou plusieurs échantillons de l’astéroïde Ryugu. Un premier prélèvement du matériel a déjà été réalisé. Une petite décharge a créé un cratère permettant la mise en évidence d’éléments frais et non altérés par la météo de l’espace. La sonde identifiera les zones de matière fraîche et prélèvera des échantillons. La capsule, avec le matériel extraterrestre, sera de retour sur Terre en décembre 2020.

Ceres, une planète naine étonnante
aux secrets révélés par Dawn

Là où le télescope spatial Hubble obtenait des images floues
de la surface de Ceres, la mission spatiale Dawn de la NASA
a révélé une surface géologiquement riche et complexe,
ainsi que la présence de glace d’eau sous celle-ci.

L’une des observations les plus étonnantes issues de Dawn a été la découverte de taches blanches à la surface de Ceres. Celles-ci sont composées de sels minéraux, glaces et poussières qui pourraient être produits à l’intérieur de Ceres au sein de systèmes hydrothermaux qui remonteraient ces sels à la surface. Dawn a également découvert la présence d’une unique montagne de six kilomètres de haut, baptisée Ahuna Mons, qui serait le résultat d’un cryovolcanisme.

Vue en perspective du Crater Occator sur Ceres
Vue en perspective du cratère Occator sur Ceres

Les taches blanches correspondent à des dépôts de sel dus à l’activité cométaire.

Crédits NASA/JPL‑Caltech/UCLA/
MPS/DLR/IDA

Ceres est le corps le plus massif de la ceinture principale d’astéroïdes, avec un rayon moyen d’environ 475 km. Sa forme est proche d’un ellipsoïde de révolution légèrement aplati au niveau des pôles avec une différence de 32,6 km entre son rayon équatorial et son rayon polaire. Cette forme est proche d’une figure d’équilibre hydrostatique, confirmant ainsi que Ceres entre dans la catégorie des planètes naines.

Dawn a permis de sonder l’intérieur de Ceres grâce à la détermination de son champ de gravité. Ainsi, environ 25% de la masse de Ceres est composée d’eau et son intérieur est partiellement différencié, contrairement à l’intérieur de la Terre. Cette différenciation partielle actuelle est due à la présence importante de cette eau qui s’est diffusée entre les différentes couches et à son histoire thermique complexe.

La mission OSIRIS-REx

Le 8 septembre 2016, la NASA a lancé la mission spatiale OSIRIS-REx par l’intermédiaire d’une fusée Atlas V. Il s’agit d’une mission vers (101955) Bennu, un astéroïde qui fait partie des géocroiseurs.

Bennu est un objet primitif d’un diamètre d’environ 500 mètres. Ses éléments orbitaux
le placent dans la catégorie des objets avec une orbite chaotique qui s’approche de celle
de la Terre.

Vue d’artiste de la sonde OSIRIS-REx
Vue d’artiste
de la sonde OSIRIS-REx

Un des objectifs de cette mission
est l’étude in situ de l’astéroïde Bennu. Cependant, l’objectif majeur est celui
du retour sur Terre d’un échantillon
d’au moins 60 grammes de cet objet.

Crédits NASA/Goddard Space Flight Center/Conceptual Image Laboratory

L’étude scientifique menée par OSIRIS-REx sur l’astéroïde Bennu s’étale sur une période allant de fin 2018 au premier trimestre 2020. Au cours de cette période, la sonde survolera Bennu en l’analysant grâce à un ensemble de cinq instruments embarqués (caméras, spectrographes, détecteurs X et infrarouge et altimètres). Le prélèvement de l’échantillon par TAGSAM (Touch-And-Go Sample Acquisition Mechanism) est prévu pour la dernière partie de l’année 2020.

Enfin, la capsule contenant la précieuse cargaison de l’échantillon astéroïdal entamera le voyage de retour vers la Terre où il sera récupéré fin 2023. Ceci sera le premier retour sur notre planète d’éléments provenant d’un astéroïde primitif, après l’échantillon partiellement fusionné de l’astéroïde (25143) Itokawa ramené par la sonde Hayabusa 1 en 2010.

Lucy in the Sky with Trojans

Les « troyens » sont des astéroïdes qui partagent la même orbite que Jupiter autour du Soleil, 60° en avant ou en arrière le long de cette orbite, au niveau des points de Lagrange L4 et L5.
Ces objets sont traditionnellement nommés d’après les héros
de l’Iliade d’Homère, soit Grecs, soit Troyens.

Cette population est la dernière à ne pas avoir été explorée, après les géocroiseurs par NEAR Shoemaker en 2000, les astéroïdes de la ceinture principale par Dawn, Rosetta, Galileo entre 1996 et 2017, et les transneptuniens par New Horizons en 2016.

La mission Lucy de la NASA, dont le lancement est prévu pour 2021, va explorer cette population tout au long d’un périple de 12 ans durant lequel elle survolera six troyens, terminant par un système double : Patroclus. Ces cibles ont été choisies afin de représenter les trois types spectraux qui composent les troyens et qui correspondent à ce qui semble être les matériaux les plus primitifs du Système solaire, formés près des comètes dans le disque d’accrétion autour du jeune Soleil. Ces corps ont ensuite été capturés sur l’orbite de Jupiter durant les migrations planétaires qui eurent lieu tôt dans le Système solaire, tel que décrit par le modèle de Nice.

Vue d’artiste de la sonde Lucy et des troyens de Jupiter
Vue d’artiste
de la sonde Lucy
et des troyens de Jupiter

La mission est appelée Lucy
en écho au squelette
d’australopithèque Lucy
découvert par Johanson,
Taieb et Coppens en 1974.

Crédits NASA

Le nom de Lucy rappelle également que ces corps sont parmi les plus primitifs et sont, au second degré, des « diamants » dans le ciel, au vu des informations au combien précieuses qu’ils contiennent sur notre histoire et celle du Système solaire.

Un rendez-vous programmé avec Shoemaker : NEAR

La mission Near Earth Asteroid Rendezvous (NEAR) de la NASA, renommée après son lancement en 1996 en l’honneur de l’astronome Eugene Shoemaker décédé en 1997, est la première mission spatiale dont le but était l’étude extensive d’un astéroïde, via une mise en orbite.

Après avoir survolé l’astéroïde (253) Mathilde le 27 juin 1997 et révélé l’existence de cratères aussi gros que l’astéroïde lui-même, posant la question de la structure interne de ces corps, NEAR devait se mettre en orbite autour de (433) Eros, le premier géocroiseur découvert, fin 1998. Néanmoins, la manœuvre d’insertion orbitale du 20 décembre 1998 échoue, le contrôle et la communication avec la sonde sont perdus pour plus de 24 heures, mettant en danger la mission.

Un an plus tard, une seconde manœuvre réussit à placer NEAR en orbite autour d’Eros le 14 février 2000. Les images et spectres envoyés par la sonde permettent de cartographier entièrement ce corps et de découvrir que la surface des astéroïdes est active, avec des mouvements du régolite (la poussière qui les couvre). Après un an d’opération, un atterrissage contrôlé pose NEAR sur Eros le 12 février 2001. L’équipe au sol est surprise de garder le contact avec la sonde : celle-ci s’est posée en douceur ! Elle est alors utilisée pendant deux semaines pour collecter des données de proximité avec son spectromètre gamma jusqu’à la perte du signal radio le 28 février 2001.

Compter les géocroiseurs avec le télescope WISE

La mission Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE) de la NASA est un télescope spatial de 40 cm, lancé en 2009 dans le but d’effectuer un relevé complet du ciel à quatre longueurs d’onde dans l’infrarouge, entre 3 et 22 microns.

Or, à ces longueurs d’onde, les astéroïdes sont parmi les sources les plus brillantes du ciel, de par leur taille apparente et leur température (environ – 70°C).

Une chaîne de traitement des données WISE, dédiée aux petits corps du Système solaire et appelée NEOWISE, a donc été mise sur pied. Les résultats ont été spectaculaires : WISE a observé plus de 158 000 astéroïdes, dont 34 000 découvertes ! Pour chacun, le flux infrarouge a pu être utilisé pour déterminer la taille de ces objets, fournissant le plus grand catalogue disponible ; le précédent provenait du satellite IRAS et ne contenait que 2 200 astéroïdes !

Vue d’artiste du télescope spatial WIZE
Vue d’artiste du télescope spatial WIZE

La mission a fonctionné sans heurt pendant 10 mois jusqu’en 2011, après lesquels les réserves de liquide refroidissant se sont épuisées, empêchant son utilisation aux plus grandes longueurs d’onde.

Crédits NASA/JPL‑Caltech

L’étendue du relevé NEOWISE a permis de réestimer le nombre d’astéroïdes géocroiseurs restant à découvrir : c’est une question critique dans le cadre de la protection planétaire. Si aux grandes tailles (kilomètre et plus), WISE a confirmé les estimations, dans la gamme 100 m – 1 km, il a montré que « seuls » 19 500 géocroiseurs devaient exister, contre une estimation précédente de 35 000 objets.

Depuis 2013, le satellite est à nouveau en opération sans cryogénie pour continuer le suivi des géocroiseurs.

À la découverte d’un monde métallique

Parmi toutes les chutes de météorites observées, environ 5% correspondent à des météorites ferreuses. Celles-ci sont interprétées comme provenant des cœurs de planétésimaux qui se sont différenciés au début de l’histoire du Système solaire, puis ont été détruits par collision.

Ces corps, dont le seul exemple intact serait l’astéroïde (4) Vesta, ont donc expérimenté des processus thermiques, chimiques et physiques similaires à ceux vécus par les planètes telluriques et en particulier la Terre. Parmi les astéroïdes, certains ont des propriétés spectrales qui semblent indiquer qu’ils sont majoritairement composés de métaux, ce qui est corroboré par leur densité élevée.

La mission Psyche de la NASA sera lancée en 2022 pour se mettre en orbite autour de l’astéroïde (16) Psyche, le plus gros de ces astéroïdes « métalliques », en 2026 pour 21 mois.

Vue d’artiste de la sonde Psyche en orbite autour de l’astéroïde (16) Psyche
Vue d’artiste de la sonde Psyche en orbite autour de l’astéroïde (16) Psyche

D’un diamètre supérieur à 200 km, (16) Psyche est l’un des dix astéroïdes les plus massifs de la ceinture principale, mais aussi le plus massif des astéroïdes métalliques connus.

Crédits NASA/JPL

L’objectif de la mission est de comprendre les conditions de formation de ces cœurs métalliques et de la différenciation des corps en observant directement pour la première fois le cœur d’une « planète ». Afin de répondre à ces questions, la mission est équipée d’une caméra pour étudier la topographie de Psyche, d’un spectromètre à neutrons et rayons gamma pour en étudier la composition, et d’un magnétomètre. Finalement, les communications entre la sonde et la Terre seront utilisées pour déterminer la répartition de masse au sein de Psyche.