Astronomie

Existe-t-il une distinction entre les objets géocroiseurs et les astéroïdes géocroiseurs ? Y a-t-il une différence ?

Existe-t-il une distinction entre les objets géocroiseurs et les astéroïdes géocroiseurs ? Y a-t-il une différence ?

Ma "vraie question" est dans Space Exploration Meta (tags néo (objets géocroiseurs) et astéroïdes géocroiseurs, avons-nous besoin des deux ?), mais je pense que les astronomes pourront aider à comprendre la situation et la terminologie.

Question: Existe-t-il une distinction entre les objets géocroiseurs et les astéroïdes géocroiseurs ? Y a-t-il une différence ? Ou est-ce une distinction sans différence ?

J'ai remarqué par exemple qu'ici dans Astronomy SE il n'y a qu'un objet proche de la Terre.


Oui, les objets proches de la Terre (NEO) incluent les astéroïdes (Near Earth Asteroids (NEA)) et quelques pour cent des comètes (Near Earth Comètes (NEC)). Comme le montre la mise à jour pour déterminer la faisabilité de l'amélioration de la recherche et de la caractérisation des objets géocroiseurs (rapport NEO SDT) à la section 2.3, le risque des comètes proches de la Terre est d'environ 1 % de celui des astéroïdes. Donc, "NEO" a tendance à être supposé signifier "astéroïde", sauf indication contraire.


Astéroïdes géocroiseurs — Une analyse exploratoire

Notre système solaire est un endroit étrange et il y a beaucoup de choses que nous ne savons pas et ne comprenons pas complètement. Il n'y a pas de meilleure façon de réfléchir sur ce point que d'adopter une perspective historique. La découverte et la caractérisation des planètes et autres corps de notre système solaire peuvent constituer un excellent point de départ. J'ai passé du temps sur la dynamique du système solaire et j'ai pensé examiner de près les astéroïdes, en particulier la ceinture principale d'astéroïdes entre Mars et Jupiter ainsi que les astéroïdes proches de la Terre (NEA). Il y a beaucoup à apprendre ici, alors plongeons-y !


Objets géocroiseurs (NEO)

Cette image du télescope spatial Hubble montre les débris de forme étrange qui proviennent probablement d'une collision entre deux astéroïdes.

L'identification d'objets dans le système solaire externe s'est avérée difficile malgré quelques succès récents. Trouver des objets beaucoup plus près de la Terre présente différents défis à une taille donnée, ces objets sont beaucoup plus lumineux, mais ils se déplacent également beaucoup plus rapidement dans le ciel. Scientifiquement, l'observation d'un échantillon de ces objets géocroiseurs (NEO) peut nous en dire plus sur les matériaux primordiaux de notre système solaire. Cependant, étant donné la probabilité faible mais certaine d'un impact d'astéroïde, nous sommes également motivés pour rassembler un catalogue plus complet de ces objets. En effet, trouver des objets géocroiseurs pourrait être la contribution la plus importante de l'astronomie à la vie sur Terre, étant donné que, bien que les chances d'un impact significatif soient faibles, les conséquences sont graves. Une frappe d'un astéroïde de 300 mètres de diamètre équivaudrait à 1600 mégatonnes de TNT, et si elle devait toucher un bassin océanique, le tsunami qui en résulterait pourrait dévaster les marges côtières. Ignorer les capacités de l'Observatoire Rubin qui nous permettent d'en savoir plus sur la possibilité avec un effort relativement modeste serait une négligence de notre part.

Les relevés optiques au sol sont l'outil le plus efficace pour la détection complète des objets géocroiseurs, la détermination de leurs orbites et le suivi ultérieur, et l'observatoire Rubin est sur le point d'apporter des contributions particulièrement puissantes à l'étude des objets géocroiseurs, qui comprennent à la fois des astéroïdes en orbite autour du Soleil (près de astéroïdes terrestres) et des comètes en provenance du système solaire externe. En effet, le simple fait de fournir un recensement complet des astéroïdes potentiellement dangereux (PHA), qui sont des objets géocroiseurs dont les orbites ont la plus grande probabilité de croiser un jour celle de la Terre, transformera le problème de la prévision d'un impact d'un problème statistique à un problème déterministe.

La grande taille du miroir de l'observatoire Rubin, son large champ de vision et son système sophistiqué d'acquisition, de traitement et de diffusion des données seront particulièrement adaptés à la réalisation d'un tel recensement. Son grand miroir sera capable de détecter les petits objets faibles en question, et son grand champ de vision (environ 10 degrés carrés), permettra des observations répétées fréquentes d'une fraction importante du ciel, produisant des dizaines de téraoctets de données d'imagerie par nuit. Afin de reconnaître les PVVIH, de déterminer leurs orbites et de diffuser les résultats aux communautés intéressées en temps opportun, un système de données puissant et entièrement automatisé, tel que celui en cours de création pour l'Observatoire Rubin, est obligatoire.

L'observatoire Rubin est situé sur le Cerro Pachón au Chili et fournira une imagerie numérique d'objets astronomiques faibles dans tout le ciel, nuit après nuit, dans une campagne incessante d'expositions appariées de 15 secondes de son appareil photo de 3 200 mégapixels. L'observatoire Rubin couvrira tout le ciel disponible toutes les quelques nuits en deux couleurs, trouvant des objets aussi faibles que la 25e magnitude, avec une cartographie et une photométrie extrêmement précises. Au cours de la durée de vie proposée du relevé de 10 ans, chaque emplacement du ciel serait observé près de 1 000 fois. Tout aussi important, en raison des fréquentes visites répétées, l'observatoire Rubin fournira efficacement son propre suivi pour dériver les orbites des objets en mouvement détectés. La dernière publication sur les capacités de l'observatoire Rubin pour permettre la science du système solaire est Jones et al. (2015)


Spectroscopie télescopique -- Analyse des compositions d'astéroïdes à partir de télescopes terrestres et de survols de sondes

La "spectroscopie de réflexion" analyse la lumière solaire réfléchie par les surfaces des astéroïdes et peut être utilisée pour indiquer la composition moyenne de la surface de l'astéroïde.

Lorsque la lumière est réfléchie par un astéroïde, son spectre est modifié. En effet, la lumière solaire incidente sur les matériaux (tels que les grains minéraux) est généralement transmise à une certaine profondeur à l'intérieur du matériau avant d'être réfléchie. Le matériau absorbe une partie du spectre et réfléchit une partie en raison de sa nature moléculaire, ce qui entraîne des bandes claires et sombres dans le spectre réfléchies par l'astéroïde. Le télescope est équipé de capteurs électroniques optiques modernes et focalisé sur l'astéroïde pendant suffisamment longtemps pour collecter un échantillon de lumière suffisant à analyser.

En déterminant quelles longueurs d'onde du spectre ont été absorbées et à quel point chaque bande a été absorbée par rapport aux autres bandes, nous pouvons obtenir une indication du mélange de matériaux se trouvant à la surface de l'astéroïde. Plus nous analysons de longueurs d'onde, plus notre degré de confiance est élevé. De nombreuses gammes de longueurs d'onde sont nécessaires avant de pouvoir en déterminer beaucoup.

Des milliers d'astéroïdes ont été analysés de cette façon dans une certaine mesure. Cependant, la plupart des astéroïdes analysés étaient de très gros astéroïdes de la ceinture principale entre Mars et Jupiter, de nombreux astéroïdes proches de la Terre économiquement attrayants ne recevant pas autant d'attention.

Les données montrent qu'il existe une bonne corrélation entre les astéroïdes et les météorites, bien que les astéroïdes plus durs survivraient mieux à la plongée dans l'atmosphère terrestre et seraient ainsi mieux représentés dans les météorites.

Les données donnent principalement une composition moyenne de la surface et ne peuvent pas voir les variations détaillées sur la surface, à l'exception des variations hémisphériques occasionnelles lorsque l'astéroïde tourne.

De plus, cela nous indique simplement la composition de la surface. Par exemple, s'il s'agit d'une comète capturée, il y a de fortes chances que ses composés volatils de surface aient été réchauffés, laissant un sceau de croûte, bien qu'il puisse être riche en composés volatils souterrains.

Un astéroïde proche de la Terre s'est avéré être encore une comète vivante, bien que seul un équipement électronique sensible puisse voir son sillage et sa queue.

Au cours d'une nuit donnée, environ 20 longueurs d'onde dans la partie non visible ou visible du spectre sont généralement observées. Le nombre de longueurs d'onde visualisées est limité par la taille du détecteur, l'ouverture du télescope et le temps d'exposition (heures pour les petits astéroïdes éloignés). Une autre nuit, dans un autre télescope dans le monde, 20 longueurs d'onde supplémentaires peuvent être observées. Les données sont rassemblées dans la littérature publiée. Une grande partie de ces informations ont récemment commencé à apparaître sur Internet.

  • Types C pour les astéroïdes sombres, probablement riches en carbone, environ 75 % des types connus
  • Types S pour les astéroïdes pierreux à base de silicate, environ 17 %
  • U, rebaptisé plus tard en X, pour d'autres, environ 8%, qui est principalement le sous-type métallique M

Au fil des ans, ce système a évolué et en 2002, il a été étendu à 24 types, mais principalement des sous-types des trois ci-dessus, de sorte que la grande majorité des astéroïdes sont encore largement regroupés en types C, S et X, bien que de manière plus détaillée. discussion, ils sont classés en sous-types. Il existe environ une demi-douzaine de types mineurs qui sont en dehors des types C,S,X.

Ce système de classification est sujet à changement et à raffinement, et il existe d'autres systèmes de classification en dehors de ce système traditionnel, donc pour plus de détails, il faut suivre la littérature. La page Wikipedia sur les types spectraux d'astéroïdes est un assez bon point de départ.

En lisant les volumes de littérature scientifique sur les astéroïdes, on constate qu'il existe une grande variété d'astéroïdes. D'innombrables astéroïdes ne tomberont pas parfaitement dans une seule catégorie, voire dans aucune catégorie.

Certains des astéroïdes de composition moins exotique sont fascinants à penser. Par exemple, l'astéroïde nommé "16 Psyche" est un astéroïde de 249 km de diamètre (150 miles) de métal nickel-fer presque pur, probablement un noyau dépouillé de sa croûte et de son manteau de silicate par d'énormes impacts qui ont ébréché sa croûte et son manteau. (C'est le plus gros de type M. De nombreux petits astéroïdes sont également de type M.)

La composition de la surface des astéroïdes varie en moyenne en fonction de la distance de leur orbite au Soleil. Les plus éloignés ont plus d'eau et de carbone sur leurs surfaces observables. Cependant, les astéroïdes plus proches du soleil restent considérablement plus frais sous la surface et ont donc probablement des concentrations plus élevées de substances volatiles sous leur surface.

Les astéroïdes dont les orbites sont les plus proches du Soleil ont tendance à être plus ferreux à la surface, tandis que les orbites d'astéroïdes plus éloignées sont plus peuplées de chondrites carbonées. Cependant, ce n'est que la moyenne, et certaines des familles d'astéroïdes diffèrent de manière frappante de leurs populations environnantes.

Diverses techniques peuvent également révéler des informations sur la taille de l'astéroïde, la période de rotation, les caractéristiques de surface, la forme et la consistance du sous-sol, par exemple, en utilisant le radar, les observations d'ondes radio, l'interférométrie, la polarimétrie et l'occultation stellaire.

Le radar n'a jamais découvert d'astéroïde et il est peu probable qu'il le fasse, car les faisceaux radar sont nécessairement minuscules (

2 arcmin) et d'autres défis techniques intimidants. Néanmoins, une fois qu'un astéroïde est découvert, le radar est la technique la plus puissante pour le raffinement au sol des orbites et la caractérisation physique. Il n'est pas exagéré de dire que ce que les radars Arecibo et Goldstone peuvent faire pour les astéroïdes est comparable à ce que le télescope spatial Hubble peut faire pour le reste de l'univers.

La reconnaissance radar réduit le risque et le coût des missions robotiques et pilotées vers des astéroïdes proches de la Terre. Par exemple, connaître la forme et l'état de rotation d'un objet permet de définir la nature des orbites proches de celui-ci, par exemple, tout équipement en orbite autour de l'astéroïde. Orbiter autour d'un astéroïde est terriblement complexe et radicalement différent des orbites proches d'un grand corps sphérique.

Les images radar de nombreux astéroïdes se trouvent chez Steven Ostro Recherche sur les radars d'astéroïdes site Internet.

Les principaux radars utilisés sont les radars de Goldstone, en Californie, et d'Arecibo, à Porto Rico (États-Unis). Des radars supplémentaires utilisés occasionnellement pour analyser les astéroïdes proches de la Terre se trouvent au Japon, en Russie et en Allemagne.

Il est plus facile de voir les astéroïdes s'ils sont plus éloignés que la Terre, car nous pouvons pointer le télescope presque droit dans le ciel nocturne. L'observation d'un astéroïde proche de la Terre à l'horizon n'est pas facile depuis la surface de la Terre en raison de l'épaisse lueur de l'horizon de l'atmosphère. Les astéroïdes proches de la Terre passent beaucoup plus de temps près de l'horizon (un peu comme Vénus et Mercure), visibles près du lever et du coucher du soleil. Cela crée un biais dans nos découvertes. Un petit télescope au-dessus de l'atmosphère, c'est-à-dire dans l'espace orbital, dédié à l'analyse des spectres des astéroïdes en orbite proche de la Terre, serait un pas dans la bonne direction. C'est exactement ce qu'une entreprise a annoncé en 2012 qu'elle s'était lancée, Planetary Resources, Inc., pour l'extraction d'astéroïdes.

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Les astéroïdes sont de petits objets rocheux qui orbitent autour du Soleil. Bien que les astéroïdes orbitent autour du Soleil comme des planètes, ils sont beaucoup plus petits que les planètes.

Il y a beaucoup d'astéroïdes dans notre système solaire. La plupart d'entre eux vivent dans la région principale de la ceinture d'astéroïdes et de mdasha entre les orbites de Mars et de Jupiter.

Certains astéroïdes passent devant et derrière Jupiter. Ils sont appelés chevaux de Troie. Les astéroïdes qui s'approchent de la Terre sont appelés objets proches de la Terre, en abrégé NEO. La NASA surveille de près ces astéroïdes.


Objets proches de la Terre & Effets d'impact

Les objets proches de la Terre sont des astéroïdes ou des comètes qui ont des orbites autour du Soleil qui les rapprochent de la Terre. La définition réelle d'un objet géocroiseur est une comète ou un astéroïde dont l'orbite le rapproche de l'orbite terrestre. Le critère est une distance au périhélie < 1,3 UA.

Effets d'impact

La Terre est frappée par une énorme quantité de matière chaque jour – principalement de la poussière et de petits objets qui finissent par devenir des météorites. Cependant, de temps en temps, quelque chose d'assez gros pour faire de vrais dégâts arrive. Les objets plus petits seront ralentis par l'atmosphère et brûleront ou se briseront au-dessus du sol. Cependant, si un objet est assez gros, assez lourd et voyage assez vite, l'atmosphère n'a pas le temps de le ralentir, et il touchera le sol à peu près à la même vitesse qu'il voyageait dans l'espace (par rapport à la Terre) . Pour les astéroïdes, cette vitesse se situe généralement entre 12 et 20 km par seconde, les comètes sont beaucoup plus rapides. Vous auriez besoin d'un astéroïde pierreux de plus de 150 mètres de diamètre (environ 50 mètres pour un fer) pour toucher le sol assez rapidement. Quand quelque chose comme ça frappe le sol, il ne s'arrête pas - il continue jusqu'à ce que le sol s'arrête physiquement il. En chemin à travers le sol, notre météorite devient extrêmement chaude - elle est comprimée, tout comme le sol devant elle, la friction entre en jeu et ainsi de suite. En fait, le tout devient si chaud que, dans des circonstances normales, le métal et le rock se vaporiseraient. Mais il ne peut pas le faire parce que la pression maintient le tout ensemble, jusqu'à ce qu'il s'arrête. Ensuite, il n'y a plus de pression et la météorite et la roche qui l'entoure se vaporisent de manière explosive. Nous obtenons une énorme explosion souterraine. Cela fait un grand trou (cratère), et le processus explique pourquoi les cratères de météorites sont circulaires. Autrefois, les gens pensaient que si un objet heurtait le sol sous un certain angle, il ferait un trou de forme ovale. En fait, bien sûr, peu importe l'angle auquel l'objet frappe. Il continue et, lorsqu'il s'arrête sous terre, il explose en formant un trou rond.

Les effets immédiats incluront les effets explosifs évidents au point zéro et les tempêtes de feu locales soulevées par l'air surchauffé de l'impact. Un cratère, d'environ 20 fois le diamètre du corps d'impact, sera creusé en quelques secondes, et les débris seront éjectés dans des trajectoires suborbitales. Ces débris rentreront plus tard dans l'atmosphère - la pluie de météores de l'enfer - peut-être partout dans le monde, provoquant des incendies massifs qui détruisent une proportion importante de la biomasse. Des pluies acides intenses résulteraient de l'ionisation de l'air lors de l'entrée de l'impacteur dans l'atmosphère, tout comme la production de pyrotoxines. La couche d'ozone serait gravement endommagée, et on peut s'attendre à un volcanisme et à une activité sismique majeurs alors que l'onde de choc de l'impact se répercutera sur la planète. Tout cela provoquera une catastrophe environnementale mondiale d'une extrême gravité. En plus de la plupart ou de tous ces effets, un impact en mer produira un important «tsunami», capable de parcourir des distances considérables et possédant une énergie énorme. De telles surtensions constitueront une menace importante pour les basses terres et les zones côtières. Le Royaume-Uni, avec une grande partie de sa population et de ses infrastructures économiques situées précisément dans ces zones, serait particulièrement exposé à un impact n'importe où dans l'océan Atlantique.

Cependant, le principal mécanisme de destruction sera la grande quantité de poussière et de débris injectés dans la haute atmosphère, combinée à la fumée des tempêtes de feu (témoin des événements récents en Indonésie). Ceux-ci obscurciront le Soleil et provoqueront un phénomène similaire, mais beaucoup plus sévère, à « l'hiver nucléaire » qui est devenu un tel problème pendant la guerre froide. C'est ce qui est susceptible de constituer la plus grande menace pour l'écosphère à l'échelle mondiale alors que les chaînes alimentaires s'effondrent et que l'obscurité, le froid et la famine s'installent.

Après quelques mois ou quelques années, l'atmosphère se dégagera, mais la surface de la Terre, maintenant principalement de couleur blanche, pourrait refléter trop de rayonnement solaire pour empêcher une nouvelle ère glaciaire. Cependant, d'autres mécanismes sont à l'œuvre. L'atmosphère contiendra un excès substantiel de CO2, résultant des incendies mondiaux, de la libération du gaz des roches carbonatées et du volcanisme. La Terre pourrait être en proie à une overdose massive d'effet de serre. L'équilibre entre étouffement et congélation est très fin. De tels événements menaçants à l'échelle mondiale peuvent être attendus sur des échelles de temps de 100 000 ans.

Des frappes plus petites, de l'ordre de 50 à 100 mètres, bien que non menaçantes à l'échelle mondiale, ont dans le passé causé des dommages massifs à la zone d'impact, et souvent à une distance considérable. Nous l'avons vu à Tunguska en 1908 et dans la forêt tropicale amazonienne en 1930. L'extension des établissements humains, de la civilisation, et en particulier de l'urbanisation, rend beaucoup plus probable qu'un impact futur, même relativement faible, puisse entraîner la perte massive de ressources humaines. vie et propriété. L'échelle de temps pour de tels impacts se situe entre 50 et 100 ans.

Même des impacts beaucoup plus faibles peuvent avoir des effets significatifs. Typiquement, un corps de 10 mètres de diamètre aura une énergie cinétique d'environ 100 kilotonnes (Hiroshima était d'environ 15 kilotonnes), et est susceptible d'exploser à une altitude supérieure à 10 km, causant peu ou pas de dommages au sol, mais une alarme considérable pour ceux qui témoins, comme cela a été vu le 9 octobre 1997 à El Paso, au Texas. De tels événements ont été enregistrés par les satellites de surveillance américains au rythme d'un ou deux par mois, et des explosions de plus petite taille se produisent tous les 1 à 10 jours.


Paramètres physiques

Les paramètres physiques des astéroïdes ne sont pas bien connus, principalement parce que ces corps sont si petits et nombreux. Le seul paramètre déterminé pour presque tous les astéroïdes est la magnitude absolue (H) qui peut être utilisée pour obtenir une estimation très approximative de la taille d'un astéroïde. Cependant, quelques astéroïdes ont d'autres paramètres déterminés, notamment la période de rotation, l'albédo géométrique, les couleurs (B-V, U-B, I-R), le type taxonomique spectral, la masse (GM) et la densité apparente. Les paramètres physiques connus pour un petit corps donné sont disponibles à partir de notre navigateur pour petits corps.


Le capteur infrarouge de la NASA repère des astéroïdes géocroiseurs

La Near-Earth Object Camera (NEOCam) fait partie d'une mission proposée par la NASA pour trouver des astéroïdes potentiellement dangereux. Dans un Q&A avec Technologie d'imagerie photonique et amplifiée, Amy Mainzer, chercheuse principale de NEOCam, explique comment la puce NEOCam, un capteur infrarouge mégapixel de la taille d'un timbre, détecte la faible chaleur émise par les objets géocroiseurs qui tournent autour du Soleil.

Technologie d'imagerie photonique et amplifiée: Qu'est-ce que NEOCam ?

Amy Mainzer, chercheuse et chercheuse principale de NEOCam, Jet Propulsion Laboratory

Amy Mainzer : NEOCam est conçu pour effectuer une étude complète des astéroïdes et des comètes du système solaire interne dans le but de comprendre leurs origines, leur évolution et la fréquence avec laquelle ils interagissent avec la Terre. NEOCam est un télescope spatial infrarouge situé au point de Lagrange Soleil-Terre L1, qui est une région semi-stable de l'espace à environ cinq distances lunaires de la Terre. En utilisant un imageur très grand angle fonctionnant à des longueurs d'onde infrarouges, NEOCam découvre et suit rapidement et efficacement les astéroïdes et les comètes. De plus, il mesure leur taille et leur réflectivité, ce qui nous permet de sonder comment ils migrent à travers le système solaire.

P&IT: Quel type de capteur le NEOCam utilise-t-il ?

Mainzer : La « percée » sur laquelle repose NEOCam est une modification d'une technologie de capteur infrarouge existante. NEOCam utilise des puces de caméra au mercure-cadmium-tellurure (HgCdTe) qui ont été optimisées pour répondre aux longues longueurs d'onde infrarouges auxquelles les astéroïdes et les comètes sont les plus brillants. Grâce aux investissements de la NASA dans cette technologie HgCdTe à grande longueur d'onde, nous avons pu produire des versions mégapixels de ces puces de caméra qui ont une haute opérabilité et dépassent les exigences de NEOCam.

P&IT: Quels sont les points forts du HgCdTe ?

Mainzer : Traditionnellement, les détecteurs fonctionnant à des longueurs d'onde infrarouges plus longues devaient être maintenus extrêmement froids pour fonctionner avec un faible bruit - près de 7-8 Kelvin. Mais les baies HgCdTe n'ont pas besoin d'être portées à des températures aussi froides pour fonctionner. Les baies NEOCam fonctionnent entre 35 et 40 Kelvin, des températures pouvant être atteintes en restant passivement dans un espace froid avec un système de protection thermique conçu de manière appropriée. Ce point de fonctionnement plus chaud réduit la complexité et les coûts, et augmente la durée de vie de la mission.

P&IT: Comment le capteur infrarouge a-t-il été modifié par rapport au capteur existant ?

Le capteur NEOCam (Crédit image : NASA/JPL-Caltech/Teledyne)

Mainzer : Le capteur infrarouge que nous utilisons a une couche de détection photosensible en HgCdTe liée à un circuit intégré de lecture Teledyne HAWAII. Les réseaux Teledyne HAWAII sont largement utilisés dans les applications d'astronomie au sol et dans l'espace. Les missions Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE), Orbiting Carbon Observatory 2 (OCO-2) et Hubble Space Telescope les utilisent, entre autres. La longueur d'onde de la lumière détectée par la couche de détection HgCdTe dépend du rapport Hg/Cd dans le matériau. Pour NEOCam, nous avons légèrement modifié le rapport afin que les détecteurs soient sensibles à la lumière infrarouge de 10 microns, car c'est la longueur d'onde à laquelle les astéroïdes s'approchant de la Terre sont particulièrement brillants.

P&IT: Qu'est-ce que la NEOCam est conçue pour suivre ?

Mainzer : NEOCam est optimisé pour trouver, suivre et caractériser les astéroïdes approchant de la Terre, appelés objets proches de la Terre (NEO). Étant donné que les objets géocroiseurs en orbite semblable à la Terre ont tendance à passer une grande partie de leur temps à des distances similaires au Soleil et à la Terre, ils sont à peu près à température ambiante (300 Kelvin). L'équation de Planck dicte donc qu'une grande partie de l'énergie qu'ils absorbent du Soleil est rerayée à environ 10 microns. C'est pourquoi il est si important d'avoir un détecteur capable de fonctionner à ces longueurs d'onde - les astéroïdes sont très brillants autour de 10 microns. En arpentant avec la lumière infrarouge, nous sommes sensibles aux astéroïdes, qu'ils soient très réfléchissants ou extrêmement sombres.

P&IT: Quelles sont les caractéristiques spécifiques des astéroïdes et des comètes que le capteur trouve ?

Mainzer : Les astéroïdes et les comètes se distinguent brillamment aux longueurs d'onde infrarouges en raison de leurs températures. Nous tirons parti de cela, ainsi que du fait qu'ils se déplacent, pour les distinguer des sources d'arrière-plan telles que les étoiles et les galaxies, et d'autres sources transitoires telles que les rayons cosmiques.

P&IT: Comment garantir une détection précise d'un astéroïde ?

Mainzer : Pour détecter de manière fiable un astéroïde, nous devons en voir des observations répétées qui sont cohérentes avec le mouvement orbital. Nous caractérisons également soigneusement les rayons cosmiques et autres artefacts d'image dans l'instrument, et nous utilisons des inspections visuelles. Ce processus est possible car nous renvoyons l'intégralité de l'image capturée par les détecteurs. Cela nous permet d'appliquer un logiciel finement réglé pour détecter des objets en mouvement très faibles. NEOCam est également conçu pour détecter les poussières et les gaz émis par les comètes. Cela nous permet de suivre leur historique d'activité et de sonder les types et les quantités de glaces présentes.

Ce graphique montre des astéroïdes et des comètes observés par la mission NEOWISE (Near-Earth Object Wide-field Survey Explorer) de la NASA. Les orbites de Mercure, Vénus et Mars sont représentées en bleu foncé. L'orbite de la Terre est représentée par la sarcelle. (Crédit image : NASA/JPL-Caltech/UCLA/JHU)

P&IT: Quels sont les défis de la détection des astéroïdes et des comètes ?

Mainzer : Généralement, les objets que nous recherchons sont faibles et passent une grande partie de leur temps dans les parties du ciel proches du Soleil, car ils sont dispersés autour de l'orbite terrestre. Il faut donc pouvoir rechercher une grande partie du ciel avec une grande sensibilité. La cadence d'observation est essentielle pour détecter les objets de manière fiable et déterminer leurs orbites. Les observations répétées sont essentielles pour les repérer dans l'arrière-plan et pour prédire où elles vont aller.

Heureusement, notre équipe a une vaste expérience dans la recherche d'astéroïdes et de comètes avec la mission WISE/NEOWISE. Nous avons beaucoup appris sur l'utilisation d'un télescope infrarouge spatial pour découvrir rapidement de nombreux objets. Nous avons découvert environ 34 000 nouveaux astéroïdes (dont environ 200 NEO) à ce jour avec cette mission [WISE/NEOWISE]. Alors que la plupart d'entre eux se trouvent dans la ceinture d'astéroïdes principale entre Mars et Jupiter, WISE/NEOWISE sert de prototype pour NEOCam, qui est une mission beaucoup plus performante en ce qui concerne la découverte d'astéroïdes.

P&IT: La NEOCam est-elle purement théorique en ce moment ? Qu'est-ce qui a été développé et testé ?

Mainzer : NEOCam est dans la deuxième étape d'un concours de la NASA en deux parties. La proposition sur laquelle nous travaillons actuellement est attendue pour le 15 août 2016. La NASA prévoit de sélectionner au moins une mission de vol parmi cette compétition. S'il est sélectionné, NEOCam serait lancé en 2021, selon le calendrier préféré de la NASA.

Notre équipe travaille sur NEOCam depuis plus d'une décennie. Nous avons non seulement un vaisseau spatial et une conception de mission matures, mais nous avons également conçu, testé et livré un certain nombre de détecteurs qui dépassent les exigences de mission de NEOCam.

P&IT: Pourquoi est-il si important de suivre les astéroïdes et les comètes ?

Mainzer : Notre système solaire regorge d'astéroïdes et de comètes. Personnellement, je suis fasciné par les questions fondamentales à leur sujet : combien sont-ils et d'où viennent-ils ? Depuis combien de temps ont-ils occupé leurs états actuels ? À quelle fréquence et avec quelle énergie rencontrent-ils la Terre et les autres planètes telluriques ? En trouvant, caractérisant et suivant des millions d'astéroïdes, NEOCam est conçu pour répondre à ces questions. La mission est optimisée pour répondre à l'objectif fixé à la NASA par le Congrès de trouver et de suivre la plupart des objets géocroiseurs suffisamment gros pour poser un grave danger régional.

P&IT: Qu'est-ce qui vous passionne dans ce genre de technologie ?

Mainzer : Notre équipe, qui est un partenariat entre l'Université de Rochester, le Jet Propulsion Laboratory (JPL) et Teledyne, travaille régulièrement à la maturation des réseaux HgCdTe de 10 microns depuis plus d'une décennie. J'ai toujours aimé le travail en laboratoire et c'est extrêmement satisfaisant de travailler avec notre équipe pour produire ces matrices. En 2010, la NASA nous a accordé un financement pour faire évoluer les détecteurs, et nous avons pu fabriquer des détecteurs qui dépassent les exigences de NEOCam. Il est fort probable qu'ils seront utiles pour d'autres applications en astronomie et en science planétaire, car ils ont un bruit très faible et pourtant fonctionnent toujours à 35-40 Kelvin - des températures qui semblent froides mais qui sont chaudes selon les normes de la physique cryogénique.

P&IT: Quelles autres opportunités sont possibles avec la NEOCam et son capteur ?

Mainzer : Nous travaillons actuellement à l'extension de la longueur d'onde de ces détecteurs à faible bruit jusqu'à 13 microns, et nous avons obtenu jusqu'à présent des résultats encourageants. Les réseaux de 10 microns sont parfaits pour NEOCam, mais d'autres missions d'astronomie et de science planétaire peuvent utiliser des longueurs d'onde encore plus longues, par exemple pour détecter des molécules dans des atmosphères d'exoplanètes qui seraient autrement inobservables. Je suis heureux que la NASA investisse dans l'avancement de la technologie des détecteurs, car les détecteurs sont au cœur de tout observatoire, que ce soit au sol ou dans l'espace.

NEOCam est géré par le Jet Propulsion Laboratory. Les partenaires de NEOCam incluent l'Infrared Processing and Analysis Center (IPAC) du California Institute of Technology, à Pasadena, en Californie, le Space Dynamics Laboratory, à Logan, Utah Ball Aerospace de Boulder, Colorado et Teledyne Imaging Sensors de Thousand Oaks, Californie. Pour plus d'informations sur les astéroïdes et les objets géocroiseurs, rendez-vous sur www.jpl.nasa.gov/asteroidwatch .

Magazine de la NASA Tech Briefs

This article first appeared in the July, 2016 issue of NASA Tech Briefs Magazine.


6 Numbers and Accessibility

Despite the complicated, intertwined processes and uncertainties discussed above, we can press forward keeping these uncertainties in mind. If we disregard the meteorite fall statistics as unrepresentative of what we might find in space, and accept that an estimate based directly on observations of NEOs is preferred to an estimate based on theoretical models of NEO delivery and measurements of main-belt asteroids, our best estimate for Ch fraction among NEOs is 6 ± 3% (Table 1). We note that if unidentified observational bias causes the discrepancy (Figure 2), the true fraction of Ch-class NEOs could be closer to the 17% estimate than the 6% estimate. Nevertheless, for the rest of this section we adopt the estimated 6 ± 3% Ch fraction and recognize the numbers are lower limits. With 886 known NEOs larger than

1 km in diameter (Chamberlin, 2018 ), a size range that is thought to be

95% discovered for NEOs, this estimated fraction suggests 53 ± 27 Ch asteroids larger than that size (rounding to the nearest whole asteroid), with correspondingly more at smaller sizes.

We can also look at accessibility. This is, surprisingly, not as straightforward as one might suspect. The energy required for a spacecraft to change orbits is typically reported in terms of delta-v, the change in speed (not technically a change in velocity, despite its name) required to get into the desired orbit from the current orbit. The minimum delta-v necessary to reach a specific target is dependent upon factors such as the availability of planetary encounters, which can significantly reduce the amount of propellant that needs to be carried. While it is relatively easy to calculate the delta-v needed if there are no constraints on launch timing or mission duration, it is much more time consuming to calculate actual trajectories with realistic constraints. Below, we consider both a less-rigorous, constraint-free case and a more rigorous but restricted case extrapolated from work done in support of mission design to NEOs. Both cases provide numbers well within a factor of 2 of one another and are consistent with one another within uncertainties. Both of these approaches assume an impulsive spacecraft low-thrust missions would likely increase the number of accessible targets further.

6.1 Shoemaker and Helin-Based Estimates

Benner, following the work of Shoemaker and Helin ( 1978 ), provides a list of the delta-vs necessary to rendezvous with over 18,000 NEOs (https://echo.jpl.nasa.gov/

lance/delta_v.rendezvous.html, 21 June 2018 update). These calculations are not designed to calculate two-way trips and are not strictly applicable. However, as will be shown below they do not give results that are terribly different than a more rigorous calculation provides, and the Benner work has the benefit of including data for every known near-Earth asteroid.

One possible comparison metric, of interest to the science and exploration communities, is to visit the lunar surface. A round trip from low-Earth orbit (LEO) to the lunar surface requires

11.4 km/s delta-v, which is a possible threshold for an object to be more accessible than the Moon for purposes of using extraterrestrial material in ISRU. The delta-v for a mission from LEO to the lunar surface and a direct return is roughly 9 km/s (Barbee, personal communication, 2018), with the additional delta-v required to enter LEO.

The simplest approach to the problem might be to double the one-way rendezvous delta-v to obtain the round-trip delta-v, but this would vastly overestimate what is needed. We compared the one-way delta-vs compiled by Benner to the more precise round-trip delta-vs calculated by the National Aeronautics and Space Administration (NASA) Ames Trajectory Browser (section 6.2) for seven objects: (162173) Ryugu, (25143) Itokawa, (101955) Bennu, (175706) 1996 FG3, (285263) 1998 QE2, (433) Eros, and (2101) Adonis. Note that the Trajectory Browser will not return results with round-trip delta-v > 10 km/s. Because we are interested in low-delta-v trajectories, this should not affect our results. The difference between the two approaches was 0.02 ± 0.42 km/s, suggesting that the one-way numbers are a sufficient representation of accessibility for our purposes. In order to account for any systematic differences that would require a more in-depth comparison we reduce the delta-v limit for objects in this section to 8.0 km/s rather than 9 km/s, in recognition that the largest differences between the two data sets were

700 m/s and attempting to be overly conservative by allowing for a systematic offset of 1,000 m/s (though, again, no such offset is seen).

Most of the asteroids we consider here do not have known sizes, so we follow typical practice and use a cutoff in H as a proxy for size. However, the appropriate choice for this cutoff is not obvious: typically, H

17.5 is used to represent a 1-km diameter object, which corresponds to an albedo of

0.17. This is much higher than typical C-complex asteroid albedos and will effectively filter out C-complex asteroids <1.6 km rather than 1 km. Using an albedo of 0.1 leads to an H value of 18.2 for a 1-km object but will still exclude a large fraction of C-complex asteroids of lower albedo and will additionally include smaller high-albedo asteroids. We use the albedo of 0.17 in this section, with the recognition that the resulting estimates are again lower bounds for a population for which we have consistently been using lower bounds throughout this paper. There are 270 NEOs with H < 17.5 with delta-v < 8.0 km/s according to Benner, with (67367) 2000 LY27 the most accessible large NEO. Applying the estimated Ch percentages from above to this number (and rounding to nearest whole number) gives an estimate of 16 ± 8 accessible Ch asteroids >1 km assuming there is no bias for or against particular compositions in particular orbits.

We can also look to smaller objects. While it is thought that practically all of the 1-km and larger NEOs have been identified, the known fraction of smaller objects is much less. There are 4,487 connu objects at this writing with delta-v < 8.0 and H < 22.5, corresponding to

100-m diameter for the average NEO albedo. Making the same assumptions as above, this suggests that 269 ± 135 Ch-class objects in this size range have been discovered but not characterized.

Estimating the number of undiscovered, accessible asteroids in this way can also be done, but is less certain still. Roughly 8,000 NEOs >100 m are known. The most recent NEO models (Harris & D'Abramo, 2015 ) suggest that

38,000 such objects >100-m size should exist (see further discussion in section 6.2). If the undiscovered objects have a similar distribution of delta-vs as the discovered ones, we might expect there are

5 times as many 100-m objects yet to be discovered. However, it is possible that the discovery rate is biased toward discovering more accessible objects since they have more Earth-like orbits.

If we remove any size constraint, there are over 11,785 known NEOs with delta-v < 8.0 km/s. If size is no object, so to speak, we estimate roughly 700 ± 350 Ch-class asteroids in the known asteroid population that are more accessible than the surface of the Moon. Finally, we recognize that the initial focus for prospective prospectors and mission planners will be on objects with delta-v much lower than 8.0 km/s, even if the comparison to the accessibility of the lunar surface is a reasonable long-term goal. If we continue to use the sample of the known NEOs, we find

1,100 objects of all sizes with delta-v < 5.1 km/s (similar to the delta-v needed to reach (101955) Bennu in the Benner list), only 78 of which have H < 22.5. This suggests that

5–6 Ch-type objects larger than

100-m diameter should be easier to reach than Bennu and already discovered (if not known to be Ch-class). Whether this number is too low to support an asteroid mining economy, or to get one started, is a question left for venture capitalists and angel investors rather than one for planetary scientists.

6.2 NASA Ames Trajectory Browser-Based Estimates

The NASA Ames Trajectory Browser (hereafter just Trajectory Browser https://trajbrowser.arc.nasa.gov/index.php) allows users to search for trajectories to small bodies meeting desired criteria for object size, total delta-v, mission duration, etc. It provides more rigorous results than discussed in section 6.1, but it also suffers from some drawbacks for our purposes: It only returns 100 trajectories even if more than 100 fit the criteria, and it does not report how many compliant trajectories exist. It also restricts the maximum mission duration to 10 years for a round-trip rendezvous and does not search for launch windows outside of the 2010–2040 timeframe. The maximum number of trajectories returned is the most serious limitation for this work and requires us to extrapolate to reach some of the comparisons we wish to make.

We look first at the most accessible objects. The Trajectory Browser returns 58 objects of H < 22.5 with delta-v of 5.3 km/s or lower, comparable to (and including) Bennu as calculated by the Trajectory Browser. This implies 2–5 Ch asteroids (±1 σ), slightly fewer than the value from the Shoemaker-Helin calculations but within uncertainties.

As with the objects in the previous section, the results from the Trajectory Browser assume a direct return to Earth rather than a return to a high Earth orbit. We again use 9 km/s as the delta-v limit we use for an apples-to-apples comparison. More than 100 trajectories exist for H < 17.5 and a round-trip delta-v of 9 km/s or less. Increasing the minimum object size to H < 16.5 (roughly 3.2 km for the albedo discussed above) leads to 92 objects meeting the delta-v and other criteria. We increased the size limit further, with 56 objects returned for H < 16.0 and 16 objects for H < 15.0. Given these numbers, we fit a power law: log N(delta-v < 9) = 0.5118H-6.465. We then tested this power law at other H values, with good results: 5 objects are predicted for H < 14.0 and 4 are returned, 75 are predicted for H < 16.3 and 75 are returned.

The NEO size-frequency distribution follows a power law fairly closely between H = 12 and H = 19 (Harris & D'Abramo, 2015 ), so we can extrapolate this to objects with H < 17.5 (again, diameter

1 km) fairly confidently. The extrapolated number of 1-km objects with delta-v < 9 km/s is 310 (compare to 270 in the previous section), implying 19 ± 9 Ch asteroids larger than 1 km are more accessible than the lunar surface, within 20% of the number calculated in the previous section.

We are much less confident extrapolating the power law to H < 22.5. Models of the NEO population deviate strongly from power law behavior at H > 19, with the deviation strongest near the sizes of interest. Power law behavior overpredicts the Harris and D'Abramo model SFD by a factor of 3.7 at H = 22.5. Before any corrections, the power law predicts 112,000 objects >100 m with delta-v < 9 km/s. Reducing this by a factor of 3.7 to approximate the Harris and D'Abramo SFD results in

30,000 objects within those size and delta-v bounds. The implied Ch fraction for the entire population is 1,800 ± 900. Because we have only discovered

20% of the objects >100 m, and subject to the same caveats discussed above about assuming a well-mixed population in composition and delta-v, this would imply that 360 ± 180 Ch asteroids are known (if as yet uncharacterized) and more accessible than the lunar surface. This is larger than the results from section 6.1 but, again, well within a factor of 2.

We summarize the estimated numbers of Ch asteroids in the populations discussed above in Table 2.

  • Noter. The 100-m size range includes objects with H < 22.5, which represents 100-m sizes for average NEO albedos but is >100 m for C-complex albedos (see text for fuller discussion). The values estimated using delta-v generated via the Shoemaker and Helin approach are denoted S-H, those using the NASA Ames Trajectory Browser with (TB). The column with total number of asteroids is based on discoveries and estimates as of 1 September 2018. NEOs = near-Earth objects NASA = National Aeronautics and Space Administration.

Scientists had almost no warning about 2019 OK

Research teams in Brazil and the US didn't discover that 2019 OK was approaching until less than a week before it passed by. Astronomers didn't release information about how big the asteroid was or where it was heading until mere hours before it flew by Earth, Brown told The Post.

"People are only sort of realizing what happened pretty much after it's already flung past us," he added.

Having as much advance notice of an impending collision as possible is imperative because more lead-up time gives scientists a better chance of figuring out how to divert an asteroid from its path.

"With just a day or week's notice, we would be in real trouble, but with more notice there are options," Brown wrote in an article for The Conversation.

One of those options is to launch an object into space to ram the incoming space rock head-on. Another involves what's called a gravity tractor: It would involve sending a spacecraft to fly alongside an asteroid for a long period of time (years to decades, according to NASA) and slowly pull it away from its Earth-bound path.

But for this tractor plan to work, scientists would need to know about NEOs years ahead of time. And to give that kind of notice, researchers at space agencies like NASA would have to make asteroid-detection work a bigger priority.

"We don't have to go the way of the dinosaurs," the Australian astronomer Alan Duffy told The Post. "We actually have the technology to find and deflect certainly these smaller asteroids if we commit to it now."


Voir la vidéo: Astéroïdes, comètes et météorites, cest pas pareil!! (Juillet 2021).