La présentation est en train de télécharger. S'il vous plaît, attendez

La présentation est en train de télécharger. S'il vous plaît, attendez

Modélisation de la répartition des éjectas à la surface de lastéroïde Eros S. Damiani et J.P. Barriot Observatoire Midi-Pyrénées – UMR 5562/GRGS La quantité

Présentations similaires


Présentation au sujet: "Modélisation de la répartition des éjectas à la surface de lastéroïde Eros S. Damiani et J.P. Barriot Observatoire Midi-Pyrénées – UMR 5562/GRGS La quantité"— Transcription de la présentation:

1 Modélisation de la répartition des éjectas à la surface de lastéroïde Eros S. Damiani et J.P. Barriot Observatoire Midi-Pyrénées – UMR 5562/GRGS La quantité déjectas projetés ainsi que les conditions de projection dépendent des flux de météores impactants ainsi que des lois de cratérisation. Pour estimer le nombre et la taille des impactants dEros durant son existence au sein de la ceinture principale dastéroïdes, nous avons utilisé les études faites sur les cratères de deux autres astéroïdes de la ceinture (Gaspra et Ida) car les résultats pour Eros ne sont pas encore disponibles. Nous avons obtenu le nombre total dimpactants sur ans pour des diamètres 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 résultats dexpériences dimpacts en laboratoire et détudes dimensionnelles du phénomène de cratérisation nous ont permis de définir un angle déjection des particules (45 o ), ainsi que les volumes déjectas émis par tranche de vitesse en fonction de la taille de limpactant. Nous avons effectué des simulations à partir de quelques impactants en calculant pour chacun trajectoires de volumes déjectas (répartition régulière en vitesse et azimut). Elles mettent en évidence des dépôts plus importants au niveau des extrémités de lellipsoïde et, pour chaque extrémité, du côté des bords dattaque (Fig. 2c). Nos résultats concordent donc avec les observations de régolite en surface, mais nexpliquent quen partie les anomalies négatives de la carte de Bouguer : ces dernières sont en effet symétriques par rapport au méridien qui passe par leur centre. Nous pensons néanmoins quelles ont bien dues à des dépôts de régolite dont la répartition pourrait peut-être sexpliquer en prenant des hypothèses plus précises pour la forme et le champ dEros. Il pourrait aussi sagir de phénomènes de transport limités survenants après la réaccrétion, dus aux effets conjugués de séismes et du gradient de gravité local. Nous avons effectué des simulations de répartition de régolite à la surface dEros afin de montrer que les endroits où ces hauteurs étaient maximales correspondaient aux anomalies gravitationnelles négatives mises en évidence sur la carte des anomalies de Bouguer de cet astéroïde. Le régolite est la roche de faible densité (poreuse) recouvrant la surface des corps rocheux privés datmosphère du Système Solaire. Il se présente sous la forme de blocs éjectés à la suite dimpacts de météorites, et dont les dimensions séchelonnent sur 5 ordres de grandeur jusquà la centaine de mètres, le tout plongé dans une couche de poussières altérées par le rayonnement solaire. Sa présence a ainsi été mise en évidence sur Eros par la sonde NEAR lancée en 1996 par la NASA et qui fut la première, en février 2000, à se mettre en orbite autour dun astéroïde. Éros est un astéroïde de classe S (rocheux) de la famille des NEA (Near Earth Asteroid) dont lorbite se situe actuellement entre celle de la Terre et le début de la ceinture principale dastéroïdes. Son taux de cratérisation permet de supposer quil est issu de la fragmentation dun corps plus grand de la ceinture principale voici 2 milliards dannées, et quil ne la quittée que depuis quelques dizaines de millions dannées. Il a la forme dune cacahuète de dimension km en rotation relativement rapide (5h 16mn) autour de son axe dinertie principal. Les expériences embarquées sur NEAR ayant permis de déterminer avec précision à la fois son champ de gravité et son modèle de forme (fig. 1a), leur étude conjointe a montré que sa densité est quasi uniforme (2,67 g/cm 3 ) si on excepte certains endroits présentant de légères anomalies de gravité. Ces anomalies sobtiennent en retranchant le champ gravitationnel mesuré à celui généré par le modèle de forme de densité 2,67 g/cm 3 sur une surface englobant lastéroïde ; on les représente sur la carte dite de Bouguer. Les anomalies négatives (centrées aux points de coordonnées (0,0) o et (180,0) o sur la Fig. 2a), traduisant un défaut de masse, sont localisées aux extrémités de lastéroïde (Fig. 2b). Les analyses de photos de la surface ayant révélé une abondance détendues lisses (vraisemblablement dues à des dépôts de poussières) à ces endroits, nous avons fait lhypothèse que des dépôts de régolite formés par réaccrétion déjectas produits par des impacts sur Eros pourraient expliquer ces défauts de masse et avons cherché à modéliser ces dépôts par suivi de trajectoires déjectas. Pour simuler ces trajectoires, nous avons choisi dutiliser un modèle simplifié dastéroïde afin de limiter les temps de calcul, ce qui nous a permis dobtenir une meilleure statistique. Le fait dassimiler la forme dEros à un ellipsoïde de demi-axes km a simplifié les tests de réimpact. De même, considérer que son champ gravitationnel était identique à celui généré par un barreau de longueur 25 km porté par laxe de plus grand allongement (Fig. 1b) a fourni une expression analytique pour son potentiel alors quil nécessite normalement pour son évaluation un calcul par harmoniques ellipsoïdales. Ayant négligé (en le démontrant) leffet des autres forces mineures (pression de radiation, attraction perturbatrice du Soleil), les particules étudiées nétaient donc soumises quà lattraction du barreau en rotation. Nous avons ensuite intégré les équations du mouvement à laide dun algorithme de Runge-Kutta dordre 4, avec adaptation du pas par fonctions associées de Dormand et Price, paramétré pour des précisions finales de 1 m en position et m/s en vitesse. Une fois quune particule est lancée, notre programme calcule sa trajectoire jusquà ce quelle réimpacte lellipsoïde (Fig. 1b), ou échappe définitivement à lattraction dEros, ou bien dépasse une durée limite de suivi. () Figure 1: (a, gauche) Forme réelle d'Eros ; (b, droite) Simplifications du modèle : sont représentés l'ellipsoïde (forme), la barre massive (champ gravitationnel) et une trajectoire réimpactante d'éjecta. (b) Anomalies gravitationnelles de Bouger (mgals) à la surface dEros (Garmier et al., GRL 2002) Régolite à la surface d Ers. Trajectoires de particules lancées depuis le pôle Nord, dans un référentiel lié à Eros. Figure 2 : (a, gauche) Carte d'anomalies gravimétriques de Bouguer ; (b, milieu) Modèle de forme (distances radiales de la surface depuis le centre de masse) ; (c, droite) Hauteurs de régolite déposé pour 700 impactants de 60 m de diamètre (positions dimpact aléatoires). Le mémoire de DEA correspondant à cette étude est en ligne à


Télécharger ppt "Modélisation de la répartition des éjectas à la surface de lastéroïde Eros S. Damiani et J.P. Barriot Observatoire Midi-Pyrénées – UMR 5562/GRGS La quantité"

Présentations similaires


Annonces Google