Effet Yarkovsky : orbite et rotation des astéroïdes

L'énergie solaire et les astéroïdes

Qu'est-ce que l'effet Yarkovsky ?

L'énergie solaire influence significativement les astéroïdes à travers deux effets thermiques voisins : l'effet Yarkovsky, qui modifie leur orbite, et l'effet YORP, qui agit sur leur rotation. L'effet Yarkovsky est une force non gravitationnelle due à l'absorption de la lumière solaire, puis à sa réémission sous forme de chaleur, par un astéroïde.

Ce n'est pas la lumière absorbée ou réfléchie qui produit l'effet durable, mais le rayonnement thermique réémis. L'effet suppose donc une surface dotée d'une inertie thermique non nulle, c'est-à-dire capable de stocker de la chaleur avant de la restituer.

Une poussée minuscule mais cumulative

La force est dérisoire : au plus environ 0,1 N pour un géocroiseur de 500 m, soit une accélération de l'ordre de 10^-12 m/s². Pourtant, elle s'ajoute à chaque révolution et peut décaler un tel astéroïde de plusieurs dizaines de kilomètres en une décennie.

Mécanisme de la poussée thermique

Lorsqu'un astéroïde est exposé au Soleil, sa surface absorbe de l'énergie solaire. Comme le sol met un certain temps à se réchauffer, la région la plus chaude est celle de « l'après-midi » et non celle qui fait face au Soleil. En tournant sur lui-même, l'astéroïde émet donc son rayonnement infrarouge de façon asymétrique, ce qui exerce une faible poussée de recul. Cette poussée modifie très lentement l'orbite de l'astéroïde.

Composantes diurne et saisonnière

Deux composantes s'ajoutent. La composante diurne, liée à la rotation de l'astéroïde, dépend du cosinus de l'inclinaison de son axe (obliquité) : un astéroïde en rotation directe (prograde) s'éloigne lentement du Soleil, un astéroïde en rotation rétrograde s'en rapproche. La composante saisonnière, liée à la révolution autour du Soleil, tend au contraire toujours à rapprocher l'astéroïde, mais elle est en général plus faible. Une obliquité voisine de 90° atténue fortement l'effet diurne.

Influence de la taille et de la composition

L'effet dépend de la taille, de la forme, de la rotation et de la composition de l'astéroïde. La dérive du demi-grand axe varie à peu près comme l'inverse du rayon : plus le corps est petit, plus il dérive vite. L'effet concerne les corps de moins de 30 à 40 km de diamètre et devient négligeable au-delà. Il est maximal pour une inertie thermique intermédiaire ; une surface de très faible ou de très forte inertie (régolithe fin ou roche nue, par exemple) le réduit.

Pour des astéroïdes de quelques centaines de mètres à quelques kilomètres, il entraîne des changements mesurables d'orbite en quelques décennies et des déplacements considérables sur des millions d'années. Il peut les rapprocher ou les éloigner du Soleil, modifiant leur trajectoire et leur stabilité orbitale. Pour des fragments de très petite taille, la chaleur se répartit dans tout le volume du corps et l'effet finit par s'annuler.

Histoire d'une idée oubliée : de Yarkovsky à YORP

Un opuscule de 1901

L'effet porte le nom d'Ivan Osipovich Yarkovsky, ingénieur civil russe issu d'une famille d'origine polonaise. Dans un opuscule publié à compte d'auteur en 1901, il remarque que l'échauffement d'une planète en rotation directe doit produire une accélération transversale sur son mouvement. Il pensait ainsi compenser la traînée supposée de l'éther, hypothèse alors en vogue. Ce contexte était erroné et Yarkovsky n'a pu estimer que très grossièrement l'amplitude de l'effet, mais son idée était lancée.

Öpik, Radzievskii, Paddack et O'Keefe

C'est surtout Ernst Öpik qui a fait connaître ces travaux dans la littérature occidentale, en 1951, alors que l'opuscule original était perdu. À la même époque, Vladimir Radzievskii et ses collaborateurs publiaient en Russie des idées voisines. Radzievskii fut le premier à envisager l'effet d'une poussée lumineuse sur la rotation d'un corps, mais en supposant des variations d'albédo à sa surface. Stephen Paddack et John O'Keefe ont ensuite compris que ce sont la forme irrégulière et le rayonnement thermique qui modifient le plus efficacement la rotation. L'effet YORP (Yarkovsky-O'Keefe-Radzievskii-Paddack) était né, un peu plus d'un demi-siècle après Yarkovsky.

La renaissance des années 1990

Dans la seconde moitié des années 1990, David Rubincam et Paolo Farinella, qui étudiaient les perturbations thermiques du mouvement de satellites artificiels comme LAGEOS, ont fait le lien avec les petits corps du système solaire. Une floraison de travaux a suivi sur la dynamique des petits astéroïdes et des météoroïdes. L'astronome amateur néerlandais George Beekman a par ailleurs retrouvé dans les archives russes l'opuscule de Yarkovsky que l'on croyait perdu (Beekman, 2006).

Mesurer l'effet Yarkovsky : de Golevka à Bennu

Une dérive à dépister sur des décennies

Détecter l'effet suppose de prédire la position d'un astéroïde avec une précision meilleure que la dérive attendue. Pour un géocroiseur d'un demi-kilomètre, il faut au moins trois campagnes de mesures radar espacées sur une dizaine d'années, ou plusieurs décennies d'observations optiques. L'observation ne donne pas directement la variation du demi-grand axe : elle révèle un décalage de la position le long de l'orbite, qui croît comme le carré du temps écoulé.

Golevka, première détection directe (2003)

L'astéroïde (6489) Golevka, d'environ 0,5 km, a fourni la première détection sans ambiguïté. Des mesures de distance par radar à Arecibo, lors de ses approches de 1991, 1995 et 2003, ont révélé une accélération non gravitationnelle conforme aux prédictions publiées en 2000, avec un écart d'une quinzaine de kilomètres par rapport à une trajectoire purement gravitationnelle. La mesure a aussi permis d'estimer la masse volumique de Golevka, d'environ 2,7 g/cm³ (Chesley et al., 2003).

Peser un astéroïde grâce à sa dérive

La dérive dépend de la masse, de la taille, de la rotation et des propriétés thermiques de la surface. En la mesurant, on peut donc remonter à la densité d'un astéroïde, à condition de connaître les autres paramètres. C'est ce qui a été fait pour Bennu avant l'arrivée de la sonde OSIRIS-REx : à partir d'une dérive de 284 ± 1,5 m/an, la masse volumique a été estimée à 1 260 ± 70 kg/m³, soit une macroporosité d'environ 40 %, signe d'un amas de débris (rubble pile) (Chesley et al., 2014).

Bennu, la mesure la plus précise

Le suivi de la sonde OSIRIS-REx autour de Bennu, de janvier 2019 à octobre 2020, a permis de mesurer la distance Terre-Bennu à quelques mètres près. La dérive Yarkovsky obtenue est de −284,6 ± 0,2 m/an, avec un rapport signal sur bruit d'environ 1 400 (Farnocchia et al., 2021). Le signe négatif indique que Bennu se rapproche lentement du Soleil, ce qui correspond à une rotation rétrograde. L'effet est comparable au poids de quelques grains de raisin, mais il suffit à modifier sensiblement l'orbite en quelques siècles.

Un excès d'astéroïdes en rotation rétrograde

Parmi les 36 détections valides recensées en 2014, 28 présentent une dérive négative, soit environ 78 % d'astéroïdes en rotation rétrograde. Ce déséquilibre s'explique par le transport des astéroïdes de la ceinture principale vers l'espace proche de la Terre : la résonance séculaire ν₆, au bord interne de la ceinture, n'est atteinte que par des astéroïdes dont le demi-grand axe diminue, donc en rotation rétrograde, alors que la résonance 3:1 avec Jupiter peut être atteinte dans les deux sens.

Des détections à toutes les échelles

La liste des détections couvre une large gamme de tailles. Lors de la synthèse de 2015, le plus petit objet concerné était 2009 BD, d'environ 4 m, tandis que (2100) Ra-Shalom et (4179) Toutatis, de 2 à 3 km, figuraient parmi les plus gros.

L'effet Yarkovsky sur Apophis

Une force faible mais constante

L'effet Yarkovsky exerce une force très faible mais constante sur l'astéroïde Apophis, d'environ 340 m de diamètre (± 50 m). Grâce aux observations de 2004 à 2021, la dérive de son demi-grand axe est aujourd'hui mesurée à −199 ± 1 m/an (Farnocchia et al., 2024). Cette force non gravitationnelle, bien qu'invisible à court terme, entraîne des déplacements orbitaux considérables au fil du temps.

Conséquences sur la trajectoire d'Apophis

Une dérive de 199 m/an représente environ 200 km par millénaire sur le demi-grand axe, un décalage qui s'accumule le long de l'orbite. Après la découverte d'Apophis en 2004, un impact en 2029 avait été jugé possible (1 chance sur 37, soit 2,7 %), avant d'être écarté. L'effet Yarkovsky est ensuite resté une source d'incertitude majeure pour modéliser sa trajectoire, car le survol de 2029 amplifie toute erreur, ce qui laissait ouverte la possibilité d'impacts ultérieurs, notamment en 2036 et en 2068.

Précision des prédictions d'impact

Les observations optiques de fin 2020 et les nouvelles mesures radar de mars 2021 (Goldstone et Green Bank) ont ramené l'incertitude sur la position d'Apophis en 2029 de plusieurs centaines à quelques kilomètres. Tout risque d'impact a ainsi été écarté pour au moins un siècle, et Apophis a été retiré des listes de risque, dont celle de l'ESA, le 29 mars 2021. Sa trajectoire est désormais entièrement déterministe sur le siècle à venir.

Le survol du 13 avril 2029

Le vendredi 13 avril 2029, Apophis frôlera la Terre à environ 38 000 km du centre de la planète, soit environ 31 600 km d'altitude, sous l'orbite des satellites géostationnaires. Il sera visible à l'œil nu depuis une grande partie de l'Europe et de l'Afrique. Cette rencontre est une expérience naturelle : l'attraction terrestre peut modifier la rotation d'Apophis et, par conséquent, son effet Yarkovsky.

La sonde américaine OSIRIS-APEX, qui arrivera environ un mois après le survol, doit mesurer ce changement éventuel, avec une sensibilité de l'ordre de 4 % dans la configuration actuelle de la mission. La mission européenne Ramses, dont le lancement est prévu entre le 20 avril et le 15 mai 2028, rejoindra l'astéroïde avant le survol et l'accompagnera jusqu'en août 2029.

N.B. :
Les dates des missions Ramses et OSIRIS-APEX sont celles annoncées au printemps 2026 et peuvent évoluer.

Yarkovsky et défense planétaire : de Bennu à 2024 YR4

Bennu et le calcul du risque d'impact

Pour quelques astéroïdes à l'orbite extrêmement bien connue, l'effet Yarkovsky est un ingrédient essentiel du calcul de risque. Pour Bennu, la mesure réalisée avec OSIRIS-REx a amélioré d'un facteur 20 la connaissance des circonstances du passage rapproché de 2135, qui doit fortement perturber son orbite. La probabilité d'impact cumulée jusqu'en 2300 atteint 5,7×10^-4 (1 chance sur 1 750), et le scénario le plus probable concerne septembre 2182, avec 1 chance sur 2 700 (Farnocchia et al., 2021).

2024 YR4 : quand l'effet Yarkovsky devient négligeable

L'astéroïde 2024 YR4, d'environ 60 m, découvert fin 2024, avait été associé à une probabilité d'impact de 4,3 % avec la Lune le 22 décembre 2032. Les observations du télescope spatial James Webb des 18 et 26 février 2026 ont prolongé l'arc d'observation de huit mois. Elles placent le passage à 22 900 ± 800 km du centre de la Lune, ce qui exclut tout impact lunaire. Tout impact avec la Terre est également écarté pour les 100 prochaines années (de Wit et al., 2026).

Pour un objet aussi petit, l'effet Yarkovsky aurait pu compliquer la prédiction. Les données ne montrent toutefois aucun signal de dérive, et la dispersion attendue ne relève l'incertitude sur la position de 2032 que d'environ 5 %, soit un effet négligeable.

Pourquoi les petits astéroïdes posent un nouveau défi

Les futurs grands relevés vont multiplier les découvertes d'astéroïdes de quelques dizaines de mètres. Ces objets, plus nombreux, deviennent vite trop faibles pour les télescopes au sol. Leur orbite reste alors incertaine plus longtemps, et l'effet Yarkovsky, plus intense pour les petits corps, devra être pris en compte avec soin dans l'évaluation de leur risque.

Pourquoi l'irradiation solaire modifie la rotation d'un astéroïde ?

L'effet YORP, extension de l'effet Yarkovsky

L'effet YORP (Yarkovsky-O'Keefe-Radzievskii-Paddack) est l'équivalent de l'effet Yarkovsky pour la rotation : l'irradiation solaire et la réémission thermique modifient la rotation et l'orientation de l'axe d'un astéroïde. Sa première détection directe date de 2007, sur (54509) 2000 PH5, rebaptisé (54509) YORP, dont la rotation s'accélérait de 2,0×10^-4 degré par jour au carré (Lowry et al., 2007). Cet astéroïde d'une centaine de mètres tourne sur lui-même en une douzaine de minutes.

Asymétrie thermique et couple

Les irrégularités dans la forme de l'astéroïde (cratères, protubérances, etc.) provoquent une asymétrie dans la réémission de la chaleur. Pour un corps de forme très régulière, comme un ellipsoïde de révolution, l'effet s'annule. Sinon, cette asymétrie crée un couple qui accélère ou ralentit la rotation de l'astéroïde et fait évoluer l'inclinaison de son axe vers des valeurs extrêmes.

Sensibilité des petits astéroïdes

L'effet YORP varie comme l'inverse du carré du rayon : il augmente très vite quand la taille diminue. Les petits astéroïdes y sont donc beaucoup plus sensibles, au point de voir leur axe de rotation basculer, ou leur rotation s'accélérer jusqu'à la fission. Cet effet joue un rôle clé dans l'évolution à long terme des astéroïdes proches de la Terre (NEA). Dans les cas détectés jusqu'en 2014, tous les astéroïdes concernés accéléraient leur rotation.

Autres effets liés à l'énergie solaire

Sublimation des matériaux volatils

Certains astéroïdes contenant des glaces ou des matériaux volatils peuvent libérer des gaz sous l'effet de la chaleur solaire. Cette sublimation peut créer des jets qui modifient leur trajectoire ou leur rotation, selon un mécanisme proche de celui des comètes. Le phénomène reste rare et ne concerne qu'une petite minorité de corps.

Altération thermique

Les cycles de chauffage et de refroidissement dus à l'irradiation solaire provoquent des fractures thermiques dans les roches de surface. L'équipe de Marco Delbo (Observatoire de la Côte d'Azur) a montré en 2014 que cette fatigue thermique brise les roches de plus de quelques centimètres plus vite que les impacts de micrométéorites. C'est donc le principal processus de production du régolithe des petits astéroïdes (Delbo et al., 2014).

Implications astrophysiques

Modification des populations d'astéroïdes

L'effet Yarkovsky déplace lentement les astéroïdes vers des résonances gravitationnelles, notamment la résonance séculaire ν₆ et la résonance 3:1 avec Jupiter. De là, ils peuvent être éjectés ou injectés sur des orbites croisant celles des planètes telluriques, devenant ainsi des astéroïdes géocroiseurs.

Dispersion et datation des familles d'astéroïdes

Les familles d'astéroïdes naissent de collisions. Ensuite, l'effet Yarkovsky étale leurs membres de part et d'autre de la position initiale, les petits corps dérivant le plus loin. La forme de cet étalement permet de dater les familles : celle de Koronis, par exemple, aurait de l'ordre de 2,5 à 3 milliards d'années.

Astéroïdes binaires et paires d'astéroïdes

L'effet YORP favorise la fission des astéroïdes en rotation rapide, ce qui contribue à la formation d'astéroïdes binaires et de paires d'astéroïdes. Dans un système binaire, une variante appelée BYORP modifie ensuite l'orbite mutuelle des deux corps.

L'origine des météorites

Öpik pensait que l'effet Yarkovsky amenait directement les météorites de la ceinture principale vers la Terre, mais ce transport est trop lent. Le modèle actuel combine les deux mécanismes : l'effet Yarkovsky pousse les fragments vers les résonances, qui les envoient ensuite sur des orbites croisant celle de la Terre.

Risques d'impact avec la Terre

Ces effets sont essentiels pour prédire la trajectoire des astéroïdes géocroiseurs. Ignorer ces forces peut entraîner des erreurs dans les modèles de prévision et fausser l'évaluation des risques d'impact, comme l'ont montré les cas de Bennu et d'Apophis.

Ordre de grandeur des effets

Effet Yarkovsky

La force est au plus de l'ordre de 0,1 N pour un astéroïde de 500 m, soit une accélération d'environ 10^-12 m/s². Elle se traduit par une dérive du demi-grand axe de quelques dizaines à quelques centaines de mètres par an pour un géocroiseur de quelques centaines de mètres : −284,6 m/an pour Bennu (environ 490 m) et −199 m/an pour Apophis (environ 340 m). Sur un million d'années, une telle dérive représente plusieurs centaines de milliers de kilomètres.

N.B. :
Les publications expriment souvent la dérive en 10^-4 ua/Ma. Cette unité équivaut à environ 15 m/an.

Effet YORP

Les changements de période de rotation se comptent en millisecondes par an : de 1,25 ms/an pour (54509) YORP à 45 ms/an pour Itokawa. Cela correspond à des variations de vitesse de rotation d'environ 10^-10 rad/s par an (Itokawa) à 10^-8 rad/s par an ((54509) YORP), mais ces variations s'accumulent en effets significatifs sur des millions d'années.

Ce qu'il faut retenir

Rôle majeur de l'énergie solaire

L'énergie solaire joue un rôle majeur dans l'évolution dynamique des astéroïdes. Les effets Yarkovsky et YORP influencent leurs trajectoires, leur rotation et même leur structure. Mesurés directement depuis 2003, ils sont aujourd'hui intégrés aux calculs d'orbite des astéroïdes les mieux observés.

Importance pour l'évolution et les risques

Ces mécanismes sont cruciaux pour comprendre l'évolution des astéroïdes dans le système solaire, l'origine des géocroiseurs et des météorites, et pour évaluer les risques d'impact sur Terre. Le survol d'Apophis en 2029, observé par les sondes Ramses et OSIRIS-APEX, offrira un test unique pour affiner ces modèles.