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Une approche concertée pour la détection des astéroïdes géocroiseurs

Lors de la sélection des objectifs de son nouveau Programme de surveillance de l’espace (SSA), l’ESA a déterminé que le système de détection des objets cosmiques géocroiseurs qu’elle désire mettre en place devra être capable de déceler tout objet d’au moins 40 m de diamètre trois semaines à l’avance, soit à une distance de quelque 29 millions de km de la Terre.

Une autre approche, adoptée dans un rapport du Congrès américain (le seul pays à avoir fait preuve jusqu’à récemment d’une volonté politique de détecter le plus grand nombre possible d’objets géocroiseurs), consiste plutôt à trouver 90% de tous les objets géocroiseurs de plus de 140 m de diamètre d’ici une date donnée, par exemple l’année 2020. [1] Nous voyons tout de suite que ces deux approches, qui sont considérées comme étant orthogonales l’une par rapport à l’autre, relèvent de deux philosophies différentes mais complémentaires. La première a été nommée wide survey, c’est-à-dire une recherche des objets dans une logique transversale, et la deuxième deep survey, une recherche axée sur une logique « radiale » en scrutant l’espace en profondeur.

 Trier selon la magnitude apparente

Les spécialistes travaillant au Programme de surveillance de l’espace ont convenu que l’approche choisie par l’ESA impliquait la construction de télescopes pouvant trouver des objets mobiles d’une magnitude apparente allant jusqu’à 21,5.

Mais avant d’aller plus loin, voyons d’abord ce qu’est la magnitude d’un astre céleste.

 L’échelle des magnitudes

Tous les astres peuplant nos cieux ne brillent pas avec la même intensité, une réalité qui a été très tôt prise en compte par les observateurs de l’Antiquité. Dès le IIe siècle av. J.-C., l’astronome grec Hipparque crée un catalogue de plus d’un millier d’étoiles visibles à l’oeil nu, classées en six catégories selon l’importance de leur éclat, un concept qui sera assimilé plus tard à celui de magnitude. Une magnitude de 1 correspond à l’éclat le plus fort, et inversement pour le degré 6.

Avec l’invention de la lunette astronomique, de nouveaux astres, jusqu’alors invisibles à l’œil nu, vinrent s’ajouter au catalogue, mais il fallu créer pour les intégrer une septième magnitude. D’autres catégories furent ensuite ajoutées pour suivre le progrès dans la conception des instruments.

On parvint par la suite à développer une classification des magnitudes à partir de lois beaucoup plus fiables, ce qui amena l’astronome anglais Norman Pogson à proposer, en 1856, une convention selon laquelle une différence de 5 magnitudes entre deux astres correspondrait à un rapport de 100 en terme de luminosité. [2]

Mais il devint évident, avec les progrès de la photométrie, qu’il fallait ajouter des magnitudes supplémentaires au dessus de 1 (donc en réalité plus petites que 1, l’échelle ayant été dès le départ inversée), et ce notamment pour la Lune ou le Soleil, qui brillent en effet bien plus fort que n’importe quelle étoile.

La magnitude apparente de Sirius devint ainsi égale à - 1,44, et celle de Véga à 0,03. Aujourd’hui, l’échelle des magnitudes s’étend de - 26,7 pour le Soleil, à 30 pour les objets les plus faibles photographiés par les plus grands télescopes. Précisons que la magnitude limite à l’œil nu est d’environ 6. Des degrés intermédiaires, représentés par les décimales, ont également été insérés pour rendre de la plus grande précision dans la mesure des luminosités.

Pour les astres fixes, tels les étoiles, les galaxies et les nébuleuses, la magnitude apparente ne varie pas très rapidement, sauf pour les étoiles qui connaissent des changements internes dans leur luminosité.

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Pour les astres mobiles comme les planètes (et leurs lunes), les astéroïdes et les comètes, la variation de magnitude est plus marquée, principalement due au changement de leur distance par rapport à la Terre. Dans le cas des astéroïdes cependant, lorsqu’ils sont asymétriques et tournent sur eux-mêmes, leur magnitude va varier encore plus.

Nous présentons dans le tableau ci-joint les magnitudes apparentes des principaux astres mobiles de notre système solaire (plus le Soleil) :

Pour les astéroïdes, la magnitude apparente peut varier considérablement en raison de leur différente capacité à réfléchir la lumière du Soleil, pouvant aller de 3 % pour les astéroïdes de type C (carbonés et très sombres) jusqu’à 22 % pour ceux de type S (Silicés et plus brillants). Les scientifiques ont établi une réflectivité moyenne de 14 % pour l’ensemble des astéroïdes. Cela signifie que les astéroïdes nous renvoient en moyenne 14 % de la lumière totale qu’ils reçoivent du Soleil.

 Lorsqu’un astéroïde est détecté

Lorsqu’un télescope arrive à détecter un nouvel objet errant, par exemple à la magnitude limite de 21,5, plusieurs télescopes seront très rapidement mis sur le coup afin de le traquer suffisamment longtemps (quelques jours) pour calculer son orbite. On va, à partir de là, regarder dans le catalogue des objets répertoriés (9754 au 2 mai 2013) pour vérifier s’il n’est pas déjà connu.

Si tel n’est pas le cas on pourra, d’après les paramètres de l’orbite qui viendront d’être calculés (la longueur et l’orientation du grand axe de l’ellipse décrivant son parcours autour du Soleil, l’excentricité caractérisant l’élongation de cette ellipse, l’intervalle de temps nécessaire pour accomplir une révolution autour du Soleil, et l’angle d’inclinaison par rapport au plan du système solaire), déterminer sa distance par rapport à la Terre.

En supposant une réflectivité moyenne de la lumière de 14 %, on pourra ensuite déterminer sa magnitude absolue. (Il s’agit de la magnitude qu’aurait théoriquement un objet situé à une unité astronomique de la Terre et du Soleil, et en supposant que l’angle entre la Terre et le Soleil, du point de vue de l’objet, serait proche de zéro. Cette situation ne se présente en fait jamais dans le monde réel, mais cette définition est un outil qui permet de « normaliser », pour ainsi dire, la quantité de lumière que reçoit du Soleil un objet et sa distance (donc son diamètre apparent et sa luminosité) par rapport à l’observateur.) A partir de cette normalisation, il sera ensuite possible, grâce à des tableaux de conversion entre magnitudes apparente et absolue compilés d’avance, d’estimer son diamètre.

Les paramètres de l’orbite et la position de l’objet sur cette dernière nous donneront par ailleurs sa vitesse par rapport au Soleil, et le temps qu’il lui faudra, si une collision devait avoir lieu, pour se rendre au point d’impact avec la Terre. Les experts estiment qu’avec une magnitude apparente de 21,5, un objet de 40 m de diamètre peut être détecté avec un maximum de trois semaines d’avance. Ceci est le minimum que nous nous sommes donnés pour détecter un objet de ce type, afin de disposer du temps nécessaire pour prendre des mesures d’urgence, pour le cas où il foncerait droit sur nous.

Autrement, il se peut qu’il soit sur une orbite qui le conduira à passer près de la Terre, mais dans ce cas il sera ajouté au catalogue des objets potentiellement menaçants et sa trajectoire sera étudiée de manière plus exhaustive pour s’assurer qu’il n’entrera pas en collision avec nous lors d’un passage ultérieur.

 Le ciel en mouvement

Tout ceci implique, comme on peut déjà s’en rendre compte, une véritable révolution dans la science associée à l’observation astronomique, car il faudra considérer dorénavant le ciel comme étant avant tout quelque chose en mouvement, presqu’en temps réel. Bien entendu, on savait depuis longtemps que les planètes étaient en mouvement par rapport aux étoiles, mais avec les astéroïdes et les comètes, surtout lorsqu’elles foncent vers la Terre, le mouvement s’évalue en termes d’heures et de minutes, et non pas en termes de jours, de semaines ou de mois.

Cette révolution est en cours depuis quelques années déjà, comme le montre les performances de la mission WISE (Wide Field Infrared Survey Explorer) de la NASA, qui a complété un premier scan complet du ciel le 17 juillet 2010 avec un télescope opérant depuis l’orbite terrestre. Muni de 4 détecteurs opérant dans l’infrarouge, WISE a pu, avec son champ de vision de 0,64 deg² et sa capacité à prendre une photo toutes les 11 secondes, effectuer un balayage total du ciel en une période de 6 mois. Ceci à une magnitude 15,1 dans l’infrarouge, correspondant à 18,4 dans le spectre de la lumière visible.

Six mois peuvent paraître long mais sachez qu’en comparaison, le premier scan « total » du ciel jamais effectué, et qui a été fait par le Télescope du Mont Palomar, a nécessité 10 ans, entre 1948 et 1958 !

 Une nouvelle génération d’instruments

La stratégie de la NASA se fonde, comme nous l’avons expliqué au début, sur une approche reposant sur des outils pouvant détecter des objets de plus faible luminosité et donc plus lointains (magnitude 24), comme le montre le système pan-STARR, en cours d’installation sur les Monts Haleakala (et Mauna Kea pour la phase finale) à Hawaï depuis 2006. Celui-ci fera appel à 4 télescopes de 1,8 m de diamètre et un champ de vision faisant 6 fois la taille de la Lune (7 deg² environ). Chaque télescope sera couplé à une caméra de 1,4 gigapixels disséminés sur une surface de 40 cm². L’objectif est de scanner le ciel entier en une semaine (en fait cela correspond, à la latitude d’Hawaï, à 75 % du ciel total), ou trois fois entre chaque pleine Lune. Un télescope prototype est déjà à l’œuvre depuis 2009, et le système final devrait être en place d’ici quelques années.

Le système de détection prévu par l’ESA repose, comme nous l’avons dit, sur une stratégie différente, avec un pouvoir de détection plus faible (magnitude 21,5 au lieu de 24) mais une plus grande réactivité, car il pourra scanner le ciel entier en une seule nuit ! Comme nous l’avons déjà rapporté, il fera appel à un nouveau type de télescopes dit à « œil de mouche » bénéficiant d’un champ de vision encore plus large (environ 45 deg²). [3] Chaque télescope sera couplé à un système composé de 16 capteurs photographiques entièrement indépendants de 16 mégapixels chacun, recevant chacun sa portion du faisceau initial comme s’il était séparé par un diamant (en fait un miroir) à 16 facettes, mais totalisant, une fois l’image recomposée, 256 mégapixels pour chaque carré de ciel de 45 deg².

La division du champ de vision en 16 parties permettra un traitement suffisamment rapide de l’image, tout en en conservant la qualité, une condition primordiale si nous voulons utiliser un faible nombre de télescopes pour scanner l’ensemble du ciel.

La surface totale du ciel visible en un seul instant à tout endroit de la Terre est d’environ 20 500 deg², soit la moitié de la sphère céleste de 41 253 deg². [4]). Grâce à la rotation de la Terre, au cours d’une nuit de 10 heures, un observateur pourra voir, s’il est situé à l’équateur, 91,7 % (330 degrés sur un total de 360) de la totalité du ciel, soit 37 815 deg². Plus il sera éloigné de l’équateur cependant, plus petit sera le pourcentage de ciel couvert, car la demi-sphère du ciel visible à tout instant finit, par exemple au deux pôles, par « tourner sur elle-même » et ne couvrir que la moité du ciel. Dans les endroits situées entre ces cas extrêmes, (l’équateur et les deux pôles) on calcule qu’un observateur à une altitude de 60° par exemple (Saint Pétersbourg) n’en verra que 30 900 deg².

Pour scanner cette surface de ciel visible depuis Saint-Pétersbourg en une seule nuit, un télescope à oeil-de-mouche devra prendre une photo toutes les 48 secondes, soit 46 secondes en pose, plus 2 secondes supplémentaires pour se déplacer et se stabiliser entre chaque photo. Pour pouvoir détecter un objet mouvant, il faudra prendre trois photos de chaque carré de ciel, de manière à ce que les algorithmes puissent détecter toute menace potentielle sur une base quotidienne. On estime par conséquent qu’il faudrait, pour couvrir la totalité du ciel allant de l’hémisphère Nord à l’hémisphère Sud, tout en prenant en compte une couverture nuageuse moyenne de 50 %, un total de 6 à 7 télescopes.

Tout ceci ne devient possible que grâce aux immenses progrès effectués dans les communications et l’informatique, car il faut pouvoir transmettre des milliers d’images, de tailles allant de 256 à 1400 mégapixels sur une base quotidienne, une chose qui aurait été tout simplement inimaginable il y a une dizaine d’années.

 Retour dans l’espace

Si les deux nouveaux systèmes dont nous venons de parler sont basés sur Terre, il n’en demeure pas moins que la diffusion de la lumière dans l’atmosphère terrestre a tendance à aveugler les télescopes lorsqu’on tente de scruter les objets évoluant dans un champ de vision situé proche du Soleil (voir l’article « De nouveaux yeux pour mieux comprendre le ballet céleste » à ce sujet).

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Cette image montre comment les différents types d’objets géocroiseurs, à part ceux qui sont de type « Amor », sont difficiles à détecter lorsqu’ils s’approchent de nous de « l’intérieur », c’est-à-dire lorsqu’ils parcourent la partie de leur orbite située à l’intérieur de l’orbite de la Terre autour du Soleil. Ils se trouvent dans ce cas en pleine ligne de mire entre la Terre et le Soleil, et nos instruments sont par conséquent « aveuglés » par ce dernier.

C’est pourquoi il faudra, si on désire avoir une évaluation exhaustive de toutes les menaces potentielles, et ce suffisamment à l’avance pour que l’on puisse prendre les mesures nécessaires à notre protection, placer en orbite autour de la Terre un nouveau système pouvant succéder à WISE, dont la mission devait s’achever bientôt.

Un nouveau venu lancé en février 2013, NEOSSat, est un télescope canadien de la taille d’une valise mais entièrement dédié à la recherche d’astéroïdes voyageant tout près du Soleil, comme ceux de la classe Atira dont l’orbite est entièrement située à l’intérieur de celle de la Terre. Son miroir de 15 cm de diamètre pourra photographier des objets de magnitude 19,5 à 20, avec des temps d’exposition de 100s secondes, et ce grâce à son système de stabilisation d’une précision inégalée jusqu’ici. Son champ de vision sera toutefois relativement faible, 0,6 deg².

Quand à Gaia, un télescope de l’ESA qui sera lancé d’ici la fin de l’année, et dont la tâche principale sera, sur une période de cinq ans, la cartographie complète et en 3D de notre galaxie, sa caméra de 1 gigapixels sera la plus grande jamais envoyée dans l’espace. Il opérera à une distance de 1,5 millions de km de la Terre, au Point de Lagrange L2 et sera équipé de 2 miroirs d’une surface totale de 1,4 m² et offrant un champ de vision total, relativement faible lui aussi, de 0,56 deg². Il balaiera l’ensemble du ciel 70 fois en moyenne sur une période de 5 ans, soit 1,17 fois par mois.

Bien que ses cibles principales seront les étoiles de notre galaxie, il pourra également, en raison de sa grande disponibilité et son immense pouvoir de résolution, permettre de détecter de nouveaux objets géocroiseurs, incluant ceux voyageant jusqu’à un angle de 45 degrés du Soleil, tout en déterminant, de manière beaucoup plus précise, les propriétés physiques de ceux qui sont déjà connus.

Pour améliorer notre surveillance des régions situées entre l’orbite terrestre et le Soleil, un télescope situé sur l’orbite de Venus et opérant dans l’infrarouge permettra de compléter l’ensemble de notre dispositif de balayage du ciel, ce que permettra de faire le projet Sentinel présentement en cours de préparation. (Voir ici pour plus de détails.)

 Le rôle de la Russie

Jusqu’ici, la plupart des efforts en termes d’observation se sont concentrés aux Etats-Unis et en Europe, mais une volonté a été exprimée en Russie de fédérer toutes les initiatives existantes dans le pays en une seule organisation, afin de l’intégrer aux deux autres systèmes. L’annonce par le président russe le 12 avril dernier d’une enveloppe budgétaire de 1600 milliards de roubles (environ 40 milliards d’euro) pour le programme spatial russe sur la période allant jusqu’à 2020 permettra sans aucun doute d’accélérer le processus.

Des propositions concrètes ont par ailleurs été faites en Russie pour la construction d’un système de défense actif en cas de menace réelle, la suite logique dans la mise en place d’une Initiative de défense terrestre (IDT) contre les objets cosmiques dangereux. Nous traiterons de cette question dans un proche avenir.

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Schéma, inspiré d’un dessin de Lindlay Johnson de la NASA, montrant l’architecture d’un système global de détection et d’observation des objets géocroiseurs.
A gauche, d’abord l’observation des objets, puis en allant vers la droite le traitement des données et leur catalogage, suivi de leur interprétation (détermination des objets pouvant poser une menace) par trois des principales agences spatiales impliquées : l’agence russe Roskosmos (RKA), l’Agence spatiale européenne (ESA) et la NASA. Le tout aboutit, dans la colonne de droite, dans la dissémination des résultats et la prise des décisions, sous l’égide des Nations Unies, en cas de danger.
Les trois ellipses horizontales correspondent aux trois grandes sphères de responsabilité associées à chacune des trois grandes agences spatiales impliquées.

Les deux principaux portails existants pour la détection et le catalogage des astéroïdes sont les suivants :

Near-Earth Object Program de la NASA
Near-Earth Objet Dynamic Site, sponsorisé par l’ESA


[1L’objectif initial, décidé en 1998, était de détecter 90 % des objets d’un kilomètre de diamètre, ce qui a été déclaré comme accompli en 2011. A partir de 2005, l’objectif a été élargi aux objets de plus de 140 m de diamètre, toujours avec un pourcentage visé de 90 %.

[2Ainsi, si la première magnitude correspond à une luminosité de 100, la deuxième correspondra à 100/racine cinquième de 100 (=39,8) ; la troisième à 39,8/racine cinquième de 100 (=15,9), la quatrième à 15,9/racine cinquième de 100 (=6,3), la cinquième à 6,3/racine cinquième de 100 (=2,5) et la sixième à 2,5/racine cinquième de 100, soit une luminosité de 1,0 exactement.

[3Il est actuellement en cours de développement par un consortium italien formé des entités suivantes : CGS SpA (une société privée), INAF, DM Pisa, INAF-CNR.

[4La surface d’une sphère est égale à 4 * pi * r². La sphère céleste totale ayant une circonférence de 360°, égale à 2 * pi * r, son rayon sera donc 360°/(2 * pi), c’est-à-dire 180°/pi. Pour calculer sa surface totale, il faut insérer la valeur du rayon nouvellement calculé dans la première équation et nous obtenons : 4 * pi * (180°/pi)² = 41 253°.

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