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La Ceinture des astéroïdes

Le programme de veille du Spacewatch (V)

Ainsi que nous l'avons expliqué dans l'article consacrée aux Histoires d'impacts, le risque de collision avec un NEO est un risque potentiel qu'il ne faut certainement pas négliger. Il suffit de se rappeler les impacts survenus durant le XXe siècle pour se rappeler que ce risque est bien réel, l'impact avec un corps céleste pouvant dévaster des centaines de kilomètres carrés en une fraction de seconde. Pour l'heure ces impacts se sont produits dans des régions heureusement inhabités.

Parmi les NEO qui traverseront l'orbite terrestre dans les 300 prochaines années une attention toute particulière est portée sur la région opposée au Soleil où leur brillance est suffisante pour qu'on puisse les détecter près du périhélie avec de petits télescopes et se préparer suffisamment tôt pour planifier une action.

Déplacement des NEO par rapport à la Terre

Ci-dessus, les orbites des principaux types de géocroiseurs. Ci-dessous à gauche, les trajectoire de quelques NEO en orbite de quasi-collision (nearmiss) avec la Terre. La Terre se trouve aux coordonnées (X,Y)=(0,0). Les pointillés indiquent une direction de 30° de part et d'autres du Soleil, zone dans laquelle la détection est rendue très difficile. Le trait plein représente l'approche final de l'astéroïde 1991BA à une distance de 0.0011 UA le 6 juillet 2843. Les tirets concernent l'approche final de l'astéroïde 4660 à 0.0089 UA le 13 janvier 3269. Les points et tirets la trajectoire de l'astéroïde 1989VB le 1 novembre 4096 à 0.0093 UA. Les cercles, les triangles et les carrés indiquent les positions des astres respectivement 10 et 5 jours avant la distance minimale et 5 jours après. A droite, le tableau géocentrique met en évidence le délai de préavis en fonction de la distance des NEO à la Terre. Sous 1 UA le temps restant avant une collision est inférieur à deux semaines. Documents T.Lombry et LLNL.

Sur papier la méthode de surveillance est relativement simple mais étant donné la faible magnitude de ces astres et l'inaccessibilité de la zone du ciel où brille le Soleil, cette veille permanente exige des techniques sophistiquées. En rapportant les coordonnées successivent des NEO dans un système géocentrique on peut facilement estimer la distribution des objets potentiellement dangereux et la fréquence de leurs apparitions près de la Terre.

On sait par exemple que la plupart des astéroïdes, à l'instar des grands prédateurs, effectuent plusieurs "survols" rapprochés avant de fondre sur leur proie, la Terre. Ainsi un NEO dont on est certain qu'il suit une orbite de collision avec la Terre nous frôlera environ 3 fois à une distance inférieure à 2 rayons terrestres avant l'impact. De telles rencontres tendent à dévier le vecteur vitesse de l'objet suite à l'effet gravitationnel sans affecter sa vitesse relative par rapport à la Terre, rendant sa direction d'approche tout à fait aléatoire. Pour un Aten, le rythme est différent et nous devrions observer au moins une rencontre rapprochée avant que son orbite ne se rétrécice sous 1 UA.

Si l'astéroïde approche lentement à 12 km/s, plus de deux fois inférieure à celle de la Terre sur son orbite, l'objet pourra apparaître de n'importe quelle direction et nous surprendre. A l'inverse, si sa vitesse relative est supérieure à celle de la Terre, en vertu des lois de Kepler il suivra nécessairement une orbite hyperbolique autour du Soleil. Notre avantage est de pouvoir déterminer l'angle d'approche du NEO (θ dans le graphe présenté ci-dessus à droite) en fonction de sa vitesse et de celle de la Terre et nous préparer quelques semaines à l'avance.

A gauche, grâce aux divers programmes de surveillance du ciel mis en place depuis les années 2000,le nombre d'astéroïdes détecté à ce jour n'a cessé d'augmenter. Entre 2005 et 2015, entre 800 et 1200 astéroïdes NEA ont été découverts chaque année dont une moyenne de 21 NEA mesurant plus de 1 km. A droite, la chambre de Schmidt de 1.26 m (48") du Caltech, rebaptisée télescope Oschin, dédié à la surveillance des NEO. Ce télescope permit également de découvrir Quaoar et Sedna.

Grâce à une technologie de pointe le rythme des découvertes s'accélère chaque année. Tom Gehrels et son équipe du Space Science Building de l'Université d'Arizona exploitent depuis 1981 des systèmes de détections automatiques dans le cadre du programme Spacewatch. Son équipe participe également au programme NEO renommé CNEOS de la NASA en collaboration avec le Lawrence Livermore National Laboratory (LLNL) et plusieurs universités dont le Caltech et l'Université d'Hawaii.

Ces professionnels qui font souvent appel à de jeunes chercheurs utilisent actuellement plusieurs télescopes dont le Keck situé sur le sommet du Maunea Kea à Hawaii, le télescope newtonien de 0.9 m de l'Observatoire Steward attaché à l'université. Depuis, d'autres observatoires participent à ce programme de surveillance du ciel dont le Pan-STARRS (Panoramic Survey Telescope and Rapid Response System) de 1.8 m installé sommet de l'Haleakala à Hawaii (voir photo plus bas).

D'ores et déjà l'usage de caméras CCD à haute définition permet de photographier et de déduire les positions astrométriques d'environ 70000 astéroïdes chaque année y compris celles de dizaines de NEO et NEA. Jusqu'à présent, en utilisant la photographie traditionnelle à longues poses, il fallait presque un siècle pour détecter les 1700 plus grands astéroïdes et comètes potentiellement dangereux. Le gain atteint un facteur 4000 !

Bien que le Spacewatch ait pour vocation de rechercher tous les NEO ayant plus de 1 km de diamètre, potentiellement dangereux pour la Terre, il peut se venter d'avoir à son actif quelques découvertes spectaculaires, tel 1991 VG un objet de 8 m de diamètre ou 1994 XM1 qui ne dépasse pas 10 m de longueur. Tous deux croisent l'orbite de la Terre et ne s'éloignent pas à plus de 3 UA.

Pourtant photographié avec le télescope Keck de 10 m d'ouverture... ce KBO s'extrait à peine du bruit du CCD.

En pratique les images des caméras CCD sont comparées numériquement par ordinateur, ce qui permet aujourd'hui de détecter entre 200 et 600 objets chaque jour, pour la plupart des astéroïdes de la Ceinture principale. Parmi ceux-ci on découvre jusqu'à 50 NEO par jour s'approchant un peu trop près de la Terre ! Plus rarement ce programme permet de découvrir un lointain planétésimal (KBO, etc). Mais ainsi que le montre bien l'image ci-dessus, tous les astéroïdes ne brillent pas par leur taille et se distinguent parfois difficilement de l'arrière-plan ou du bruit électronique engendré par les capteurs CCD.

Oumuamua alias 1I/2017 U1, un visiteur interstellaire

Le dome abritant le télescope Pan STARRS PS1 de 1.8 m de diamètre installé au sommet de l'Haleakala à Hawaii. Document Rob Ratkowski/STScI.

Le 19 octobre 2017, grâce au télescope Pan-STARRS PS1 de 1.8 m installé à Hawaii, les astronomes découvrirent ce qui était apparemment une nouvelle comète cataloguée C/217 U1. Mais grâce au VLT, on découvrit qu'elle n'avait pas de chevelure et fut recataloguée A/2017 U1, c'est-à-dire parmi les astéroïdes. Lors de sa découverte l'objet était à 0.2 UA du Soleil et venait de passer au périhélie.

Mais sur base d'une trentaine de mesures de sa trajectoire, les astronomes ont réalisé que ce visiteur ne reviendrait jamais. En effet, cet objet d'environ 160 à 400 m de longueur (Mabs H ≈ 122.2) présente une orbite hyperbolique avec une excentricité e ≈ 1.196 et se déplace dans la direction de la constellation de la Lyre. Selon certains astronomes dont Raul de la Fuente Marcos de l'Université Complutense de Madrid qui étudia ses éléments orbitaux, il proviendrait de l'espace interstellaire.

L'équipe de Pan-STARRS proposa à la section MPC de l'UAI de le nommer 1I/ʻOumuamua, un mot d'origine hawaïenne signifiant l'éclaireur ou plus poétiquement "le messager envoyé d'un lointain passé pour nous tendre la main". Le 6 novembre 2017, l'UAI officialisa ce changement de dénomination qui est dorénavant 1I/2017 U1, "i" qualifiant son origine interstellaire.

Ceci dit, la trajectoire d'Oumuamua peut toujours s'expliquer comme le résultat des innombrables perturbations dans le Nuage de Oort, avec des planètes voire même avec les étoiles proches. Ainsi, en 1980 la comète C/1980 E1 (Bowell) présentait également une forte excentricité (1.057) mais c'est Jupiter qui perturba sa trajectoire et la plaça sur cette orbite hyperbolique.

Selon Eric Gaidos de l'Université d'Hawaii et ses collègues qui étudient Oumuamua, sachant que l'effet de fronde gravitationnelle du Soleil a pu fortement dévier sa trajectoire, il a très bien pu l'envoyer dans une direction très différente de celle qu'il suivait originellement. Et de fait, sa trajectire fut pratiquement déviée à angle droit comme le montre cette vidéo de la NASA. En théorie, il est toujours possible qu'un petit corps provienne de l'espace interstellaire mais étant donné que ses paramètres orbitaux ne permettent pas de trancher la question, il faudrait retracer sa trajectoire et donc continuer à l'observer, ce que Gaidos et ses collègues continuent à réaliser.

Les premières simulations indiquent que l'objet se serait formé dans un disque protoplanétaire de la jeune association stellaire du Carène ou de la Colombe il y a 45 millions d'années et fut éjecté à faible vitesse (1-2 km/s) pendant ou peu après la formation d'une exoplanète dans la ligne de glace. Ce scénario prédit que d'autres astres de ce type pourraient visiter le système solaire sous le même radiant.

A gauche, la trace de 1I/2017 U1 (le point au centre) qui était encore catalogué A/2017 U1 photographié le 20 octobre 2017 par les amateurs Paulo Holvorcem et Michael Schwartzle. A droite, le spectre de A/2017 U1 obtenu grâce au télescope William Herschel de 4.2 m installé à La Palma. Documents Pan-STARRS et Alan Fitzsimmons.

L'autre solution consiste à procéder à une analyse chimique et notamment mesurer ses rapports isotopiques et les comparer à ceux de comètes et d'astéroïdes connus, mais c'est très difficile à réaliser, d'autant moins sur un objet à peine visible (magnitude 19.5 fin octobre et inférieure à 24 en décembre 2017) et qu'on ne reverra plus jamais. Toutefois, comme on le voit ci-dessus à droite, les premières analyses spectrales montrent qu'Oumuamua présente une coloration rougeâtre comme les KBO. On y reviendra.

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