Les survols de Braille par Deep Space 1 (juillet 99), de Masursky par Cassini (février 2000), et d'AnneFrank par StarDust (novembre 2002) était lointains et n'ont produit que des images à très basse résolution, et des spectres non résolus. Quelques asteroïdes proches de la Terre ont par ailleurs été observés par imagerie radar.
Les observations prévues dans le futur compteront des observations en orbite autour de Vesta puis de Cérès (mission Dawn, départ en 2006). La sonde Rosetta devait survoler les astéroïdes Stein (en 2008) et Lutetia (en 2010).
Phobos
Les deux satellites de Mars sont probablement des astéroïdes formés dans la ceinture principale, et capturés en orbite. Jusqu'en 1991 ils étaient les seuls exemples d'objets de ce type observés à haute résolution. Les deux satellites sont difficilement observables depuis la Terre. Phobos, plus proche de Mars, est plus facilement observable par les sondes martiennes, et est mieux connu que Deimos.
Phobos est un petit objet (13,5 x 10,8 x 9,4 km) avec une très faible densité : 1,9 selon les mesures Viking, avec une estimation basse de 1,3. La densité est connue depuis les années 60, et était considérée comme difficilement conciliable avec les matériaux météoritiques. Cette faible densité liée au faible albédo et aux principales caractéristiques spectrales, ont conduit à l'idée que Phobos pourrait être fait d'un matériau similaire aux chondrites carbonées (types CI-CM). Les observations spectrales résolues depuis la sonde Phobos-2 en 1989 ont largement fait évoluer cette idée :
- Deux unités principales ont été observées à la surface par Phobos-2. Les spectres sont nettement différents des ceux des chondrites CI-CM, proposés précédemment sur la base de spectres moyennés sur le disque. Les spectres des deux unités ne présentent pas d'analogie avec ceux des astéroïdes C ou des chondrites carbonées.
- La région de Stickney, plus jeune, est également plus bleue. Ceci est cohérent avec des effets de vieillissement optique moins avancés. Cette relation, bien connue sur la Lune, est également observée sur Gaspra et Ida.
- Seule l'unité la plus rouge a été observée en IR jusqu'à 3,2 µm, avec une résolution de 700 m/pixel. Les spectres sont ici différents de ceux de tous les astéroïdes ou météorites connus, les spectres les plus proches étant ceux des astéroïdes de type T, et des terrains lunaires optiquement altérés. L'interprétation en est que les spectres sont dominés par les effets de vieillissement optique (space weathering) beaucoup plus intenses à la distance de Mars que dans la ceinture d'astéroïdes. Ces processus sont d'ailleurs sans doute renforcés par la présence de Phobos en orbite martienne, qui augmente artificiellement le taux de cratérisation (les éjectas bloqués en orbite finissent pas retomber en surface).
- Le matériau de surface aparaît comme complètement déshydraté, ce qui est différent de la plupart des astéroïdes sombres. Selon les modèles de diffusion de l'eau dans le volume de Phobos, ceci implique qu'aucun noyau riche en glace n'est présent au centre de Phobos.
- La faible densité ne pouvant s'expliquer par un large volume de glace, elle doit donc être due à une grande porosité interne.
Pour en savoir plus :
Minéralogie de Phobos Phobos vu par la sonde Phobos : images VSK
Phobos observé par la caméra (VSK) et le spectro-imageur (ISM) de la sonde Phobos-2. La profondeur de la bande à 1 µm dépend de la composition et des effets de maturation (Murchie & Erard, 1993).
951 Gaspra
Gaspra a été le premier astéroïde de la ceinture principale observé par une sonde spatiale (survol de Galileo en septembre 1991). C'est un petit objet dont la taille est du même ordre que Phobos (18 x 11 x 9 km). Il s'agit d'un astéroïde de type S, qui appartient à la famille dynamique de Flora.
- Aucune estimation de masse ou de densité n'a pas pu être dérivée des observations.
- La surface n'est pas saturé en grand cratères. Ceci suggère une surface relativement jeune, c'est-à-dire rajeunie par un impact majeur (~200 Myr ?).
- Une limite supérieure de ~10 m a été donnée pour l'épaisseur du régolite (épaisseur équivalente répartie sur toute la surface). Ceci est cohérent avec les observations de la morphologie de surface.
- Les images couleurs ont été acquises à moyenne résolution (160 m/pixel pour les séquences à 4 couleurs de la caméra, à comparer avec 54 m/pixel pour les meilleures images monochromes). 80% de la surface ont été observés.
- Cette résolution spatiale est trop basse pour voir les détails du régolite ou des régions ayant des caractéristiques particulières ; néanmoins des variations de couleurs de l'ordre de 5% sont observées en surface. Deux unités spectrales principales sont observées sur Gaspra : une unité bleue ayant une absorption à 1 µm sensible, et une unité rouge légèrement plus sombre. L'unité bleue correspond aux rides et remparts de cratères, l'unité rouge occupe plus de superficie.
- Ces caractéristiques ont été interprétées comme résultant d'un effet d'altération optique, qui modifierait le matériau bleu en matériau rouge (comme les effets de maturation de la surface lunaire), associé à un mouvement d'éboulement le long des pentes sous l'effet de la faible gravité (ce qui implique la présence d'un régolite).
- Les observations du spectro-imageur NIMS ont été effectuées à très basse résolution (1,4 km/pixel) et sont affectées d'un problème d'origine instrumentale. Elles montrent néanmoins une forte présence d'olivine, mais pas de variation de composition à cette échelle.
Gaspra vu depuis la sonde Galileo (images couleurs projetées sur l'image monochrome à meilleure résolution). Les variations de couleurs sont très exagérées (NASA).
243 Ida
Deux ans plus tard, en août 93, Galileo a observé Ida. C'est également un astéroïde de type S, mais deux fois plus gros (60 x 25 x 18 km), qui appartient à la famille dynamique de Koronis. La surprise était de découvrir un petit satellite en orbite, Dactyl (4 km de rayon).
- La densité d'Ida est estimée à ~2,6.
- Le régolite est clairement apparent (blocs ayant jusqu'à 150 m de large, indices d'éboulements massifs sur les pentes...). Ce régolite pourrait avoir une épaisseur de 50 à 100 m.
- La surface est saturée en cratères de petite taille. Son âge est estimé à 2 Gyr, avec une grande incertitude. Il existe un mégarégolite comme sur la Lune (sol fracturé en profondeur sous le régolite).
- Les images couleur ont une bien meilleure résolution que sur Gaspra (108 m/pixel pour les séquences à 4 couleurs, et ~25 m/pixel pour les meilleures images monochromes).
- De grandes variations spectrales sont observées : comme sur Gaspra, une unité bleue est observée dans les cratères de toutes tailles, et sur quelques couvertures d'éjectas. Ce matériau a une forte bande d'absorption fortement autour de 1 µm (~10%). Cette absorption est absente des unités rouges, plus répandues en superficie.
- Les variations spectralees observées par la caméra sur Ida sont cohérentes avec ce qu'on sait des modification des caractéristiques spectrales des chondrites carbonées (variation continue entre des propriétés de chondrites carbonées et les différentes unités).
- Les observations NIMS confirment ceci. De nouveau, elles sont effectuées à plus basse résolution et souffrent de problèmes instrumentaux (les spectres n'ont pas été publiés en forme finale).
- Le satellite Dactyl rentre bien dans la gradation des matériaux de surface d'Ida, ce qui suggère qu'il en provient … il aurait été éjecté à la suite d'un impact et serait resté en orbite. Datyl correspond au matériau le plus bleu, donc le moins altéré.
- Ces observations ont définitivement convaincus de nombreux observateurs de la réalité et de l'importance des phénomènes d'altération optique (space weathering) dans la ceinture principale.
Ida et son satellite Dactyl vus par Galileo. Couleurs reconstituées à partir des images à 0,76 et 0,99 µm, exagérées (NASA).
Taille des pixels NIMS à la surface de Gaspra et Ida. Avec cette résolution, on ne peut pas distinguer les variations spectrales éventuelles en surface (NASA).
253 Mathilde
Mathilde est le seul astéroïde de type C observé jusqu'à présent. Il a été survolé par la sonde NEAR-Shoemaker en juin 1997, en route vers l'astéroïde Eros. Mathilde est légèrement plus grand qu'Ida (66 x 18 x 16 km), extrêmement sombre et très peu dense (1,3). Son autre caratéristique majeure est la présence de plusieurs cratères gigantesques.
- La densité incroyablement basse de Mathilde (1,3) est beaucoup plus faible que celle d'aucune météorite connue. Ceci ne peut être expliqué que par une très forte porosité interne, de l'ordre de 40%. Mathilde est également l'astéroïde ayant la plus longue période de rotation connue (17 jours). Une période si longue indique un ralentissement à la suite d'une ou de plusieurs collisions majeures.
- Mathilde a été observée par la caméra à filtre de NEAR avec une résolution de 160 m/pixel (500 images au total).
- La surface est très sombre en visible (albédo moyen de ~0,05) et très homogène (variations inférieures à 5%). Les mesures du spectro-imageur IR (NIS) n'ont pas été publiées.
- Il n'y a pas d'indication de régolite ou d'éjectas, bien que 5 cratères gigantesques soient présents en surface. La silhouette générale de Mathilde est déterminée par ces cratères. Apparemment, seule la très forte porosité de Mathilde lui a permis de survivre aux impacts correspondants.
Mathilde vue depuis NEAR, à 1200 km de distance. A gauche, image en couleurs réelles, très éclaircie. A droite, la même avec exagération des couleurs (image NASA, traitement de M. Robinson).
433 Eros
Eros est le premier astéroïde autour duquel une sonde spatiale a été mise en orbite (mission NEAR-Shoemaker, du 14 février 2000 au 28 février 2001). C'est un astéroïde de type S, qui appartient au groupe des Amor (NEA). Ses dimensions sont de 33 x 13 x 13 km. Sa densité est relativement élevée (2,67) et très uniforme. La phase orbitale a duré du 14 février 2000 au 12 février 2001 ; en fin de mission, NEAR est descendu vers la surface pour acquérir des images à plus haute résolution. Après un atterrissage un peu rude (sans système d'atterrissage !), la sonde a continué à émettre des données de spectrométrie gamma. Les transmissions depuis Eros ont cessé le 28 février 2001.
Les meilleures images acquises durant la phase orbitale ont une résolution de 20 m/pixel (depuis l'orbite de 200 km). Les images de descente atteignent une résolution de 10 cm.
- Très peu de petits cratères sont observés ce qui implique un âge plus jeune que la surface d'Ida. Des régions très lisses sont présentes, ce qui est probablemetn dû à une forte mobilité du régolite.
- Inversement, de nombreux blocks et rochers sont présents en surface. L'aspect de la surface est donc très différent de celui de la Lune ou des autres astéroïdes observés auparavant.
- Il existe de profonds sillons (grooves) à la surface, apparemment similaires à ceux de Phobos, mais moins développés. Ils indiquent que l'astéroïde est profondément fracturé. La densité est également très uniforme, ce qui suggère qu'Eros n'est pas un "rubble-pile" mais au contraire un corps consolidé, sans doute un fragement d'un objet plus grand détruit dans une colision.
- Les observations montrent de légères variations de couleur, mais Eros est très uniforme en visible. Des régions plus sombres ou plus claires sont observées sur les planchers de cratères, et sont peut-être reliés à des effets d'altération optique.
- Les variations spectrales dans le domaine 0,8-2,5 µm sont beacoup plus marquées et vont jusqu'à 4-8% (ce qui est plus que ce qu'on observe sur Phobos par exemple). Ces variations spectrales ne peuvent apparemment pas s'expliquer uniquement par des variations de tailles de grains ou de composition.
- Des processus de maturation affectent certainement la surface. Il existe une corrélation linéaire entre albédo visible (mesuré à 0,76 µm) et pentre spectrale en IR (estimée par le rapport des réflectances à 0,95 et 0,76 µm), comme ce qu'on observe sur la Lune, mais la pente de cette relation est différente (elle représente la ligne de maturation), ce qui peut être dû à la difference de composition des matériaux.
- Eros est un astéroïde primitif, non-différentié. Les plus proches analogues météoritique sont les types L et LL (chondrites ordinaires pauvres en fer). Il est globalement moins magnétisé que la plupart des météorites.
- La composition élémentaire (déduite des mesures de spectroscopie X et gamma) est également cohérente avec un corps non différentié analogue à une chondrite ordinaire (les rapports Al/Si, Ca/Si et Fe/Si en particulier). Un appauvrissement en S par rapport aux chondrites ordinaires semble exister, qui pourrait atteindre 50%. Ceci pourrait provenir soit d'une différence de composition initiale, ou d'effets de fusion partielle. La surface apparaît uniforme en termes de composition élémentaire.
Voir aussi :
Site Near (JHUAPL)
Eros vue par NEAR en orbite. Le cratère au centre de l'image est Psyché. Les régions claires y correspondent à des zones d'éboulement qui ont laissé apparaître un matériau plus frais qu'aux alentours (NASA/JHUAPL).
Image en couleurs réelles, juste avant la mise en orbite (NASA/JHUAPL).
25143 Itokawa
Itokawa est un petit NEA (Apollo, Mars-croiseur) de type S(IV), de quelques centaines de mètres de large. La sonde Hayabusa s'est mise en orbite autour d'Itokawa en septembre 2005. Elle a procédé à un prélèvement d'échantillon en surface, qu'elle devait ramener sur Terre en juin 2007. Des problèmes dans le système de navigation vont sans doute retarder le retour jusqu'à fin 2010. Le robot mobile qui devait se déplacer en surface a été perdu au moment de l'atterrissage.
- La cartographie globale a été effectuée depuis une orbite à 20 km de la surface. Des observations rapprochées ont ensuite eu lieu depuis 7 km de distance pour déterminer les sites de prélèvement. Enfin, la sonde est descendue vers la surface pour collecter les échantillons.
- La forme générale est littérallement celle d'une cacahuète, longue de 600. Elle semble faite de deux parties principale soudées par le milieu (binaire en contact). La période de rotation est de 12 h.
- Le relief est très impressionant et inattendu. Certaines zones de la surface sont très rocheuses, couvertes de blocs à peine posés en surface, qui semblent plutôt collés dessus. D'autres régions très larges sont parfaitement lisses, comme nettoyées par un impact. De fait la plus grande de ces zones cerne quasiment un relief en selle de cheval qui pourrait être la suture résultant de l'agglomération de deux objets plus petits. Très peu de cratères sont identifiables aisément, bien que certaines structures aient l'air de cratères dégradés et peu profonds. Ces particularités sont certainement liées à la gravité de surface quasiment nulle.
Voir aussi :
Images d'Itokawa (Jaxa) Hayabusa à la Cité des Sciences
Itokawa vu par Hayabusa depuis son orbite (image JAXA).
Rotation reconstituée d'Itokawa (JAXA)
4 Vesta
Vesta est le deuxième astéroïde en taille (560 km de diamètre) après Céres. Plus qu'un astéroïde, Vesta est considérée comme la plus petite planète terrestre. Son type spectral (V) est presque unique, en ceci que tous les autres astéroïdes V (sauf un) appartiennent à la même famille dynamique et sont probablement des morceaux de Vesta éjectés au cours d'impacts majeurs. Les deux premières observations de Vesta par HST ont eu lieu en 1994 et en mai 1996 (Binzel et al. 1997).
Image HST de Vesta (1996) + modèle numérique et reconstitution altimétrique (NASA).
1 Cérès
Cérès est le premier astéroïde en taille, mais certainement pas le mieux compris, ni le mieux connu. En particulier, il est classé comme type C ou G (primitif) alors qu'il fait 10 fois le volume de Vesta, qui lui est un objet différentié à croûte basaltique. Il a été observé à plusieurs reprises par HST. Des observations en UV datant de 1995 ont permis d'atteindre une résolution de 50 km. Elles semblaient indiquer l'existence d'une région sombre (Piazzi) de 250 km au centre du disque (Parker et al. 2002). Le diamètre a été réestimé à 930±8 km. D'autres observations résolues ont eu lieu depuis, avec HST et en optique adaptative depuis le sol. L'existence de régions claires et sombre a été confirmée.
- Observations acquises avec la caméra à filtres d'HST, résolution spatiale de 50 km/pixel.
- Les propriétés spectrales sont inhabituelles à la fois en proche IR et en IR thermique. Cérès a longtemps été considérée comme un type C, malgré sa grande taille.
- La densité moyenne est estimée entre 2,1 et 2,6, selon l'estimation de masse (Michalak 2000).
- Une absorption à 3,07 µm interprétée comme due à des phyllosilicates amoniaqués a conduit à considérer que la température de surface n'a jamais excédé 400 K.
Première image résolue de Cérès après traitement (HST 1995. Parker et al. 2002).
3 Junon
Junon est par la taille le quatrième astéroïde de la ceinture principale. C'est un type S de 270 km de diamètre. Il a été résolu pour la première fois en optique adaptative avec le 2,5 m du Mont Wilson en 2002 (Baliunas et al. 2003). Les images montrent un objet de forme tourmentée, dont la silhouette porte la trace d'un large impact. Le matériau exposé dans cette région semble avoir des caractéristiques spectrales d'olivine et de pyroxène beaucoup plus marquées, suggérant une exposition plus récente sur une surface affectée par les phénomènes d'altération optique.
Voir aussi :
Junon (Harvard)
Images de Junon dans 4 filtres différents. Le cratère d'impact est visible dans la partie basse de l'image (S. Baliunas et al. 2003)
