Astéroïdes :  Eros Kléopatra Itokawa Cérès Vesta Geographos Toutatis

A l’intérieur des planètes est écrit la première lettre de chaque mois. En partant du Soleil et en suivant une ligne verticale vers le bas figurent les unités astronomiques (UA) jusqu’à 5 UA (orbite de Jupiter).

Unité astronomique ou UA ou ua : c’est la distance Terre-Soleil, soit 149,6 millions de km, pour plus de facilité on l’arrondit à 150 millions de km.

Entre l’orbite de Mars et celle de Jupiter, nous allons faire une promenade dans la ceinture d’astéroïdes et découvrir quelques uns d’entre eux, mais auparavant nous allons faire un petit rappel des planètes telluriques ainsi que de Jupiter. Nous partons du Soleil et allons à la rencontre de la plus proche planète : Mercure.

Mercure : distance moyenne au Soleil : 57,9 millions de km ou 0,39 ua
diamètre équatorial : 4879 km
période de révolutio : 87,97 jours terrestres
période de rotation : 58,65 jours

Vénus : distance moyenne au Soleil : 108,2 millions de km ou 1 ua
diamètre équatorial : 12104 km
période de révolution : 224,7 jours terrestres
période de rotation : 243 jours

Terre : distance moyenne au Soleil : 149,6 millions de km ou 1 ua
diamètre équatorial : 12740 km
période de révolution : 365,25 jours
période de rotation : 23,93 heures

Mars : distance moyenne au Soleil : 228 millions de km ou 1,52 ua
diamètre équatorial : 6794 km
période de révolution : 686,98 jours terrestres
période de rotation : 24,62 heures

Jupiter : distance moyenne au Soleil : 778,6 millions de km ou 5,2 ua
diamètre équatorial : 142 984 km
période de révolution : 11,86 années terrestres
période de rotation : 9,92 heures

La Ceinture d’astéroïdes : la première ceinture d’astéroïdes est éloignée de notre étoile de 2,1 à 3,3 unités astronomiques et elle est située entre Mars et Jupiter. La période de révolution des astéroïdes varie de 3 ans pour les plus proches à 6 ans pour les plus lointains. Allons maintenant à la découverte de quelques uns d’entre eux :

Eros est représenté à gauche et à droite : il a une forme allongée avec des dimensions estimées à 33 x 13 x 13 km. Il est l’un des trois astéroïdes proches de la Terre dont le diamètre est supérieur à 10 km. Il a été visité par la sonde NEAR lancée le 17 février 1996. Après plus de trois ans de voyage durant lequel la sonde est passée à 1200 km de l’astéroïde Mathilde, NEAR s’est mise en orbite autour d’Eros le 14 février 2000 pour une durée d’environ un an. D’après les données actuelles il n’y a ni eau ni atmosphère sur Eros, la température diurne est de 100°C et la température nocturne est de -150°C. Les premières données sur la composition minéralogique d’Eros montrent la présence de magnésium, de fer, de silicium et probablement d’aluminium et de calcium.

Eros serait issu d’une comète morte ou d’un fragment de collision d’astéroïdes, il fait partie du groupe des Amors, son orbite croise celle de Mars mais pas celle de La Terre. Sa trajectoire est elliptique autour du Soleil, sa période de révolution est de 1,76 ans et sa période de rotation de 5,27 heures. Son orbite est inclinée de 10,8° par rapport au plan de l’écliptique, il s’est approché de La Terre en 1901, 1931 et le 23 janvier 1975 où il se trouvait à … seulement 22 000 000 de km.

La sonde NEAR est équipée d’un altimètre laser montrant la topographie de l’astéroïde : chaînes de cratères, rochers d’au moins 50 mètres et de grandes rides en surface. Son périhélie ou distance minimum au Soleil est de 1,13 ua (169 millions de km) et son aphélie ou distance maximale au Soleil est de 1,78 ua (266 millions de km).

Kléopatra : partons maintenant à la découverte de Kléopatra représenté au premier plan à gauche en bas de l’œuvre et également au loin derrière le Soleil. Voyons ses caractéristiques orbitales : son périhélie est situé à 2,08 ua du Soleil et son aphélie à 3,49 ua du Soleil. Sa période orbitale est de 4,67 années terrestres, son excentricité est de 0,25 et son inclinaison de 13,13°. Son diamètre est de 217 x 94 x 81 km, sa période de rotation est de 5h38 et sa classe spectrale es M (métallique). Il a été découvert par l’astronome autrichien Johann Palisa le 10 avril 1880à Pola (Croatie). Sa forme bilobée a été révélée à l’aide de l’optique adaptative du télescope de 3,6 m de l’ESO à La Silla au Chili. Grâce aux échos radar renvoyés par l’astéroïde, les astronomes du radio télescope d’Arécibo à Puerto Rico ont pu construire un modèle numérique détaillé de sa forme et confirmer un aspect en os pour chien. L’explication privilégiée est que Kléopatra consiste en un objet double assemblé : deux astéroïdes de taille similaire se sont percutés puis collés ensemble. Il possède deux satellites d’environ 3 km de diamètre.

Itokawa et l’aventure Hayabusa :
Avec la petite sonde Hayabusa représentée en bleu sur l’œuvre nous nous approchons de l’astéroïde Itokawa. Il appartient à la famille des astéroïdes géocroiseurs Appolo, il est formé de silicates comme l’olivine et le pyroxène, sa composition minérale est proche de celle des chondrites LL qui représentent 80 % des météorites trouvées sur terre. Ses caractéristiques orbitales comportent un aphélie à 1,69 ua et un périhélie à 0,95 ua par rapport au Soleil, avec une période orbitale de 1,52 an, son excentricité est de 0,28 et son inclinaison de 1, 62°. Il a été découvert en 1998 par le LINEAR Projet. Ciel et Espace juin 2010 : La sonde Hayabusa décolle en mai 2003 et arrive à destination le 12 septembre 2005 : elle plane à 20 km de la surface de l’astéroïde d’une dimension de 535 x 294 x 209 m. En octobre 2005 les premières photos montrent une surface sans cratères, mais couverte de cailloux. Avec plus de 1500 clichés réalisés, sa forme suggère qu’Itokawa résulte de l’agglomération de deux fragments, à sa surface alternent des régions lisses et d’autres parsemées de rochers massifs. Le 12 novembre 2005 la sonde descend jusqu’à 55 m de la surface et largue le petit robot Minerva, qui a probablement manqué l’astéroïde. Le 20 novembre la sonde reste posée 30 minutes alors qu’elle devait frôler la surface de l’astéroïde afin de collecter quelques fragments, le 26 novembre un deuxième contact se déroule comme prévu, le 23 janvier 2006 après une absence prolongée de signal radio, le contact avec la sonde est rétabli, le 27 avril 2007 Hayabusa prend le chemin du retour vers La Terre après quelques mois de réparations, à partir de novembre 2009 enne ne fonctionne plus qu’avec un seul moteur ionique sur les quatre initiaux. Elle arrive enfin le 13 juin 2010, fin du suspense : voici très brièvement racontée l’aventure d’Hayabusa. La petite sonde a rapporté quelques 1500 particules de l’astéroïde, de précieuses poussières étudiées par les chercheurs.
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Le rôle de Patrick Michel lors de la mission Hayabusa

En 2012, je réalisais cette œuvre sur les astéroïdes et je citais la mission japonaise Hayabusa qui partit en 2003 en direction de l’astéroïde Itokawa. Je m’étais alors documentée grâce à une publication du magazine Ciel et Espace de juin 2010.

J’ignorais alors que Patrick Michel, docteur en astrophysique, directeur de recherche au CNRS, laboratoire Lagrange, Observatoire de la Côte d’Azur, responsable scientifique de la mission spatiale Hera (ESA) et membre de l’équipe DART (NASA), qui participe aux missions de retour d’échantillons d’astéroïdes OSIRIX-Rex (NASA) et Hayabusa 2 (JAXA), avait eu un rôle important lors de la mission Hayabusa. Ce n’est qu’à la fin de l’année 2023, alors que je venais de lire son livre « A la rencontre des astéroïdes : missions spatiales et défense de la planète » publié aux Editions Odile Jacob, que je pris conscience du travail assidu des scientifiques lors de missions dans le système solaire.

Ce livre m’a enthousiasmée et m’a permis de découvrir l’importante collaboration de Patrick Michel avec les équipes japonaises, il m’a donc paru judicieux d’ajouter quelques extraits de cet ouvrage concernant cette première mission Hayabusa. Car sur cette peinture, j’ai représenté à plusieurs reprises l’astéroïde Itokawa, quant à la sonde Hayabusa, elle est symbolisée à côté de l’astéroïde sur la droite de l’œuvre.

Voici donc des passages du livre « A la rencontre des astéroïdes » mêlant le travail des scientifiques et les multiples péripéties affrontées par Hayabusa pour laquelle on peut dire : mission réussie !

p 135 : « Au Japon, la saison des cerisiers en fleurs a une durée très courte, elle souligne le côté éphémère de la vie : « Profitons de cet instant parce qu’il est unique » : or le travail avec des collaborateurs japonais est aussi unique, ces collaborations sont absolument extraordinaires et enrichissantes à tout point de vue.

Pendant nos réunions, je présentais mes simulations numériques de collisions entre astéroïdes qui suggéraient qu’Itokawa, du fait de sa taille, devait être un agrégat et non une roche monolithique. Un objet de 500 mètres de diamètre est forcément le fragment d’un corps plus gros détruit par une collision… Or mes simulations avaient montré que, lorsqu’un gros astéroïde est détruit par une collision, ses fragments sont tous initialement de taille inférieure à la centaine de mètres, puis se réagglomèrent du fait de leurs attractions mutuelles pour former des agrégats. Cela signifie que tous les astéroïdes dépassant 100 à 200 mètres nés de la destruction d’un plus gros corps, devraient être des agrégats constitués de roches liées entre elles par leur propre attraction.

P 136 : Qu’en était-il pour Itokawa ? Hayabusa allait-elle confirmer ces prédictions ? Lorsque les premières images d’Itokawa arrivèrent, à l’automne 2005, je me trouvais à Seattle, dans l’État de Washington, où je rendais visite à une collaborateur américain, le professeur Keith Holsapple : ces premières images d’Itolawa me firent sauter de joie. Elles furent même l’objet d’une explosion d’e-mails entre les experts du domaine exprimant leur joie et leur étonnement de voir de façon si évidente qu’Itokawa est bien un agglomérat de roches (p 137).

p 139 : Pendant plus d’un mois, les caméras de la sonde effectuèrent des images et une cartographie de l’astéroïde, permettant notamment de produire un modèle de la forme d’Itokawa grâce à des petits déplacements de la sonde pour couvrir l’intégralité de la surface de l’objet qui tourne sur lui-même en douze heures environ.

P 141 : 3ème épisode :La sonde rebondit plusieurs fois sur la surface pour finalement se figer dans une zone proche d’un des pôles de l’astéroïde…Elle redécolla finalement après trente minutes pour rejoindre sa position parking.

P 142 : 4ème épisode : L’atterrissage s’effectua cette fois-ci comme prévu, mais les ingénieurs devaient s’apercevoir un peu plus tard que le circuit d’activation du projectile s’était mis en mode sécurisé et que le projectile n’avait jamais été tiré ! Décidément, le mécanisme de récolte était bien capricieux.

Le cinquième épisode n’allait pas tarder … Un des propulseurs commença à fuir… Pire, il se produisit une grosse éruption de gaz, et la sonde se mit à vaciller. Au mois de décembre 2005, toute communication avec elle était perdue. C’était le pire du pire. Cette crise dura sept semaines.

Le sixième épisode fut consacré à essayer de récupérer la sonde. Comme elle vacillait dans toutes les directions, les panneaux solaires n’étaient plus correctement alimentés par le rayonnement solaire. Elle finit donc par s’éteindre. Mais les ingénieurs ne sont jamais à court d’idées quand ils sont aussi motivés pour de telles aventures… une fois l’éruption de gaz terminée, ils purent vérifier que l’attitude de la sonde s’était finalement stabilisée autour d’un seul axe de rotation…
p 143 : La sonde était encore en vie, ils conçurent une opération permettant d’exploiter au maximum toute chance d’entrer en communication avec la sonde. Le miracle se produisit à la fin du mois de janvier 2006, un signal fut identifié par la JAXA. La sonde tournait autour d’elle-même dans le sens inverse de celui qui était prévu, à cause de la fuite de gaz…Cinq mois d’efforts furent nécessaires pour corriger l’attitude de la sonde par de multiples opérations.
Les ingénieurs décidèrent un retour en 2010, prolongeant de trois ans la durée de la mission… Il fallait maintenant que les différents éléments de la sonde tiennent sept ans.

P 143 : 7ème épisode : Conçus pour une mission bien plus courte, les quatre moteurs ioniques rendirent l’âme en novembre 2009…Parmi les quatre moteurs A, B, C et D, trois neutraliseurs sur quatre étaient cassés, rendant impossible d’en extraire des électrons (pour la propulsion).
P 144 : Cependant, il restait un neutraliseur intact appartenant au moteur A, qu’on appellera neutraliseur A. Les Japonais eurent l’idée géniale d’utiliser le neutraliseur intact et de le combiner aux sources ioniques B, C, D. C’était un bricolage de fortune car les moteurs n’étaient pas du tout conçus pour fonctionner dans une telle configuration. Les ingénieurs constatèrent qu’ils pouvaient faire fonctionner le moteur B avec le neutraliseur A, ce qui permit une restauration miraculeuse du système de propulsion.
La suite est presque banale, tant elle se déroula sans accroc.

144-145 : Le 13 juin 2010, sept ans après son lancement, Hayabusa revenait sur Terre.
Or quelle ne fut pas la surprise de mes collègues japonais lorsqu’ils ouvrirent la capsule et finirent par détecter, à peine visibles à l’œil nu, des micrograins de poussières ! Finalement, environ 3000 grains furent ainsi rapportés d’Itokawa.
P 146 : Et c’était bien un trésor car l’intense activité d’analyse de ces échantillons qui s’ensuivit produisit une abondance incroyable de résultats et de nouvelles informations. »

Vesta : Nous accompagnons maintenant la sonde Dawn et nous rendons visite à Vesta représenté en bas à droite de l’œuvre. Il a été découvert le 29 mars 1807 par Heinrich Olbers. Avec un diamètre moyen d’environ 530 km, Vesta est le deuxième plus gros astéroïde de la ceinture après Cérès. Ses caractéristiques orbitales comportent un aphélie à 2,57 ua et un périhélie à 2,15 ua, sa période de révolution est de 3,63 ans. Ses dimensions sont les suivantes : 560 x 544 x 454 km, sa période de rotation est de 5,34 heures. La sonde Dawn se satellise en orbite autour de l’astéroïde mi-juillet 2011. Ciel et Espace septembre 2011 : après son rapprochement en spirale jusqu’à 2700 km d’altitude début août, Dawn commence une série d’observations. Le monde de la planétologie est en ébullition et se pose la question suivante : peut-on considérer Vesta comme un astéroïde ou comme une mini-planète ? (Ciel et Espace de juin 2012( : Vesta est un objet transitoire confiait Mark Sykes. Au début du Système Solaire, il s’agissait d’une planète embryonnaire qui a continué à grossir jusqu’à ce qu’elle soit privée de sa source de matériaux, probablement par la formation et l’évolution dynamique de Jupiter et des autres planètes, qui ont balayé 99 % de la masse de la Ceinture d’astéroïdes. Vesta est donc un corps différencié qui possède une structure en couches un noyau un manteau et une croûte. Grâce aux mesures de la sonde Dawn les experts commencent à converger vers un consensus et l’astéroïde pourrait bien rentrer dans la catégorie des planètes (p 47) et pas forcément celle des planètes naines. Les photos prises par Dawn à 210 km dévoilent une surface remodelée par les impacts qui a survécu aux bombardements intenses des débuts, ce qui en fait la surface planétaire la plus ancienne du Système Solaire. A partir de septembre 2012, Dawn quitte Vesta après treize mois d’observations et prend la route pour Cérès.

Cérès : Il faudra environ trente mois à Dawn pour atteindre Cérès. On ne peut donc que rêver à la physionomie de Cérès qui jusqu’à présent a été observée par le télescope spatial Hubble. Cérès actuellement la seule planète naine de la ceinture d’astéroïdes (mais nous commençons à en découvrir d’autres) fut découverte le 1er janvier 1801 par Giuseppe Piazza : elle possède une forme sphérique avec un diamètre d’environ 950 km. Sa surface est probablement composée d’un mélange de glace d’eau et de divers hydrates minéraux, il semble qu’elle possède un manteau de glace et elle pourrait héberger un océan d’eau liquide. Encore un peu de patience et Dawn nous révélera son visage.

Ses caractéristiques orbitales comportent un aphélie à 2,98 ua et un périhélie à 2,54 ua, sa période de révolution est de 4,59 ans, son inclinaison est de 10,58°, son orbite est faiblement excentrique et vaut 0,08 : en comparaison celle de Mars vaut 0,09. Les observations suggèrent que Cérès serait un embryon planétaire formé il y a 4,57 milliards d’années dans la ceinture d’astéroïdes et qui a survécu relativement intact. Peu après sa formation, Cérès s’est différencié entre un noyau rocheux et un manteau de glace, et en raison de l’échauffement provoqué par l’accrétion un volcanisme d’eau et une tectonique se sont peut être développés, mais il s’est depuis refroidi et ne possède plus d’activité géologique.

Géographos : Partons maintenant en direction de Géographos, qui fut découvert à l’Observatoire de Mont Palomar près de San Diego en 1951 par Albert Wilson et Rudolph Minkowski. Classé comme astéroïde géocroiseur, Géographos est un corps aux formes irrégulières d’environ 5,1 km par 1,8 km. Le 30 août 1994 lors de son passage le plus proche de la terre alors que l’astéroïde se trouvait à 5 millions de kilomètres, une observation radar a été faite par le Deep Space Network à Goldstone en Californie. Les images montrent un astéroïde de type S, très réfléchissant et composé de nickel-fer mélangé à des silicates de fer et magnésium.

1998 KYW26 : Complètement en bas à gauche de l’œuvre, nous rendons visite à cet astéroïde de type Appolo. Il se présente sous la forme d’un sphéroïde légèrement allongé de 30 m de diamètre avec une période de rotation sur lui-même très rapide de seulement 11 minutes. En juin 1998 il est passé à environ 800 000 km de La Terre. Ses caractéristiques orbitales comportent un aphélie à 1,48 ua un périhélie à 0,98 ua, sa période orbitale est de 1,36 an, son inclinaison est de 1,48° et son excentricité vaut 0,20.

Il existerait environ 10 millions d’astéroïdes de taille similaire sur des orbites aussi proches de La Terre. Il serait constitué d’un morceau monolithique issu de la fragmentation d’un plus gros astéroïde et il contiendrait beaucoup d’eau. Ainsi cet astéroïde relativement accessible pourrait constituer une sorte d’oasis pour de futurs explorateurs spatiaux. A noter que son prochain passage près de La Terre aura lieu le 6 septembre 2013.

Jupiter et ses quatre principaux satellites : Nous allons maintenant nous approcher de la planète Jupiter représentée en bas de l’œuvre à trois reprises au cours de sa révolution. Tout à fait en bas et au milieu nous découvrons ses quatre principaux satellites : Io, Europe, Ganymède et Callisto :

Io : nous l’apercevons à gauche de Jupiter, il possède un rayon orbital moyen de 421 600 km, une période orbitale de 1,77 jour et un diamètre de 3643 km.

Europe : nous nous approchons ensuite du satellite Europe qui possède un rayon orbital moyen de 670 900 km, une période orbitale de 3,55 jours et un diamètre de 3122 km. Alors que Io constamment soumis à l’attraction gravitationnelle de la planète mère connaît un volcanisme intense rejetant un mélange de dioxyde de soufre en fusion et gazeux, Europe quant à lui subit les forces de marée chauffant un vaste océan d’eau liquide sous la surface de glace lisse. Les sondes Voyager à la fin des années 1970 et la mission Galiléo plus récente, ont permis d’établir leur topographie.

Ganymède : il est un peu plus éloigné de Jupiter et nous le découvrons complètement en bas à gauche de la planète : Ganymède possède un diamètre de 5262 km, un rayon orbital moyen de 1 070 400 km et une période orbitale de 7,15 jours. C’est le plus gros satellite du Système Solaire et il est le seul à avoir son propre champ magnétique. Il est composé d’un mélange de terrains anciens et d’autres plus récents riches en glaces, il posséderait un océan salé pris entre deux couches de glace.

Callisto : Voyons maintenant Callisto représenté en bas à droite de Jupiter : d’un diamètre de 4821 km, son rayon orbital moyen est de 1 882 700 km et sa période orbitale de 16,69 jours. Son sol est criblé de cratères et il posséderait un océan souterrain épais d’une dizaine de kilomètres entre deux couches de glaces, mais pas de noyau différencié.

Les petits satellites internes : Toujours en bas de l’œuvre à gauche nous découvrons quelques petits satellites internes de Jupiter. Métis est le plus proche satellite de Jupiter, c’est une petite lune de forme irrégulière mesurant 60 x 40 x 34 km et qui orbite autour de la planète à la distance de 128 000 km. Plus loin Amalthée est une lune de dimensions 250 x 146 x 128 km qui orbite autour de Jupiter à la distance de 181 000 km avec une inclinaison de 0,37° par rapport à l’équateur de Jupiter. Amalthée serait entrée plusieurs fois en résonance avec Io dans le passé, ce qui aurait excité son inclinaison et son excentricité. Elle fut découverte en 1892 par Edward Emerson Barnard à l’Observatoire Lick avec le télescope de 91 cm. Voici maintenant Adrastée le plus petit membre du groupe d’Amalthée, elle aussi proche de Jupiter à environ 129 000 km. Nous arrivons à proximité de Thébé, une lune de forme irrégulière d’environ 116 x 98 x 84 km : c’est le plus externe des satellites internes de Jupiter et son orbite inclinée de 1,08° par rapport à l’équateur de Jupiter est située à la distance de 222 000 km.

Nous voici en fin de promenade : nous avons découvert une partie de notre Système Solaire, les quatre planètes telluriques ainsi que la ceinture d’astéroïdes entre Mars et Jupiter, en bas de l’œuvre nous nous sommes approchés de la planète Jupiter et nous l’apercevons encore dans la partie supérieure du tableau, au loin avançant sur une petite partie de son orbite symbolisée par le trait vert.

Il nous reste encore beaucoup d’astéroïdes et de planètes naines à rencontrer au-delà de l’orbite de Jupiter, je l’espère dans de futures œuvres.