Ida et sa Lune Dactyl. © Nasa

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Formation des astéroïdes binaires : une explication lumineuse

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Parmi les géocroiseurs, comme dans la Ceinture principale entre Mars et Jupiter, 15 % des astéroïdes sont composés de deux corps en gravitation l'un autour de l'autre. Selon une série de simulations numériques effectuées par des chercheurs de l'Observatoire de la Côte d'Azur et de l'université de Maryland, ces couples se formeraient à cause d'un effet lié à la lumière du Soleil : l'effet Yorp. C'est peut-être de cette façon aussi qu'est née la comète binaire 288P qui vient de défrayer la chronique en cette fin septembre 2017.

Interview : la Terre menacée par des astéroïdes ?  Depuis quelques années les scientifiques étudient la menace possible des géocroiseurs pour notre Planète. À l’image du scénario de l’extinction des dinosaures, ces astéroïdes sont-ils une menace pour la vie sur Terre ? Futura-Sciences a interviewé Jean-Pierre Luminet, astrophysicien de renom, afin d’en savoir plus. 

Article publié le 16/07/2008

Le 28 août 1993, la sonde Galileo découvrit que 243 Ida, un astéroïde de la Ceinture principale de 56 km de long, observé une premier fois par l'astronome autrichien Johann Palisa le 29 septembre 1884, possédait une petite lune, nommée S/1993 (243) 1 Dactyl (voir la figure 3). Ce compagnon ne mesure que 1,4 km de diamètre. Ce premier cas d'astéroïdes binaire fut suivi de bien d'autres et, à chaque fois, la taille de l'un des membres de la binaire est largement plus importante que celle de l'autre.

Une explication avait été proposée il y a quelques années et elle vient d'acquérir beaucoup plus de poids grâce à des simulations numériques dont les résultats sont exposés dans un article de Nature. L'un des auteurs de l'article est un des chercheurs bien connu de l'Observatoire de la Côte d'Azur : Patrick Michel.

Aussi incroyable que cela paraisse, c'est la lumière du Soleil qui serait responsable de la formation des astéroïdes binaires. La lumière chauffe les corps qu'elle atteint, voilà une observation banale, mais, fait moins connu, elle exerce aussi une certaine pression, comme le ferait un flux de particules. En chauffant la surface d'un astéroïde, les différences de températures entre la partie éclairée et celle dans l'ombre induisent une différence entre les forces qu'exercent le flux de photons ré-émis par les différentes régions de la surface de l'astéroïde.

Au final, un couple apparaît capable d'entraîner la rotation d'un petit corps céleste sur lui-même. C'est le fameux effet Yorp (Yarkovsky-O'Keefe-Radzievskii-Paddack, du nom des scientifiques l'ayant décrit). Les astronomes l'ont identifié sur deux astéroïdes.

Dans le cadre de la théorie de l'accrétion, les planétésimaux du système solaire se forment par une sorte d'effet boule de neige et il est alors naturel de soupçonner que beaucoup d'astéroïdes sont en fait des agrégats de corps plus petits, faiblement solidarisés entre eux. Dans cette hypothèse, une rotation suffisamment rapide sur lui-même d'un astéroïde serait susceptible d'entraîner sa fragmentation et c'est donc cette idée que les chercheurs viennent de tester numériquement sur ordinateur.

Figure 1. Simulation numérique du processus : initialement, l'astéroïde est un agrégat constitué de roches liées par la gravitation. Quand la rotation de l'astéroïde accélère par effet YORP, les roches situées à l'équateur peuvent s'échapper et celles des pôles descendre vers l'équateur ou même s'échapper. Parmi les roches qui s'échappent, sous certaines conditions, quelques-unes se réaccumulent autour de l'astéroïde et forment ainsi un satellite. © OCA/INSU

Des astéroïdes binaires poreux

Les simulations ont mise en évidence plusieurs phénomènes. Lorsqu'un agrégat modélisant un astéroïde, composé de sphères liées par gravité, se met à tourner de plus en plus vite, certaines d'entre elles descendent du pôle vers l'équateur et l'astéroïde perd de ces morceaux depuis son équateur, là où la force centrifuge est la plus élevée (voir la figure 1).

Les sphères qui s'échappent se rassemblent progressivement un peu plus loin, finissant par former une petite lune en orbite autour du corps parent. Celui-ci, du fait de l'aplatissement de ses pôles, contrebalancé par l'échappement de matière au niveau de l'équateur, aura une forme approximativement sphérique.

Dans la réalité, les blocs rocheux s'échappant, si ils sont constitués de matériaux suffisamment poreux, pourront se ré-assembler d'une manière stable. Les prédictions de ces simulations numériques aboutissent à un astéroïde double, composé d'un primaire assez sphérique, et d'un secondaire dont la taille par rapport à celle du primaire n'est pas arbitraire ni même la distance les séparant. Ce résultat est bien conforme aux observations, comme une comparaison avec l'image radar du binaire 1999 KW4 le montre clairement (voir la figure 2).

Figure 2. Image radar d'un astéroïde binaire réel 1999 KW4. La forme du primaire produit par la simulation est en parfait accord avec l'observation, ainsi que la taille du secondaire. À la fin de la simulation la séparation entre les deux objets sera similaire à celle de 1999KW4. © Insu-Ostro et al./Nasa

Si les chercheurs ont raison, il en découle que les objets binaires sont préférentiellement issus d'un agrégat et non d'un monolithe, ce qui est en accord avec l'idée que ces astéroïdes sont poreux.

Cette conclusion a évidemment des implications fortes dans la définition des stratégies de défense pour faire face au risque d'impact avec notre planète. Le fait que ces corps peuvent se fragmenter facilement et absorber une partie du choc différemment d'un corps compact impose en effet de sérieuses contraintes, qu'il s'agisse d'envoyer un projectile ou en fixant des moteurs.

Une autre conséquence de cette hypothèse est qu'elle implique la présence en surface de matière provenant initialement de l'intérieur de l'astéroïde et peu altérée par l’érosion spatiale. Les astéroïdes binaires seraient donc des cibles de choix pour récolter des échantillons comme se propose de le faire la mission Marco Polo de l'Esa.