Depuis les ann´ees 2000, le nombre de NEAs d´ecouverts augmente de fac¸on exponentielle. En effet, comme le montre la figure 1.12, ce nombre a ´et´e multipli´e par huit en dix ans et on connait actuellement plus de 8000 ast´ero¨ıdes g´eocroiseurs dont environ 1000 ont un diam`etre sup´erieur `a 1 km. On doit cette croissance `a l’´evolution des techniques d’observations ainsi qu’`a la volont´e de la communaut´e scientifique de mettre en place des programmes de surveillance de l’environnement terrestre.
TAB. 1.5 – Alb´edos et min´eralogies des diff´erents types taxonomiques identifi´es dans la famille des NEOs. D’apr`esHarris et al.[2004].
Type taxonomique Alb´edo Composition min´eralogique
D, P 0.03 - 0.06 carbone, silicates
C, B, F, G 0.03 - 0.10 carbone, silicates hydrat´es
M 0.1 - 0.2 m´etaux, enstatite
S 0.1 - 0.3 silicates, m´etaux
Q 0.2 - 0.5 silicates
V 0.2 - 0.5 silicates (pyrox`ene, feldspath) E 0.3 - 0.6 enstatite + silicates pauvres en fer
X 0.03 - 0.6 non connue
FIG. 1.12 – ´Evolution du nombre de d´ecouverte de NEAs de 1980 `a nos jours. La croissance est exponentielle depuis les ann´ees 2000. La majeure partie des ast´ero¨ıdes d´ecouverts sont de diam`etre en-dec¸`a du kilom`etre [JPL,2011b].
Apollo est le premier ast´ero¨ıde g´eocroiseur d´ecouvert en 1932 grˆace `a des observations photographiques effectu´ees `a Heidelberg. Mais il est rest´e perdu jusqu’en 1973. Durant les d´ecennies suivantes, seulement quelques g´eocroiseurs ont ´et´e d´ecouverts et la plupart d’entre eux furent temporairement perdus. Les instruments utilis´es ´etaient des t´elescopes Schmitt `a champ large avec une ouverture modeste. Certains des programmes de recherche utilisant la technique photographique contribuent toujours `a la d´ecouverte de NEOs avec de nouvelles techniques. Il y a par exemple le programme Planet-Crossing Asteroid Survey initi´e en 1973. C’est le plus ancien programme de recherche d´edi´e `a la recherche de NEAs qui utilise un t´elescope Schmitt de 0.46 m `a l’observatoire de Palomar en Californie. Il existe un autre survey install´e au Palomar et utilisant le mˆeme instrument, lePalomar Asteroid and Comet Survey d´ebut´e en 1982. Ces deux programmes couvrent `a eux deux 6000 deg2 du ciel par mois. Ils concentrent l’essentiel de leur recherche `a l’opposition et le long de l’´ecliptique afin de couvrir un maximum du ciel chaque nuit.
Au d´ebut des ann´ees 80, la technique des CCDs a fait son apparition. Un programme de recherche alternatif, utilisant des d´etecteurs CCD plutˆot que des plaques photographiques a ´et´e mis en place
en 1981, le programmeSpacewatch. Ce programme fonctionne encore maintenant et on lui doit d’avoir pu retrouver en 2000 l’ast´ero¨ıde (719) Albert, rapidement perdu apr`es avoir ´et´e observ´e en 1911. Il utilise un t´elescope Newton de 0.9 m de diam`etre et utilise une large mosa¨ıque de CCDs (quatre CCDs de 4608×2048 pixels chacun). D’autres programmes de recherche utilisant cette technique ont vu le jour, tels LINEAR (Lincoln Near-Earth Asteroid Research), NEAT (Near-Earth Asteroid Tracking), LONEOS (Lowell Observatory Near-Earth Object Search) et CSS (Catalina Sky Surveys) et peuvent avoir un champ jusqu’`a 3 deg2. La figure 1.13 montre la contribution de ces surveys dans la d´ecouverte de g´eocroiseurs depuis 1995 jusqu’`a nos jours.
FIG. 1.13 – Statistique de d´ecouverte selon les programmes de recherches (surveys). Le nombre de d´ecouverte par survey est aussi indiqu´e [JPL,2011b].
En 1992, une ´etude d’un congr`es am´ericain a produit un rapport dans lequel il souligne la n´ecessit´e d’un r´eseau de t´elescopes qui pourrait augmenter le taux de d´ecouverte mensuel de quelques g´eocroiseurs `a quelques milliers. Ce r´eseau est appel´e Spaceguard et les objets cibles sont des g´eocroiseurs de diam`etre sup´erieur `a 1 km, les com`etes, des objets de la classe de l’im- pacteur de Tunguska et des objets de dimension comprise entre 100 m et 1 km. Les programmes de recherche membres du Spaceguard sont ceux d´ecrits ci-dessus (utilisant les techniques CCDs) et bientˆot, la nouvelle g´en´eration de surveys, qui a d´ej`a commenc´e avec Pan-STARRS (Panoramic Survey Telescope & Rapid Response System) dont les performances ont ´et´e test´ees dans Vereˇs et al.[2009]. Il est compos´e de quatre miroirs observant la mˆeme r´egion du ciel simultan´ement.
Ainsi, Pan-STARRS couvre environ 6000 deg2 par nuit et avec un temps d’exposition compris entre 30 et 60 secondes, permettant ainsi d’observer des objets de faible magnitude visuelle (V≤ 24).
Enfin, d’autres surveys et missions spatiales15 (futurs ou actuels) participent `a la d´ecouverte des NEOs (Tab. 1.6). Outre Pan-STAARS d´ej`a mentionn´e, un autre programme de recherche d´edi´e `a l’astrom´etrie, le Large Synoptic Survey Telescope (LSST), commencera le survey vers 2018. Il pourra fournir des observations jusqu’`a 50 mas de pr´ecision et pourra observer des objets de magnitudeV >20. Quatre missions d´edi´ees `a l’astrom´etrie permettront d’obtenir des observations astrom´etriques sans pr´ec´edent (de l’ordre du mas, voire en-dec¸`a) et notamment le satellite Gaia (voir chap. 7, 8 et 9) dont le d´epart de la mission est pr´evu pour 2013.
Les g´eocroiseurs sont g´en´eralement d´ecouverts `a des dates voisines de leur rencontre proche
15Bien que certaines missions ou surveys ne soient pas forcement d´edi´es `a l’astrom´etrie
TAB. 1.6 – Missions actuelles et futures bas´ees au sol (e) ou dans l’espace (s). D’apr`esDesmars et al.[2010].
Mission Date Astrom´etrie(a) Type Precision
Pan-STARRS 2010 (PS1) – X e 70–100 mas,V>20
LSST 2018 X e 50–100 mas, absolute,V >20
Nano-JASMINE(b) 2011 (2 ans) X s 3–20 mas,Kw<11
Gaia(c) 2012 (5 ans) – 2020 X s 0.3–10 mas,V≤20
SIM 2017 ? (5 ans) X s µas – mas
J-MAPS 2013 (2 ans) X s mas level,V ≤14
SPITZER 2003 (5+ans) - s IR
HERSCHEL 2009 (3 ans) - s IR
WISE 2009 (1+ans) - s IR
HST 1990 - s ≈500mas, general
JWST 2014 - s general
New Horizons 2015 - s TNOs
ALMA 2012 - e sub-millimeter
SOFIA 2010 - e IR
TMT 2018 - e general
E-ELT 2018 - e general
(a) Certaines missions sont sp´ecialement d´edi´ees `a l’astrom´etrie et vont optionellement fournir des caract´eristiques physiques des cibles ; d’autres, conc¸ues dans d’autres buts, pourraient apporter des donn´ees astrom´etriques.
(b) Il y a une s´erie de projets JASMINE au Japon: Nano, Small et ”full-scale”
(c) La mission s’´etalera de 2013-2018 et la publication du catalogue astrom´etrique final est pr´evue pour 2020.
avec la Terre car ils peuvent ˆetre observ´es dans des conditions favorables. En fait, du fait de leur proximit´e, ils apparaissent plus brillants que d’habitude. Le figure 1.14 montre que la plupart des ast´ero¨ıdes sont au plus proche de la Terre quand leur ´elongation solaire est proche de 90◦ car en effet, la plupart des orbites croisent celle de la Terre et ne sont pas tangentes. De plus, la plupart de ces ast´ero¨ıdes sont d´ecouverts quand leur ´elongation solaire est voisine de 160◦. Cette valeur correspond `a la meilleure p´eriode d’observation en raison de sa proximit´e avec l’opposition.
Pour d´etecter de possibles PHAs, les campagnes d’observations devraient cibler leurs re- cherches lorsque l’´elongation solaire est d’environ 90◦. Cette ´eventualit´e a ´et´e ´etudi´ee dansNASA [2007]. Les auteurs analysent diff´erents programmes pour d´etecter et suivre des objets potentiel- lement dangereux (PHAs) et explorer des programmes de surveys alternatifs. Par rapport `a des surveys bas´es au sol, ceux situ´es dans l’espace – au point L1 ou sur une orbite voisine de celle de V´enus – permettent d’acc´eder `a presque tout le ciel `a n’importe quel moment de la journ´ee, sans interf´erence de la lumi`ere du jour aux basses ´elongations solaires par exemple. D´ependant du syst`eme utilis´e (t´elescope optique ou infrarouge, taille du t´elescope), les surveys bas´es dans l’espace permettront de d´ecouvrir entre 82-92% des PHAs d’ici fin 2020, en comparaison au pro- gramme Spaceguard o`u ce nombre est de 14% et de 75% pour Pan-STARRS.
FIG. 1.14 – R´epartition de l’´elongation solaire pour 386 ast´ero¨ıdes lors de leur d´ecouverte (A) et leur rencontre proche avec la Terre (B). D’apr`esDesmars et al.[2010].