Récupération de fragments de l'astéroïde 2008 TC3, tombé sur Terre le 6 octobre 2008 au Soudan (Almahata Sitta)

Un astéroïde est un corps rocheux du système solaire dont la taille est variable. Cela va de quelques dizaines de mètres à plus d'un millier de kilomètres. La définition d'un astéroïde est toutefois moins claire depuis la nouvelle définition de planète. Ainsi, Céres est une planète naine mais est aussi un astéroïde. Ces astéroïdes peuvent être différenciés, c'est-à-dire posséder un manteau et un noyau.

Les astéroïdes sont situés dans différentes zones du système solaire.

Source - © 2009 Tristan Ferroir

Figure 1. Localisation des différents réservoirs d'astéroïdes au sein du système solaire

Les astéroïdes sont classés en fonction du spectre de leur surface et de leur albédo. On distingue alors trois grands types, C, S et M par ordre d'importance, ainsi que des types plus rares.

Source - © 2009 NASA

Figure 2. Différents types d'astéroïdes connus

À gauche, Gaspra, un astéroïde de type S, au milieu Mathilde, un astéroïde de type C, et, à droite, Vesta, un astéroïde de type V.

Gaspra et Mathilde ont été survolés de près par des sondes et satellites. La photo de l'astéroïde Vesta est de moins bonne qualité car il n'a pas été survolé : la photo est prise depuis le télescope spatial Hubble.

Les échelles entre les différents astéroïdes ne sont pas respectées.

Les uréilites sont des météorites relativement rares dont on dénombre environ 250 spécimens à l'heure actuelle, à comparer aux 36 000 chondrites répertoriées. Les uréilites, au contraire des chondrites, sont des météorites dites différenciées présentes sous deux types de pétrologie.

Dans les uréilites monomictes, les différents minéraux s'agencent de façon granoblastique avec des jonctions triples entre les différents grains. Cet argument structural tend à montrer que ces roches sont des cumulats magmatiques ou des résidus de fusion. L'absence de composant feldspathique au sein de ces roches renforce cette proposition.

Certaines uréilites très peu choquées ne contiennent que du graphite alors que la plupart des uréilites contiennent graphite et diamant. La matière carbonée n'est pas répartie aléatoirement au sein des uréilites. Elle se trouve de façon interstitielle entre les minéraux principaux. La présence de ce carbone a pour conséquence la mise en place de zones de réaction de taille comprise en 10 µm jusqu'à 500 µm au contact entre les olivines et le carbone. Ces zones de réaction présentent une réduction dont la minéralogie caractéristique est essentiellement constituée de forstérite pure, d'enstatite et de fer. L'origine de ce carbone est très débattu : s'agit-il de carbone injecté lors d'un impact comme en témoigne la présence de diamant, qui est un minéral caractéristique d'un métamorphisme de haute pression, et la réaction entre les olivines et le carbone, ou bien s'agit-il de carbone déjà présent sur le corps parent comme le suggère la présence de graphite dans des uréilites non choquées ?

Source - © 2009 Tristan Ferroir

Figure 3. Lame mince en lumière polarisée non analysée de l'uréilite NWA 4515

Les zones noires sont les zones carbonées et les zones de réduction dans les olivines.

Établir la provenance des météorites est toujours un challenge pour les scientifiques. Différentes méthodes sont employées, la première étant de reconstituer la trajectoire à partir de mesures et d'observations réalisées par les télescopes ou les radars météorologiques. C'est ainsi que la trajectoire de la météorite de Peekskill a pu être évaluée et déterminée comme provenant de la ceinture d'astéroïdes. La deuxième méthode est de comparer les spectres des astéroïdes à celui des météorites que nous possédons en laboratoire. Pour cette méthode, l'exemple de la classe des HED (Howardite - Eucrite - Diogénite), qui sont des achondrites basaltiques et gabbroïques, est exemplaire. Les scientifiques ont mesuré le spectre de réflectance de ces météorites en laboratoire et l'ont comparé à celui de l'astéroïde 4-Vesta, situé dans la ceinture d'astéroïde et qui fait 530 km de diamètre. La correspondance entre les bandes d'absorption étant très bonne, on a supposé que ces météorites provenaient de cet astéroïde. De plus, la présence d'un immense cratère de 450 km de diamètre et environ 10 à 20 km de profondeur a conforté l'idée que les météorites HED ont été éjectées lors d'un choc extrêmement violent.

Source - © 1993 D'après Binzel et Xu, Science, 260

Figure 4. Spectres comparés des HED (traits pleins) et de Vesta (carrés)

On constate une bonne correspondance entre les valeurs d'absorbance.

Les différents spectres ont été décalés pour plus de lisibilité. Normalement, il sont tous à la même hauteur.

L'astéroïde 2008 TC3 est un petit astéroïde géocroiseur d'environ 2 à 5 mètres de diamètre qui a été découvert le 6 octobre 2008 à 6h39 du matin UTC par un télescope de l'Arizona. Les calculs ont montré qu'il s'écraserait sur la Terre environ 19 heures après cette découverte. Ce fut le cas et cette chute, qui se produisit au Soudan, a pu être observée par différents témoins présents dans la Station 6 de la ligne ferroviaire située entre Wadi Halfa et Al Khurtum. L'explosion de l'astéroïde, vers 37 km d'altitude, a pu être observée aussi par un satellite météorologique.

Source - © 2009 EUMETSAT

Figure 5. Augmentation de température liée à l'explosion de l'astéroïde 2008 TC3 dans l'atmosphère

Image prise par un satellite météorologique. L'échelle colorée à droite est graduée en Kelvin et permet de localiser cette augmentation.

Les scientifiques pensaient au départ que le corps était beaucoup trop petit pour que des fragments aient pu survivre à l'entrée puis à l'explosion dans l'atmosphère. Cependant, deux missions (5-8 décembre et 25-30 décembre 2008) ont été mises en place pour rechercher d'éventuels fragments le long de la trajectoire de chute.

Source - © 2009 D'après Jenniskens et al., Nature

Figure 6. Trajectoire de la chute de l'astéroïde 2008 TC3 et localisation des fragments retrouvés (en rouge)

La flèche blanche représente la direction de 2008 TC3 ainsi que sa projection sur la Terre si l'objet n'avait pas ralenti. Les différentes altitudes sont indiquées dans les ovales blancs en kilomètres. La taille des symboles rouges indique les petits (1-10g), moyen (10-100g) et gros (100-1000g) fragments météoritiques. Les masses indiquées dans les rectangles blancs marquent les positions où la chute de météorites de telles masses sont prédites (plus le fragment est gros, moins il est freiné par l'atmosphère). Les zones en jaune pâle transparent indiquent les endroits où les fragments ont été recherchés. Aucun fragment de grosse masse n'a pu être observé. La ligne jaune matérialise la ligne de chemin de fer.

Les équipes ont pu récupérer 47 météorites totalisant une masse de 3,95 kg.

Source - © 2009 D'après Jenniskens et al., Nature

Figure 7. Différents fragments des météorites Almahata Sitta récupérés par les équipes d'exploration

Ces météorites ont été classées comme des uréilites polymictes très particulières. En effet, la densité moyenne des météorites collectées est de 2,10 à 2,50 g/cm³ alors que les uréilites typiques ont une densité de 3,05 g/cm³, c'est-à-dire un densité comparable à celle d'un gabbro. Cette différence de densité montre donc que les météorites, et par conséquent l'astéroïde, sont extrêmement poreuses, de l'ordre de 25 à 37% ! Cette forte porosité explique que ce type d'uréilites très poreuses n'ait pas encore été collecté puisque cela rend l'astéroïde très fragmentable et donc facilement consumable dans l'atmosphère.

Les uréilites étaient jusqu'à présent considérées comme provenant d'astéroïdes de type S, c'est-à-dire d'astéroïdes siliciques. Or, les spectres de 2008 TC3 et des météorites collectées sont très proches d'un astéroïde de type F, de type carboné. À l'heure actuelle, un seul astéroïde de type F est connu, 1998 KU2, et 2008 TC3 semble avoir une provenance voisine de ce dernier.