OBSERVER LE CIEL PASCAL DESCAMPS et JÉRÔME BERTHIER IMCCE, Observatoire de Paris IMCCE, Observatoire de Paris OCCULTATIONS STELLAIRES par les satellites d’astéroïdes L’observation de l’occultation d’une étoile par un astéroïde est une technique apparue en 1961 permettant de détailler avec précision les contours de ces petites planètes à la façon des ombres chinoises et aussi d’évaluer leur taille. La méthode consiste tout simplement à observer (en réalité cela revient à dater un phénomène) le passage de l’ombre ténue jetée sur la Terre par un astéroïde dont la face opposée est éclairée par la faible lueur d’une étoile. C’est donc un phénomène très bref, très discret mais qui pourtant mobilise de plus en plus d’astronomes amateurs et professionnels. Les astéroïdes ayant des tailles relativement modestes, une centaine de kilomètres tout au plus, les prédictions se doivent d’être très précises pour espérer attraper cette ombre qui court au sol à plus de 30 000 km/h. L’entreprise est encore plus périlleuse lorsqu’il s’agit de détecter l’occultation stellaire par un satellite d’astéroïde, petit compagnon d’à peine une dizaine de kilomètres dont on a découvert l’existence il y a une quinzaine d’années. Dans ce cas, la durée de l’extinction apparente de l’étoile, moment fatidique tant espéré durant lequel l’étoile se soustrait brutalement à la vue de l’observateur en disparaissant derrière l’objet occultant, ne sera que d’une poignée de secondes ! Malgré de nombreux efforts, l’occultation stellaire par un satellite d’astéroïde devenait l’arlésienne de la discipline jusqu’à ce que l’on soit en mesure de les prédire et finalement… de les observer. Avril 2011 – l’ASTRONOMIE - 45 OBSERVER LE CIEL Dans l’ombre du doute OCCULTATIONS STELLAIRES par les satellites d’astéroïdes La réussite ou l’échec de l’observation d’une occultation stellaire par un astéroïde binaire est tributaire pour une large part de la précision avec laquelle la prédiction du phénomène est réalisée. Ce souci de précision vaut à la fois pour l’étoile, l’astéroïde (encore appelé le corps primaire) et son satellite (ou corps secondaire). Toutes les observations qui ont pu mener à une détection positive impliquent des étoiles provenant de catalogues de haute précision astrométrique (Tycho 2, HIP…). La connaissance des orbites d’astéroïdes est maintenant suffisamment précise pour que l’essentiel de l’indétermination résiduelle provienne de la position du satellite sur son orbite. Jusqu’en 2006, sur les 1029 observations réussies d’occultations faites depuis 1961, aucune n’avait permis de découvrir en toute certitude un satellite. C’est pourquoi, après la découverte du premier astéroïde binaire en 1993, les efforts se sont concentrés sur les seuls objets dont on savait déjà qu’ils emmenaient dans leur mouvement un corps secondaire, plus petit, qualifié de satellite. Les premières tentatives eurent lieu en 2004 avec (22) Kalliope et (121) Hermione, astéroïdes identifiés comme binaires en 2001. Cependant la connaissance de l’orbite demeurait grossière et très imprécise aussitôt que l’on tentait de l’extrapoler dans le futur. Il fallut encore deux années d’efforts pour collecter des données supplémentaires de positions relatives des composantes de ces systèmes binaires et pour accéder à des éphémérides orbitales des satellites qui soient dignes de confiance. Ces systèmes ont des demi-grands axes de l’ordre de 1000 km. On comprend mieux alors toute la difficulté à repérer une extinction secondaire autour d’un objet dont on ignore s’il possède un satellite et pouvant se produire quelque part dans une zone large de 2000 km ! En général, les chasseurs d’occultations stellaires se répartissent le long d’une bande étroite de quelques centaines de kilomètres autour de la ligne de centralité annoncée. Une détection positive supposerait donc que le satellite se situe au voisinage de cette ligne de centralité. Cela représente une probabilité d’environ 6 % au mieux, en admettant des observateurs répartis sur toute la largeur de la zone d’observabilité. La probabilité décroît à l’évidence très vite dès que l’hypothétique satellite s’éloigne notablement de la ligne de centralité. Les prédictions sont issues de solutions orbitales du mouvement de ces petits satellites autour de leur astéroïde primaire qui sont hautement dépendantes de l’intervalle de temps durant lequel ils ont été observés et suivis grâce à l’imagerie directe à haute résolution. La validité dans le temps de ces solutions sera par conséquent d’autant moins bonne que l’on sera éloigné de cette période. Les temps d’observation sur les très grands télescopes sont très limités et très difficiles à obtenir. De ce fait, le suivi observationnel des satellites d’astéroïdes ne peut être effectué que durant quelques nuits 46 - l’ASTRONOMIE – Avril 2011 consécutives chaque année. En dépit de ces restrictions, on commence à disposer d’un nombre conséquent de positions observées pour certains satellites parmi les plus anciens connus et par conséquent de solutions orbitales suffisamment précises pour une dizaine de systèmes astéroïdaux binaires issus de la ceinture principale d’astéroïdes. Les premiers succès (22) Kalliope Kalliope est un astéroïde de classe M (métallique) de la ceinture principale dont la binarité a été découverte en 2001. Le 7 novembre 2006, à l’occasion d’une occultation d’une étoile du catalogue Tycho par Kalliope, nous avons été sollicités 16 heures avant le phénomène afin de calculer la position relative de son satellite, baptisé du nom de Linus. La bande de centralité de l’occultation, matérialisant le trajet de l’ombre du primaire, balayait le Japon dans toute sa longueur. Sur cette terre étroite, Linus était également attendu dans cette bande de centralité. Bénéficiant de la clémence de la météo et d’une 1. Occultation stellaire de l’étoile TYCHO 188601206 par l’astéroïde binaire (22) Kalliope le 7 novembre 2006 observée au Japon. 25 observateurs étaient mobilisés. 16 observations positives furent enregistrées dont 8 concernant le satellite de Kalliope, Linus. La croix indique la position de Linus telle qu’elle fut prédite. Les lignes pointillées indiquent des observations négatives, en d’autres termes aucune extinction de l’étoile cible n’a été observée. forte mobilisation d’observateurs japonais chevronnés, il fut enregistré 16 observations positives dont la moitié provenait du passage de Linus devant l’étoile (figure 1). Il est vraisemblable que le phénomène secondaire aurait été observé avec ou sans prédiction, étant donné la position opportune du satellite à ce moment-là, non loin de la centralité. Le fait remarquable réside cependant dans la justesse de la prédiction s’écartant d’à peine 58 km de la position observée. Les temps de disparition de l’éclat stellaire une fois convertis en verte de son petit compagnon. La résolution ne permettait cependant pas de séparer d’éventuelles composantes qui seraient en réalité détachées l’une de l’autre. Cette observation présenterait donc Hektor sous un aspect inédit et en ferait certainement un objet encore plus déroutant qu’Antiope. 2 a et b. Profils de Kalliope et de Linus. Le profil de section de Kalliope provient d’un modèle 3D du corps. Il a été reprojeté pour deux tailles équivalentes, en rose le diamètre IRAS, datant de 1983, de 180 km et en violet celui de 167 km nouvellement issu des éclipses mutuelles de 2007. cordes à la surface de la Terre font apparaître une portion du profil en coupe de Kalliope avec, dans son sillage, une esquisse de celui de Linus. Cette observation fut fructueuse à plus d’un titre. Elle permit de confirmer la forme et la taille de l’astéroïde primaire qu’une autre technique avait déjà permis d’obtenir. En effet, peu de temps après, en mars 2007, le système de Kalliope s’est retrouvé dans une configuration telle que, vu depuis la Terre, des éclipses mutuelles entre Kalliope et son compagnon devaient se produire. Il en découla un nouveau modèle de forme tridimensionnelle de Kalliope ainsi qu’une nouvelle détermination de sa taille et de celle de Linus. En projetant son profil à la date de l’occultation stellaire, il est alors saisissant de constater à quel point les cordes observées s’y encastrent parfaitement (figure 2a). En ce qui concerne Linus (figure 2b), il fut procédé à l’ajustement d’une ellipse qui donna une taille de 30 ± 6 km, conforme également au résultat obtenu à partir des observations photométriques des phénomènes mutuels. (624) Hektor Hektor est le deuxième Troyen (1) identifié comme binaire en 2006. Pourtant dans l’occultation présentée, il ne s’agit pas de la détection de ce petit secondaire mais de quelque chose de beaucoup plus intrigant ainsi que le montre la figure 3. Cette occultation stellaire, réalisée au Japon (à nouveau !) le 24 janvier 2008, semble montrer une interruption du phénomène pour un même observateur, auteur des Cordes 1 et 2. En effet, ces deux cordes correspondent à deux extinctions successives de l’étoile cible. La longueur de ces deux cordes est à peu près équivalente, laissant donc penser qu’Hektor aurait intercepté par son milieu le flux de l’étoile, et qu’il serait en fait lui-même un système double synchrone très serré. Malgré l’effet trompeur de la projection, cette séparation pourrait être de l’ordre de 50 km, chacune des composantes approchant une taille de 110 km par sa plus grande longueur. Cette observation troublante reste à confirmer, son interprétation également. Hektor était déjà connu, depuis des observations photométriques anciennes de 1969, comme pouvant être un binaire-contact. En d’autres termes, il aurait une forme très allongée dont les extrémités sont constituées de deux lobes en contact. Cette vision d’Hektor a été confirmée en imagerie directe en 2006 à l’occasion de la décou3. Occultation stellaire du Troyen (624) Hektor le 24 janvier 2008. Le secondaire n’est ici pas détecté mais il apparaît une interruption qui laisse penser que le primaire serait lui-même un système double synchrone. (216) Kleopatra Cet astéroïde est un cas à part. Très tôt il fascina les observateurs par la très large amplitude de sa courbe de lumière de rotation qui dépassait une magnitude. Ceci est le signe indiscutable d'un objet très allongé. C'est pourquoi il constitua rapidement une cible de choix pour les chasseurs d’occultations stellaires. La première qui fut observée date du 10 octobre 1980 (figure 4). Effleurant la côte ouest des États-Unis, elle mobilisa un grand nombre d'observateurs 4. Occultation stellaire 10 octobre 1980 par l’astéroïde (216) Kleopatra. Les cordes positives sont tracées en traits pleins. Le profil de Kleopatra a été juxtaposé pour cette date. Les orbites des deux satellites découverts en septembre 2008 ont été reportées en traits pointillés. L’occultation secondaire est reportée en bas à gauche par les deux petites cordes vertes. Elle se superpose bien à l’orbite projetée du satellite le plus extérieur. 1. Un astéroide troyen est situé à égale distance du Soleil et de Jupiter. Avril 2011 – l’ASTRONOMIE - 47 OBSERVER LE CIEL OCCULTATIONS STELLAIRES par les satellites d’astéroïdes 5. Image du système de l’astéroïde (216) Kleopatra faite sur le télescope de 10 m de l’observatoire Keck le 19 septembre 2008. Deux petites lunes apparaissent dans la partie supérieure droite de l’image après surexposition de l’objet central. En médaillon, vue de Kleopatra au même instant. La taille du médaillon est d’environ 0,3 seconde d’arc. motivés. La campagne fut un succès. Plusieurs cordes de Kleopatra furent obtenues. Cependant deux observateurs isolés, se trouvant à plus de 475 km de la ligne de centralité mais situés très près l'un de l'autre, enregistrèrent simultanément une extinction de l'étoile cible d’une durée de près d’une seconde. Il ne fut pas prêté grande attention à ce phénomène secondaire et l'observation fut consignée et rangée dans les archives de ces phénomènes. Cependant, en septembre 2008, nous découvrions sur le grand télescope de 10 m du Keck deux petites lunes en orbite autour de Kleopatra (figure 5). De plus, pour la première fois Kleopatra se montrait tel que les échos radar du grand radiotélescope d'Arecibo à Porto Rico l'avaient révélé en 2000, sous la forme d'un grand os de chien. La détermination de l'orbite de ses satellites nous permit, en faisant tourner la machine à remonter le temps 30 ans en arrière, de démontrer que le petit phénomène de moins d'une seconde détecté par nos deux observateurs provenait bel et bien de l'occultation de l'étoile par le satellite le plus externe de Kleopatra. 6. Cordes observées lors de l’occultation stellaire par le système double de (90) Antiope. Les lignes pointillées indiquent des observations négatives. La croix indique la position relative théorique de la seconde composante par rapport à la première. Les ellipses d’ajustement résultantes sont également figurées. Une future observation pour confirmer un cratère géant sur Antiope Le cas particulier de (90) Antiope Figurant parmi les objets les plus étonnants du Système solaire, Antiope est connu depuis l’an 2000 comme un système astéroïdal double synchrone très serré. Ses deux composantes, d'une taille de 90 km chacune, jumelles l’une de l’autre, sont séparées tout au plus de 170 km et tournent l’une autour de l’autre en un peu plus de 16 heures dans un ballet parfaitement réglé. Il est curieux que le caractère double de cet astéroïde n’ait pas été révélé plus tôt par une occultation stellaire. Signalons qu’Antiope avait également été observé en 2. Le premier satellite a été découvert en 1998 autour de l’astéroïde (45) Eugenia. 3. Voir l’Astronomie, 121, p. 214-218 sur les figures de Roche dans les systèmes astéroïdaux doubles. 48 - l’ASTRONOMIE – Avril 2011 photométrie en décembre 1996 alors que le système se présentait par la tranche sous un aspect favorable à faire naître des phénomènes mutuels de nature à engendrer des variations très fortes d’éclat pouvant atteindre une magnitude. Il ne suscita pas cependant davantage de curiosité ni de mobilisation. Il faut remarquer qu’à cette époque aucun satellite d’astéroïde n’avait encore été découvert (2) et que les objets ayant une courbe de lumière à très forte amplitude étaient simplement considérés comme étant de forme très allongée. Le 2 janvier 2008, Antiope occulta l’étoile Tycho 189501450. À nouveau, l’observation se déroula au Japon et mobilisa 23 observateurs. Il fut réalisé 7 observations positives de l’une des composantes et une seule de sa sœur jumelle (figure 6). Ceci était néanmoins suffisant pour souligner la duplicité de l’astéroïde. La prédiction de l’IMCCE des positions relatives s’avéra très proche de la position réelle. Cette observation est très intéressante car elle permet de valider à la fois les modèles de forme et de taille des composantes du système qui ont pu être déduits de ses phénomènes mutuels de 2005. Rappelons que l’analyse de ces phénomènes avait permis de montrer que les figures prises par les composantes s’apparentaient de manière étonnante et inattendue à celles prises par des masses fluides en équilibre hydrostatique qui auraient parfaitement synchronisé leurs périodes de rotation propre avec leur période de révolution (3). Ces figures théoriques ont été pour la première fois obtenues mathématiquement en 1849 par Édouard Roche. La figure 7 superpose les figures théoriques du système aux cordes observées. 7. Comparaison avec les modèles en forme d’ellipsoïde de Roche des composantes d’Antiope Parmi les caractéristiques les plus étonnantes de ce système double, l’une des plus troublantes pourrait être celle de l’existence supposée d’un cratère d’impact géant, d’environ 67 km de diamètre, à la surface de l’une des composantes. Comment en est-on venu à une telle idée ? L’observation photométrique révéla à de multiples reprises des anomalies par rapport à ce à quoi l’on pourrait s’attendre dans le cas d’objets ayant des formes quasi sphériques Il fut impossible d’expliquer de tels écarts autrement qu’en ayant recours à un gigantesque cratère pouvant occasionner les variations anormales d’éclat du système lorsqu’il est en éclipse mutuelle. Ce serait alors l’un des cratères les plus impo- a b 8. Le système double d’Antiope tel qu’il est supposé être. L’une des composantes pourrait présenter un gigantesque cratère de 68 km de diamètre (b). La courbe de lumière de rotation (a) montre en traits pointillés ce que l’on aurait avec deux corps lisses grossièrement sphériques tandis que la courbe en traits pleins montre ce que l’on obtiendrait en intégrant sur l’un des corps un cratère géant. La courbe observée est tracée à l’aide des croix. sants en taille relativement à celle de l’astéroïde (figures 8a et 8b). La porosité élevée d’Antiope, près de 50 %, permet à l’astéroïde d’absorber en se déformant la formidable énergie libérée lors d’un impact majeur, ce qui pourrait expliquer qu’il ait survécu à un tel événement catastrophique. Cependant ce cratère n’est encore qu’à l’état de conjecture. L’un des moyens d’en avoir le cœur net, mis à part celui d’aller sur place, est d’utiliser l’occultation stellaire pour tenter de mettre en évidence cette gigantesque structure. Une telle opportunité va précisément se produire le 19 juillet 2011 au-dessus d’une zone fortement peuplée des États-Unis. La prédiction montre que l’hypothétique cratère devrait se trouver sur le limbe et ainsi parfaitement se découper sur le profil de l’ombre qui survolera la Terre (figures 9 et 10). P. Descamps et J. Berthier ■ 9. Aspect probable du système double d’Antiope le 19 juillet 2011 lorsqu’il occultera l’étoile brillante ZC339 de magnitude 6,7. 10. Ligne de centralité de l’occultation stellaire par Antiope du 19 juillet 2011 couvrant une large zone d’observabilité depuis la Californie du Nord jusqu’au Canada. QUI OBSERVE LES OCCULTATIONS STELLAIRES ? Plus encore que les astronomes professionnels, ce sont les astronomes amateurs qui observent le plus souvent les occultations stellaires. Organisés en groupe d'amis, en association ou appartenant à des réseaux spécialisés, leur contribution est la clé du succès : le 29 mai 1983, plus de 240 observateurs ont contribué à l'observation de l'occultation de la binaire spectroscopique 1 Vulpeculae par l’astéroïde (2) Pallas, conduisant à une étude détaillée de ce corps céleste (*). Il existe deux réseaux majeurs de regroupement d'observateurs d'occultations stellaires : l'European Asteroidal Occultation Network (EAON) et l'International Occultation Timing Association (IOTA). Le premier diffuse et organise des campagnes d'observations en Europe, tandis que le second, plus actif, couvre toute la planète, en particulier l'Europe à travers sa section européenne (IOTA-ES). En France, la communauté des observateurs d'occultations stellaires contribue activement à la préparation, à la diffusion, à l'observation et à l'analyse des occultations stellaires. L'association AUDE et le travail exceptionnel d'Éric Frappa, au travers de son site Internet EURASTER, en sont les plus connus. Pour être informé des possibles occultations stellaires à observer, pour obtenir des informations techniques et pratiques, il existe diverses listes de diffusion dont la plus connue est PLANOCCULT (**). Il y a également de nombreux sites Internet dont les plus important sont euraster.net, celui de S. Preston (Steve's Asteroid Occultation Page) et celui d'IOTA-ES. (*) (2) Pallas a été découvert fortuitement le 28 mars 1802 par Heinrich Olbers tandis qu'il tentait de retrouver Cérès à l'aide des prédictions orbitales de Carl Friedrich Gauss. Il aura fallu attendre le 9 septembre 2007 pour que le télescope spatial Hubble l'observe et résolve le disque de Pallas (http://fr.wikipedia.org/wiki/Fichier:PallasHST2007.jpg). (**) Pour souscrire, envoyer un courriel à P. Vingerhoets ([email protected]) ou Jan Van Gestel ([email protected]). RÉFÉRENCES Pages astéroïdes binaires de l’IMCCE : http://www.imcce.fr/fr/presentation/equipes/G AP/travaux/binaires/index.php Prédictions de l’IMCCE d’occultations stellaires par des satellites d’astéroïdes : http://www.imcce.fr/en/ephemerides/phenom enes/occult/stellarocc.php?query=predoc. LIENS INTERNET AUDE : http://fr.groups.yahoo.com/group/aude-L/ EAON : http://www.astrosurf.com/eaon/ EURASTER : http://euraster.net/ IOTA : http://www.lunar-occultations.com/iota/iotandx.htm IOTA-ES : http://www.iota-es.de/ Steve's Asteroid Occultation Page: http://www.asteroidoccultation.com/ Avril 2011 – l’ASTRONOMIE - 49