Occultations stellaires par les satellites d`astéroïdes

Avril 2011 – l’ASTRONOMIE -45
PASCAL DESCAMPS et
IMCCE, Observatoire de Paris
JÉRÔME BERTHIER
IMCCE, Observatoire de Paris
L’observation de l’occultation d’une étoile par un
astéroïde est une technique apparue en 1961 per-
mettant de détailler avec précision les contours de
ces petites planètes à la façon des ombres chi-
noises 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 pré-
dictions se doivent d’être très précises pour espé-
rer attraper cette ombre qui court au sol à plus de
30000 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.
OCCULTATIONS STELLAIRES
par les satellites d’astéroïdes
OBSERVER LE CIEL

46 -l’ASTRONOMIE – Avril 2011
OBSERVER LE CIEL OCCULTATIONS STELLAIRES
par les satellites d’astéroïdes
Dans l’ombre du doute
La réussite ou l’échec de l’observation d’une occultation stel-
laire par un astéroïde binaire est tributaire pour une large
part de la précision avec laquelle la prédiction du phéno-
mène 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 pro-
venant 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 satel-
lite 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 secon-
daire, plus petit, qualifié de satellite. Les premières tentatives
eurent lieu en 2004 avec (22) Kalliope et (121) Hermione, asté-
roïdes 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 sup-
plémentaires de positions relatives des composantes de ces
systèmes binaires et pour accéder à des éphémérides orbi-
tales 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 repé-
rer 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 kilo-
mètres 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 obser-
vateurs 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 mouve-
ment 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 obte-
nir. De ce fait, le suivi observationnel des satellites
d’astéroïdes ne peut être effectué que durant quelques nuits
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 suffisam-
ment 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 cein-
ture 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 rela-
tive 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
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 vraisem-
blable 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 prédic-
tion s’écartant d’à peine 58 km de la position observée. Les
temps de disparition de l’éclat stellaire une fois convertis en
11.. OOccccuullttaattiioonn sstteellllaaiirree ddee ll’’ééttooiillee TTYYCCHHOO 118888660011220066 ppaarr
ll’’aassttéérrooïïddee bbiinnaaiirree ((2222)) KKaalllliiooppee llee 77 nnoovveemmbbrree 22000066 oobbsseerrvvééee
aauu JJaappoonn..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 obser-
vations négatives, en d’autres termes aucune extinction de
l’étoile cible n’a été observée.

cordes à la surface de la Terre font apparaî-
tre 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 sai-
sissant 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 intri-
gant 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 succes-
sives 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 interpré-
tation également. Hektor était déjà
connu, depuis des observations photo-
métriques anciennes de 1969, comme
pouvant être un binaire-contact. En
d’autres termes, il aurait une forme très
allongée dont les extrémités sont consti-
tuées de deux lobes en contact. Cette
vision d’Hektor a été confirmée en image-
rie directe en 2006 à l’occasion de la décou-
verte de son petit compagnon. La résolu-
tion ne permettait cependant pas de sépa-
rer 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.
(216) Kleopatra
Cet astéroïde est un cas à part. Très tôt il fas-
cina les observateurs par la très large ampli-
tude 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
22 aa eett bb.. PPrrooffiillss ddee KKaalllliiooppee eett ddee LLiinnuuss.. 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.
44.. OOccccuullttaattiioonn sstteellllaaiirree 1100 ooccttoobbrree 11998800 ppaarr
ll’’aassttéérrooïïddee ((221166)) KKlleeooppaattrraa.. Les cordes posi-
tives sont tracées en traits pleins. Le profil
de Kleopatra a été juxtaposé pour cette
date. Les orbites des deux satellites décou-
verts 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.
33.. OOccccuullttaattiioonn sstteellllaaiirree dduu TTrrooyyeenn ((662244))
HHeekkttoorr llee 2244 jjaannvviieerr 22000088.. Le secondaire
n’est ici pas détecté mais il apparaît une
interruption qui laisse penser que le pri-
maire serait lui-même un système dou-
ble synchrone.
1. Un astéroide troyen est situé à égale distance
du Soleil et de Jupiter.
Avril 2011 – l’ASTRONOMIE -47

48 - l’ASTRONOMIE – Avril 2011
OBSERVER LE CIEL
motivés. La campagne fut un succès.
Plusieurs cordes de Kleopatra furent obte-
nues. 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 secon-
daire et l'observation fut consignée et ran-
gée dans les archives de ces phénomènes.
Cependant, en septembre 2008, nous
découvrions sur le grand télescope de 10m
du Keck deux petites lunes en orbite autour
de Kleopatra (figure 5). De plus, pour la pre-
mière 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.
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 asté-
roïdal 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 tour-
nent 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
photométrie en décembre 1996 alors que
le système se présentait par la tranche sous
un aspect favorable à faire naître des phé-
nomènes 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 obser-
vateurs. Il fut réalisé 7 observations posi-
tives 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 phé-
nomènes mutuels de 2005. Rappelons que
l’analyse de ces phénomènes avait permis de
montrer que les figures prises par les compo-
santes s’apparentaient de manière éton-
nante 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 théo-
riques ont été pour la première fois obtenues
mathématiquement en 1849 par Édouard
Roche. La figure 7 superpose les figures théo-
riques du système aux cordes observées.
Une future observation pour confir-
mer un cratère géant sur Antiope
Parmi les caractéristiques les plus éton-
nantes 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 rap-
port 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 occasion-
ner les variations anormales d’éclat du sys-
tème lorsqu’il est en éclipse mutuelle. Ce
serait alors l’un des cratères les plus impo-
66.. CCoorrddeess oobbsseerrvvééeess lloorrss ddee ll’’ooccccuullttaattiioonn
sstteellllaaiirree ppaarr llee ssyyssttèèmmee ddoouubbllee ddee ((9900))
AAnnttiiooppee.. 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.
77.. CCoommppaarraaiissoonn avec les modèles en
forme d’ellipsoïde de Roche des compo-
santes d’Antiope
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.
OCCULTATIONS STELLAIRES
par les satellites d’astéroïdes
55.. IImmaaggee dduu ssyyssttèèmmee ddee ll’’aassttéérrooïïddee
((221166)) KKlleeooppaattrraa ffaaiittee ssuurr llee ttéélleessccooppee
ddee 1100mm ddee ll’’oobbsseerrvvaattooiirree KKeecckk llee 1199
sseepptteemmbbrree 22000088. 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.

Avril 2011 – l’ASTRONOMIE -49
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 catastro-
phique. 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 forte-
ment 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 sur-
volera la Terre (figures 9 et 10).
P. Descamps et J. Berthier
■
88.. LLee ssyyssttèèmmee ddoouubbllee dd’’AAnnttiiooppee tteell qquu’’iill eesstt ssuuppppoosséé êêttrree..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 sphé-
riques 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.
99.. AAssppeecctt pprroobbaabbllee dduu ssyyssttèèmmee ddoouubbllee
dd’’AAnnttiiooppee le 19 juillet 2011 lorsqu’il occultera
l’étoile brillante ZC339 de magnitude 6,7.
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-occulta-
tions.com/iota/iotandx.htm
IOTA-ES : http://www.iota-es.de/
Steve's Asteroid Occultation Page:
http://www.asteroidoccultation.com/
1100.. LLiiggnnee ddee cceennttrraalliittéé ddee ll’’ooccccuullttaattiioonn sstteellllaaiirree ppaarr AAnnttiiooppeedu 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 observa-
teurs 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 pre-
mier 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 prépa-
ration, 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 tech-
niques 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 septem-
bre 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]).
aa
bb