Les astéroïdes

LES ASTÉROÏDES

Les astéroïdes

Tout comme pour l’étude des comètes (composées principalement de glace d’eau et de particules de poussières), l’étude des astéroïdes est d’un grand intérêt car ils correspondent aux débris de la formation du Système Solaire, datant de 4.5 Ga (http://neo.jpl.nasa.gov/neo/). Les astéroïdes et comètes observés de nos jours seraient des constituants planétaires qui n’auraient pas contribué à la formation des planètes. De ce fait, la détermination de leurs constituants chimiques permettrait de connaître la composition du mélange primordial à l’origine des planètes. Les astéroïdes (figure 1.1) sont des objets métalliques ou rocheux de petite taille qui, comme les planètes, orbitent autour du Soleil sous son influence gravitationnelle (Bendjoya, 1998). Seuls 30 astéroïdes possèdent une taille supérieure à 200 km. Le plus gros des astéroïdes, Céres, possède un diamètre de 914 km (un tiers de la taille de la Lune), puis viennent les astéroïdes 2 Pallas et 4 Vesta de 400 km et 576 km de diamètre. La plupart des astéroïdes rocheux proviennent du Système Solaire interne entre Mars et Jupiter et malgré leur nombre élevé (26000 sont répertoriés à ce jour), leur masse totale ne dépasserait pas celle de la Lune.

Globalement, la distribution en taille des astéroïdes suit une loi puissance suggérant une formation par collisions destructives de planétésimaux (embryons de planètes) de taille comprise entre 500 km et 1000 km (Garmier, 2001). La forme des astéroïdes témoigne de leur histoire collisionelle ou d’un état d’équilibre de la matière. C’est pourquoi les plus gros astéroïdes (Vesta, Céres, Pallas) ont une forme symétrique, sphérique ou ellipsoïdale : ils auraient subi une fusion partielle provoquée par la grosse quantité de matériaux agglomérés et l’énergie accumulée lors de l’accrétion, à l’origine de cette forme caractéristique d’un planétésimal. Les astéroïdes n’ayant pas subi de fusion partielle (certains parmi les plus petits) possèdent des formes modelées par les nombreux impacts subis, ou pourraient être un groupement de débris comme c’est probablement le cas pour l’astéroïde Itokawa (figure 1.2). La distribution de taille des astéroïdes (déterminée par photométrie) confirme l’origine collisionelle de ces corps.

La répartition des astéroïdes

La plupart des astéroïdes sont situés dans la Ceinture Principale des Astéroïdes entre Mars et Jupiter, mais d’autres populations d’astéroïdes existent, telles que les troyens, les centaures, les trans-neptuniens et les géocroiseurs. Les astéroïdes de la Ceinture Principale furent découverts par l’application de la loi empirique de Titius-Bode. Cette loi, donnant la distance au Soleil de chaque planète du Système Solaire en fonction de leur rang au Soleil, suggère la présence d’une planète à l’endroit de la Ceinture Principale, entre Mars et Jupiter. Or, les observations montrent que cette zone semble peuplée d’un ensemble d’astéroïdes plutôt que d’une planète. Quel est donc le lien entre une planète et les astéroïdes de la Ceinture Principale : seraient-ils une planète non formée, ou une planète qui se serait fragmentée ? Pour le savoir, des études effectuées sur la composition chimique de surface des astéroïdes (à travers leur spectre) ont permis leur classification.

Deux catégories se sont principalement distinguées : le type C pour les astéroïdes riches en carbone et le type S, le plus répandu, pour les astéroïdes silicatés. Les études de la composition chimique des astéroïdes de la Ceinture Principale en fonction de leur distance au soleil montrent une variation progressive en fonction de l’éloignement au soleil, les types S étant plus abondants à proximité de l’étoile que les types C, plus nombreux quand on s’éloigne du Soleil. Cette distribution régulière des types d’astéroïdes ne pourrait pas subsister si ceux-ci étaient des débris d’une planète fragmentée. En effet, dans ce cas, les astéroïdes auraient des compositions réparties aléatoirement, ce qui n’est pas le cas. D’autre part, les météorites, que l’on connaît en tant que fragments des astéroïdes, ne présentent pas d’indices d’exposition à de fortes pressions ou de fortes chaleurs engendrées par une éventuelle explosion.

Les astéroïdes de la Ceinture Principale seraient donc une planète dont le processus d’accrétion aurait été interrompu par l’action gravitationnelle de Jupiter (Bendjoya, 1998). En 1910, le japonais Hiramaya démontra la similarité des orbites de certains astéroïdes de la Ceinture Principale. Il fut donc suggéré que ces différents corps puissent être des fragments d’un corps parent et plusieurs familles d’astéroïdes furent établies: Hungarias, Floras, Phocaea, Koronis, Themis, Cybeles et Hildas (figure 1.3). La Ceinture Principale présente également certaines zones dépeuplées d’astéroïdes (figure 1.4), nommées les lacunes de Kirkwood (en hommage au découvreur de ces zones en 1872). Ces zones correspondent à des orbites d’astéroïdes dont la période de révolution autour du Soleil a un rapport en nombre entier avec la période de révolution de l’orbite de Jupiter. Par exemple, des astéroïdes placés dans la résonance 3:1 effectuent trois révolutions solaires tandis que Jupiter n’en effectue qu’une.

Ces astéroïdes, régulièrement exposés aux perturbations dynamiques de Jupiter (les résonances), seraient donc systématiquement soumis à des impulsions gravitationnelles qui accélèreraient leur mouvement et les expulseraient hors de la Ceinture. Ce mécanisme est à l’origine de la population d’astéroïdes géocroiseurs. Les astéroïdes géocroiseurs orbitent dans le Système Solaire interne. Ils ont été expulsés de la Ceinture Principale par les perturbations gravitationnelles de Jupiter, et l’instabilité de leur orbite les conduits souvent à des collisions avec les planètes, réduisant leur durée de vie à quelques dizaines de millions d’années. Les sections 1.2 et 1.3 leur sont consacrées et soulignent le risque qu’ils représentent pour la Terre. Les astéroïdes troyens résident sur les points de Lagrange de l’orbite de Jupiter, situés 60° avant Jupiter pour le point L4 et 60° après Jupiter pour le point L5. Certains astéroïdes peuplent également les points de Lagrange de l’orbite de Mars, et pourraient être présents aux points de Lagrange des orbites terrestre et vénusienne. Issus de la Ceinture de Kuiper (réservoir de comètes à courte période situé après Neptune entre 35 Unités Astronomiques et 100 Unités Astonomiques, avec 1 Unité Astronomique équivalent à la distance Terre-Soleil, soit environ 150 millions de kilomètres), les quelques 500 astéroïdes trans-neptuniens montrent des compositions chimiques plus semblables à celle des comètes qu’à celle des astéroïdes.

L’astéroïde Eros, cible de la mission NEAR Avec ses 805 kg (dont 300 kg de carburant), la sonde NEAR est le fruit du programme d’exploration du Système Solaire ‘Discovery’ proposé en 1990 par la NASA. Dotée d’un propulseur principal de 450 Newtons et de 11 petits propulseurs de 22 Newtons et 4.5 Newtons, la sonde décolla en février 1996, survola l’astéroïde Mathilde le 17 juin 1997 (voir figure 1.13, la déflection subie à cette occasion ayant permis d’estimer la densité de Mathilde à 1.3 g.cm-3, Yeomans et al. (1997)), elle survola la Terre en janvier 1998 puis arriva en orbite autour d’Eros en 2000 pour une mission d’un an (figure 1.14). Durant cette année en orbite autour d’Eros, le contrôle d’altitude fut effectué par quatre roues à inertie, et quatre panneaux solaires produisirent une puissance de 350 Watts à 2.2 Unités Astronomiques du soleil.

À son arrivée autour d’Eros, NEAR fut mise en orbite rétrograde de 365 km × 204 km, d’inclinaison 34°, puis elle fut transférée sur diverses orbites, de rayon compris entre 35 km et 198 km. Le survol au plus près de la surface d’Eros fut effectué à 6.4 km de sa surface en octobre 2000 (orbite 51 km × 19 km) et permit l’acquisition d’images de résolution métrique. Au plus près de la surface d’Eros, entre 3 km et 6 km de hauteur, la résolution des images fut de 1 m à moins d’un centimètre par pixel. Pendant un an, la sonde NEAR orbita 230 fois autour d’Eros, fournissant plus de 140000 images exploitables avec l’imageur multi spectral (Robinson et al., 2002). La cartographie systématique de l’astéroïde commença à une altitude de 200 km, produisant un recouvrement global de l’hémisphère nord à une résolution angulaire d’environ 20 m par pixel.

La quantité de données acquises durant un an d’orbite autour d’Eros fut telle que la NASA décida de tenter un ‘atterrissage’ de NEAR à la surface de l’astéroïde. Même si la sonde NEAR n’avait pas été conçue pour cela, le 12 février 2001 cette manoeuvre permis de réaliser des images de très haute résolution. Après quatre freinages successifs, la sonde NEAR se posa en douceur sur Eros (figure 1.15), dans le cratère Himeros de 10 km de diamètre, avec une vitesse comprise entre 1.4 m.s-1 et 1.8 m.s-1. Avant de s’immobiliser, NEAR subit quelques rebonds, le plus long durant 2 minutes. La sonde arriva en bon état avec une orientation satisfaisante, le JPL préféra donc s’abstenir de toute manoeuvre complémentaire.

La mission fut prolongée d’une dizaine de jours, le temps de réaliser les mesures prévues, rendues un peu plus délicates en raison de l’élévation de température de la sonde qui ne pouvait plus dissiper la chaleur comme en orbite. Le choix de l’astéroïde Eros comme cible de la mission NEAR ne fut pas un hasard. En effet, les contraintes du programme Discovery impliquaient un astéroïde cible doté d’une orbite bien connue et d’une aphélie (point de l’orbite d’Eros le plus éloigné du Soleil) inférieure à 2.5 Unités Astronomiques. Plusieurs astéroïdes remplissaient ces critères, mais au contraire de son concurrent Néreus (qui, en tant qu’astéroïde cible, permettait le survol d’autres astéroïdes et comètes), l’astéroïde Eros, 2ème plus gros géocroiseur, fut choisi du fait de sa taille qui permettait, en terme de collecte de données, une mission orbitale d’un an.

Table des matières

INTRODUCTION
CHAPITRE 1 LES ASTÉROÏDES
1.1 GÉNÉRALITÉS SUR LES ASTÉROÏDES
1.1.1 La répartition des astéroïdes
1.1.2 Formation et structure chimique du Système Solaire
1.1.3 Les types taxonomiques d’astéroïdes
1.1.4 Les principaux types de météorites
1.2 LES ASTÉROÏDES GÉOCROISEURS
1.3 QUANTIFIER LE RISQUE DES GÉOCROISEURS
1.3.1 L’échelle de Turin
1.3.2 L’échelle de Palerme
1.3.3 Le cas de l’astéroïde Apophis (2004 MN 4)
1.4 LES STRATÉGIES DE PROTECTION DE LA TERRE CONTRE LES ASTÉROÏDES
1.4.1 La surveillance des astéroïdes
1.4.2 Les stratégies de protection de la Terre contre une éventuelle collision
1.5 INTÉRÊT DE LA CONNAISSANCE DE LA STRUCTURE INTERNE
1.6 L’ASTÉROÏDE EROS, CIBLE DE LA MISSION NEAR
1.7 L’ASTÉROÏDE EROS
1.7.1 Chronologie relative des évènements principaux
1.7.2 Rides, escarpements et stries
1.7.3 Les cratères d’impact
1.7.4 Les blocs rocheux produits par les cratères
1.7.5 Le régolite
1.7.6 La structure interne d’Eros
CHAPITRE 2 LE PROJET R&T MEMS : SPÉCIFICATIONS DE SISMOMÈTRES POUR LA MISSION SPATIALE EUROPÉENNE DON QUIJOTE
2.1 LA MISSION DON QUIJOTE
2.2 LES CAPTEURS ADÉQUATS À DÉPLOYER SUR UN PETIT ASTÉROÏDE
2.3 LA MÉTHODE DE SOMMATION DES MODES PROPRES
2.3.1 Introduction
2.3.2 L’équation d’onde
2.3.3 Les modes propres de vibration pour un corps SNREI (Symmetric, Non Rotating, Elastic, Isotropic
2.3.4 Sommation des modes et calcul des sismogrammes
2.4 MODÈLES D’ASTÉROÏDES ÉTUDIÉS ET TESTS EFFECTUÉS
2.4.1 Paramètres de départ et tests effectués
2.4.2 Présentation des modèles
2.5 RÉSULTATS ET INTERPRÉTATION
2.5.1 Les modes propres
2.5.2 Exemples de sismogrammes
2.5.3 Amplitude et bande passante
2.5.4 Conclusions sur l’étude des spécifications des sismomètres basée sur les modes propres
CHAPITRE 3 MODÉLISATION DE LA PROPAGATION D’ONDE DANS L’ASTÉROÏDE EROS PAR LA MÉTHODE DES ÉLÉMENTS SPECTRAUX
3.1 LE PRINCIPE DE LA MÉTHODE DES ÉLÉMENTS SPECTRAUX
3.1.1 L’équation des ondes élastiques
3.1.2 Forme variationnelle de l’équation des ondes
3.1.3 Paramétrisation des éléments du maillage
3.1.4 Représentation des fonctions inconnues sur les éléments
3.1.5 Système matriciel et intégration en temps
3.1.6 Partitionnement du maillage et implémentation sur un ordinateur parallèle
3.2 SIMULATION DE PROPAGATION D’ONDE DANS DES MODÈLES 2-D DE L’ASTÉROÏDE EROS
3.2.1 Les modèles d’astéroïdes étudiés et leur élaboration
3.2.2 Résultats des simulations
3.3 SIMULATION DE PROPAGATION D’ONDE DANS DES MODÈLES 3-D DE L’ASTÉROÏDE EROS
3.3.1 Maillage du modèle homogène 3-D de l’astéroïde Eros
3.3.2 Maillage du modèle 3-D d’Eros doté d’une couche de régolite
3.3.3 Les différents paramètres des simulations numériques
3.3.4 Résultats des simulations
3.4 ANNEXE – ARTICLE “SIMULATION OF SEISMIC WAVE PROPAGATION IN AN ASTEROID BASED UPON AN UNSTRUCTURED MPI SPECTRAL-ELEMENT METHOD: BLOCKING AND NON-BLOCKING COMMUNICATION STRATEGIES”
PUBLIÉ DANS LE JOURNAL “LECTURE NOTES IN COMPUTER SCIENCE”, VOLUME 5336, P 350-363, 2008
CHAPITRE 4 SIMULATION DE L’ÉROSION DES CRATÈRES DE L’ASTÉROÏDE (433) EROS
4.1 THE EFFECTS OF EJECTA ACCUMULATION ON THE CRATER POPULATION OF ASTEROID (433) EROS
4.1.1 Introduction
4.1.2 Modeling of impact cratering
4.1.3 Results and discussion
4.1.4 Conclusions
4.2 EFFECT OF THE SEISMIC SHAKING AND EJECTA COVERAGE ERASURE ON THE CRATER POPULATION OF ASTEROID (433) EROS
4.2.1 Introduction
4.2.2 The impactor population modeling
4.2.3 Wave propagation modeling
4.2.4 Crater erasure modeling
4.2.5 Results and discussion
4.2.6 Conclusions
4.3 ANNEXE – CARACTÉRISER LES PHÉNOMÈNES D’IMPACTS : DE L’IMPACTEUR AUX EJECTA
4.3.1 Les différentes façons d’étudier les impacts
4.3.2 Les lois d’échelle
CONCLUSIONS

Télécharger le rapport complet