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Modélisation de la répartition des éjectas à la surface de l’astéroïde Eros S. Damiani et J.P. Barriot Observatoire Midi-Pyrénées – UMR 5562/GRGS. - PowerPoint PPT Presentation

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  • Modlisation de la rpartition des jectas la surface de lastrode ErosS. Damiani et J.P. BarriotObservatoire Midi-Pyrnes UMR 5562/GRGSLa quantit djectas projets ainsi que les conditions de projection dpendent des flux de mtores impactants ainsi que des lois de cratrisation. Pour estimer le nombre et la taille des impactants dEros durant son existence au sein de la ceinture principale dastrodes, nous avons utilis les tudes faites sur les cratres de deux autres astrodes de la ceinture (Gaspra et Ida) car les rsultats pour Eros ne sont pas encore disponibles. Nous avons obtenu le nombre total dimpactants sur 2109 ans pour des diamtres compris entre 666 m (taille du plus petit corps capable de fragmenter Eros) et 6 m, et choisi 5,3 km/s comme vitesse de collision. Des rsultats dexpriences dimpacts en laboratoire et dtudes dimensionnelles du phnomne de cratrisation nous ont permis de dfinir un angle djection des particules (45o), ainsi que les volumes djectas mis par tranche de vitesse en fonction de la taille de limpactant.Nous avons effectu des simulations partir de quelques impactants en calculant pour chacun 10000 trajectoires de volumes djectas (rpartition rgulire en vitesse et azimut). Elles mettent en vidence des dpts plus importants au niveau des extrmits de lellipsode et, pour chaque extrmit, du ct des bords dattaque (Fig. 2c). Nos rsultats concordent donc avec les observations de rgolite en surface, mais nexpliquent quen partie les anomalies ngatives de la carte de Bouguer: ces dernires sont en effet symtriques par rapport au mridien qui passe par leur centre. Nous pensons nanmoins quelles ont bien dues des dpts de rgolite dont la rpartition pourrait peut-tre sexpliquer en prenant des hypothses plus prcises pour la forme et le champ dEros. Il pourrait aussi sagir de phnomnes de transport limits survenants aprs la raccrtion, dus aux effets conjugus de sismes et du gradient de gravit local.Nous avons effectu des simulations de rpartition de rgolite la surface dEros afin de montrer que les endroits o ces hauteurs taient maximales correspondaient aux anomalies gravitationnelles ngatives mises en vidence sur la carte des anomalies de Bouguer de cet astrode.Le rgolite est la roche de faible densit (poreuse) recouvrant la surface des corps rocheux privs datmosphre du Systme Solaire. Il se prsente sous la forme de blocs jects la suite dimpacts de mtorites, et dont les dimensions schelonnent sur 5 ordres de grandeur jusqu la centaine de mtres, le tout plong dans une couche de poussires altres par le rayonnement solaire. Sa prsence a ainsi t mise en vidence sur Eros par la sonde NEAR lance en 1996 par la NASA et qui fut la premire, en fvrier 2000, se mettre en orbite autour dun astrode.ros est un astrode de classe S (rocheux) de la famille des NEA (Near Earth Asteroid) dont lorbite se situe actuellement entre celle de la Terre et le dbut de la ceinture principale dastrodes. Son taux de cratrisation permet de supposer quil est issu de la fragmentation dun corps plus grand de la ceinture principale voici 2 milliards dannes, et quil ne la quitte que depuis quelques dizaines de millions dannes. Il a la forme dune cacahute de dimension 30 15 15 km en rotation relativement rapide (5h 16mn) autour de son axe dinertie principal.Les expriences embarques sur NEAR ayant permis de dterminer avec prcision la fois son champ de gravit et son modle de forme (fig. 1a), leur tude conjointe a montr que sa densit est quasi uniforme (2,67 g/cm3) si on excepte certains endroits prsentant delgres anomalies de gravit. Ces anomalies sobtiennent en retranchant le champ gravitationnel mesur celui gnr par le modle de forme de densit 2,67 g/cm3 sur une surface englobant lastrode; on les reprsente sur la carte dite de Bouguer. Les anomalies ngatives (centres aux points de coordonnes (0,0)o et (180,0)o sur la Fig.2a), traduisant un dfaut de masse, sont localises aux extrmits de lastrode (Fig. 2b). Les analyses de photos de la surface ayant rvl une abondance dtendues lisses (vraisemblablement dues des dpts de poussires) ces endroits, nous avons fait lhypothse que des dpts de rgolite forms par raccrtion djectas produits par des impacts sur Eros pourraient expliquer ces dfauts de masse et avons cherch modliser ces dpts par suivi de trajectoires djectas. Pour simuler ces trajectoires, nous avons choisi dutiliser un modle simplifi dastrode afin de limiter les temps de calcul, ce qui nous a permis dobtenir une meilleure statistique. Le fait dassimiler la forme dEros un ellipsode de demi-axes 17 8 6 km a simplifi les tests de rimpact. De mme, considrer que son champ gravitationnel tait identique celui gnr par un barreau de longueur 25 km port par laxe de plus grand allongement (Fig. 1b) a fourni une expression analytique pour son potentiel alors quil ncessite normalement pour son valuation un calcul par harmoniques ellipsodales. Ayant nglig (en le dmontrant) leffet des autres forces mineures (pression de radiation, attraction perturbatrice du Soleil), les particules tudies ntaient donc soumises qu lattraction du barreau en rotation.Nous avons ensuite intgr les quations du mouvement laide dun algorithme de Runge-Kutta dordre 4, avec adaptation du pas par fonctions associes de Dormand et Price, paramtr pour des prcisions finales de 1 m en position et 10-3 m/s en vitesse. Une fois quune particule est lance, notre programme calcule sa trajectoire jusqu ce quelle rimpacte lellipsode (Fig. 1b), ou chappe dfinitivement lattraction dEros, ou bien dpasse une dure limite de suivi. ()Figure 1: (a, gauche) Forme relle d'Eros ; (b, droite) Simplifications du modle : sont reprsents l'ellipsode (forme), la barre massive (champ gravitationnel) et une trajectoire rimpactante d'jecta.(b) Anomalies gravitationnelles de Bouger (mgals) la surface dEros (Garmier et al., GRL 2002)Rgolite la surface dErs.Trajectoires de particules lances depuis le ple Nord, dans un rfrentiel li Eros.Figure 2 : (a, gauche) Carte d'anomalies gravimtriques de Bouguer ; (b, milieu) Modle de forme (distances radiales de la surface depuis le centre de masse) ; (c, droite) Hauteurs de rgolite dpos pour 700 impactants de 60 m de diamtre (positions dimpact alatoires).Le mmoire de DEA correspondant cette tude est en ligne www.libelli-geophysicae.com