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Ejecta du DART

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Nature volume 616, pages 452–456 (2023)Citer cet article

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Détails des métriques

Il a été proposé que certains astéroïdes actifs se forment à la suite d'événements d'impact1. Étant donné que les astéroïdes actifs ne sont généralement découverts par hasard qu'après la formation complète de leur queue, le processus d'évolution des éjectas d'impact en queue n'a, à notre connaissance, pas été directement observé. La mission DART (Double Asteroid Redirection Test) de la NASA2, en plus d'avoir réussi à modifier la période orbitale de Dimorphos3, a démontré le processus d'activation d'un astéroïde résultant d'un impact dans des conditions précisément connues. Nous rapportons ici les observations des éjectas d'impact DART avec le télescope spatial Hubble du temps d'impact T + 15 min à T + 18,5 jours à des résolutions spatiales d'environ 2,1 km par pixel. Nos observations révèlent l'évolution complexe des éjectas, qui sont d'abord dominés par l'interaction gravitationnelle entre le système binaire Didymos et la poussière éjectée et ensuite par la pression de rayonnement solaire. L'éjecta à la vitesse la plus faible s'est dispersé à travers une queue soutenue qui avait une morphologie cohérente avec les queues d'astéroïdes précédemment observées que l'on pense être produites par un impact4,5. L'évolution des éjectas après l'expérience d'impact contrôlé de DART fournit ainsi un cadre pour comprendre les mécanismes fondamentaux qui agissent sur les astéroïdes perturbés par un impact naturel1,6.

Le télescope spatial Hubble (HST) a observé l'éjecta une fois toutes les 1,6 h pendant les 8 premières h après l'impact DART (Extended Data Table 1) à la géométrie de visualisation illustrée à la Fig. 1. L'image recueillie à environ T + 0,4 h (Fig .2a) montre des éjectas diffus avec plusieurs structures linéaires et amas (concentration de matériaux éjectés à des vitesses similaires) couvrant presque tout l'hémisphère oriental de Didymos. Après environ T + 2 h, le nuage de poussière diffus initial s'était en grande partie dissipé et une morphologie globale d'éjecta en forme de cône a émergé avec les bords du cône creux représentés par deux caractéristiques linéaires (l7 et l8) en raison de l'effet de profondeur optique. Le cône d'éjecta présentait de nombreuses caractéristiques morphologiques distinctes (Fig. 2b–f), dont certaines sont visibles sur plusieurs images entre T + 3 et T + 10 h et s'étendant jusqu'à près de 500 km de l'astéroïde. Ces caractéristiques se sont éloignées radialement de l'astéroïde à des vitesses constantes de quelques à environ 30 m s−1 comme projeté dans le ciel (Extended Data Table 2). Le mouvement d'expansion radiale de ces caractéristiques suggère que ce matériau est directement éjecté du système Didymos sans être sensiblement influencé par la gravité du système ou par la pression du rayonnement solaire. Sur la base des angles de position (angle mesuré du nord vers l'est) du cône et d'un modèle simple (Méthodes), nous constatons que le cône d'éjecta observé est cohérent avec un angle d'ouverture tridimensionnel de 125º ± 10º et une ligne médiane à un angle de position de 67º ± 8º qui est presque parallèle à la direction entrante du vaisseau spatial DART. Le cône d'éjecta observé est plus large que l'éjecta produit par les expériences de cratérisation par impact vertical sur des milieux granulaires7,8, bien que des angles d'ouverture plus larges puissent s'expliquer par la courbure de la surface cible9 et l'angle de frottement interne de la cible10 ainsi que la géométrie du projectile11.

Le nord du ciel est dans la direction ascendante et l'est est à gauche dans cette vue. Les diamètres équivalents de Didymos (grand sphéroïde) et Dimorphos (petit sphéroïde) sont respectivement de 761 m et 151 m2. L'orbite de Dimorphos autour de Didymos avant l'impact, représentée par le cercle noir, a un demi-grand axe de 1,206 ± 0,035 km3 et une excentricité <0,03 (réf. 29). Les tailles de Didymos et Dimorphos et leur séparation dans la figure sont à l'échelle. L'ensemble du système se trouve à moins d'un pixel dans les images HST. Dimorphos orbite autour de Didymos dans le sens des aiguilles d'une montre avec une vitesse d'environ 0,17 m s−1. Le pôle positif de Didymos (également le pôle orbital du système) est représenté par la ligne bleue, pointant près du pôle sud céleste et à 51º du plan du ciel loin de la Terre. Le Soleil est à un angle de position de 118º, représenté par la ligne orange et le symbole point-cercle. Le vecteur du vaisseau spatial DART est représenté par la ligne rouge, avec des flèches, allant d'est en ouest à un angle de position de 68º et à moins de 1º du plan du ciel.

a–f, Toutes les images sont affichées par paires en double, avec la gauche non annotée pour plus de clarté et la droite annotée avec des caractéristiques marquées par des marqueurs blancs et des étiquettes. L'encart en haut à gauche de chaque panneau est la région de 100 pixels de large centrée sur les astéroïdes mais avec le flux réduit 10 fois pour montrer les détails du noyau brillant. Le symbole « x » marque les artefacts dus, par exemple, aux rayons cosmiques résiduels, aux limites du cadre, aux objets d'arrière-plan et aux pixels défectueux. Les temps correspondent au temps d'observation médian de chaque image. Les lignes noires marquent les pointes de diffraction. Toutes les images sont affichées avec la même échelle de luminosité logarithmique. Le nord du ciel est dans la direction ascendante et l'est est à gauche. Les flèches jaunes indiquent la direction du Soleil, les flèches cyan la direction de la vitesse héliocentrique de Didymos et les flèches rouges la direction du vaisseau spatial DART à l'impact, le tout projeté dans le plan du ciel au moment de l'observation. Le HST avait une dérive de pointage lors des expositions de certaines images, provoquant un maculage d'environ 4 à 7 pixels dans les quatre premières images (avant T + 5,0 h) et d'environ 14 pixels dans l'image T + 6,6 h, tout le long du nord-est –direction sud-ouest (Méthodes). La dérive élargit la queue et les deux pics de diffraction orthogonaux à la direction de la dérive. La plupart des caractéristiques sont beaucoup plus grandes que la longueur de la galerie ; nous avons ajouté des incertitudes pour tenir compte de l'effet de cette dérive dans nos mesures. De nombreuses caractéristiques sont visibles, notamment des caractéristiques linéaires (l1–l12), un arc (arc 1), une entité circulaire (c1), des blobs (b1–b3) et une queue. Le cône d'éjecta est marqué par des éléments linéaires l7 et l8. Les barres d'échelle sont à 200 km à la distance de Didymos.

L'éjecta de Dimorphos était différent de l'éjecta de la comète 9P/Tempel 1 produit par Deep Impact12, une précédente expérience d'impact planétaire d'échelle comparable (Extended Data Fig. 1a–c). Les deux expériences ont donné un élan similaire à leurs cibles. Le vaisseau spatial Deep Impact transportait 80% d'énergie cinétique en plus que le vaisseau spatial DART, mais le noyau de 6 km de diamètre de Tempel 1 (réf. 12) était considérablement plus massif que le Dimorphos2 de 151 m de diamètre. À l'échelle du HST, les éjectas Deep Impact étaient diffus et pour la plupart sans relief, se dilatant à une vitesse moyenne d'environ 100 m s-1 et une vitesse maximale d'environ 300 m s-1 (réfs. 13,14). Cette différence de morphologie des éjectas est probablement due aux différentes compositions des cibles et structures souterraines. Alors que Tempel 1 a une sous-surface hautement poreuse15 composée de poussière à grains fins et riche en volatils16,17, la surface de blocs et l'intérieur potentiel de tas de gravats de Dimorphos2 pourraient perturber le rideau d'éjecta et produire des structures inhomogènes dans l'éjecta18,19.

D'environ T + 0,7 jours à T + 2,1 jours, les caractéristiques d'éjecta composées de poussières plus lentes s'échappant à moins d'environ 1 m s−1 ont émergé de la base du cône d'éjecta (Fig. 3a – d). Les éjectas au cours de cette étape étaient caractérisés par des courants d'éjecta courbes dans le nord (s1) et le sud (s2), quelques petites caractéristiques curvilignes (l16–l19) entre eux et un léger enroulement de ces caractéristiques autour de Didymos. La gravité de Didymos, qui représentait 88% du potentiel gravitationnel du système binaire au site d'impact, a lentement déformé la forme du cône d'éjecta d'origine et a créé différentes morphologies pour s1 et s2. La poussière éjectée du bord nord original du cône (17) était à proximité immédiate de Didymos (Fig. 1). Comme suggéré par les prédictions de simulation numérique20,21, cette poussière a été accélérée par Didymos et les trajectoires ont été courbées avant d'échapper au système binaire, formant le flux courbe nord s1 (Extended Data Fig. 2). L'extrémité de s1 près de l'astéroïde contient des particules relativement lentes, dont les trajectoires étaient plus courbées que celles des particules relativement rapides plus éloignées, provoquant un déplacement de l'extrémité proche dans le sens des aiguilles d'une montre autour de Didymos, entraînant une torsion de 18º de s1. En revanche, la majeure partie de la poussière du bord sud original du cône (18 ; Fig. 2) a été projetée loin de Didymos. Ainsi, ces trajectoires sont moins affectées par la gravité de Didymos, conduisant à un flux sud moins incurvé (s2) avec son extrémité proche s'enroulant lentement autour de l'astéroïde au fil du temps (Fig. 3a – f). Les petites caractéristiques curvilignes entre les deux flux (l16-l19) étaient probablement composées de poussière éjectée de l'avant ou de l'arrière du cône d'éjection creux, se comportant plus ou moins de la même manière que l'un des deux flux courbes et tournant légèrement par rapport à la direction radiale d'origine. .

L'encart, l'orientation de l'image, l'étirement de la luminosité, les barres d'échelle et les flèches vectorielles sont tous les mêmes que sur la Fig. 2. Le symbole « x » marque les artefacts d'imagerie. Les principales caractéristiques de l'éjecta au cours de cette période comprennent les flux d'éjecta courbes (s1 et s2), les caractéristiques linéaires (l7, l11–l24), les blobs (b3–b5), une caractéristique circulaire (c1) et un arc (arc 2 ). a–g, Le bord nord original du cône d'éjecta (l7) est encore visible sur les images avant T + 5,7 jours. a–e, le premier courant incurvé sud (s2) pourrait se chevaucher avec le bord sud du cône d'éjecta d'origine (l8), qui n'est pas marqué séparément. g–k, Le courant incurvé nord (s1) s'est élargi le long de la direction de la queue à environ T + 5 jours, formant une caractéristique en forme d'aile. b–f, Un groupe d'éléments linéaires (l16–l24), dont certains font partie du courant incurvé sud (l21–l24), a montré une rotation dans le sens des aiguilles d'une montre autour de Didymos de T + 1,1 jours à T + 4,7 jours. g–i, Ces éléments linéaires plus tard (T + 5,7 jours) se sont étirés le long de la direction de la queue sous la pression du rayonnement solaire, ceux du nord de Didymos se chevauchant avec l'élément en forme d'aile. h–j, Une queue secondaire est visible entre T + 8,8 jours et T + 14,9 jours (voir aussi Fig. 4). Le bord incurvé de la caractéristique en forme d'aile est visible en k. Les points d'interrogation après les annotations de l23 & l24 en h et l22 en i marquent l'identification relativement incertaine de ces éléments en raison de leur faible intensité et des changements importants de leurs positions et orientations par rapport aux images précédentes de la séquence.

Au-delà de l'influence gravitationnelle du système Didymos, la pression du rayonnement solaire sépare naturellement les particules de différentes tailles le long de la direction soleil-antisoleil car les petites particules sont accélérées plus rapidement que les grosses particules22. Le courant nord (s1), situé à peu près orthogonalement à la direction vers le soleil, s'élargit de plus en plus pour former la forme d'aile observée, avec un bord diffus anti-soleil et un bord relativement pointu vers le soleil (Fig. 3f – j). Cette arête vive indique une coupure dans la plus grande taille de particule de l'éjecta. Parce que le flux sud était presque aligné vers le Soleil, ces particules ont d'abord été ralenties par la pression du rayonnement solaire avant d'être finalement tournées vers la direction anti-soleil. À partir de T + 4,7 jours, les particules se déplaçant à des vitesses et des directions différentes en s2 en raison des distributions inhomogènes de poussière dans les éjectas ont été séparées en caractéristiques individuelles (l20–l24 ; Fig. 3f). Ces particules ont atteint des distances maximales projetées vers le soleil allant jusqu'à 150–200 km. Toutes ces caractéristiques individuelles (l20–l24) et les petites caractéristiques curvilignes (l16–l18) entre les deux courants principaux ont été étirées le long de la direction soleil-antisoleil au fil du temps par la pression de rayonnement solaire (Fig. 3f–i). Les particules les plus fines des entités l16 à l18, situées au nord de Didymos, ont été repoussées plus loin de Dimorphos et rattrapées par les particules plus grosses éjectées dans s1 plus tôt, semblant se chevaucher avec la structure en forme d'aile et créant un plus complexe. modèle (Fig. 3g, h).

En raison de la pression du rayonnement solaire, une queue de poussière a commencé à émerger vers le soleil presque à l'opposé du cône d'éjecta à environ T + 3 h. Cette queue s'est rapidement étirée jusqu'à une longueur projetée de plus de 1 500 km et a dépassé la couverture spatiale de nos images (Fig. 4). Vers T + 5,7 jours, la queue étroite présentait un bord sud relativement brillant et net et un bord nord parallèle mais plus diffus (Fig. 4h). La morphologie globale de la queue de Dimorphos est similaire à celle de P/2010 A2, un astéroïde actif probablement déclenché par un impact4,23,24 (Extended Data Fig. 1d,e). La largeur de la queue, qui est d'environ 1 seconde d'arc, est cohérente avec une vitesse initiale de la poussière comparable à la vitesse orbitale de Dimorphos, suggérant que la queue contient les particules d'éjecta les plus lentes. De plus, la queue précoce dans les jours T + 2 s'est légèrement courbée vers le sud (Fig. 4d, e), alors qu'après T + 8 jours, la queue est devenue légèrement plus en forme d'éventail (Fig. 4i – k). Avec la pression de rayonnement triant la taille des particules le long de la queue, la queue la plus précoce à environ T + 3 h était dominée par des particules de taille micrométrique, tandis que les particules centimétriques dominaient la partie de la queue à l'intérieur du champ de vision HST dans l'image finale. Le profil de luminosité de la queue est lié à la distribution granulométrique des éjectas. En supposant une loi de puissance pour la distribution de taille différentielle, nous avons dérivé un exposant de -2,7 ± 0,2 pour les particules avec des rayons entre 1 µm et quelques millimètres, et un exposant de -3,7 ± 0,2 pour les particules plus grosses jusqu'à quelques centimètres de rayon ( Données étendues Fig. 3). On a observé que les particules d'éjecta quittaient continuellement le système Didymos à travers les images finales acquises après T + 15 jours (données étendues Figs. 4 et 5).

a–l, Tous les cadres sont tournés de telle sorte que la direction attendue de la queue basée sur notre modèle dynamique de poussière (Méthodes) soit dans la direction horizontale s'étendant vers la droite. Toutes les images sont affichées avec la même échelle de luminosité logarithmique. Les régions en dehors du champ de vision sont marquées par une couleur bleu foncé. Le symbole « x » marque les artefacts d'imagerie. Les barres d'échelle sont alignées avec l'astéroïde à une extrémité et s'étendent sur 200 km vers la direction de la queue. a–c, notez que les trois premières images ont une dérive induite par le pointage dans le plan du ciel de 5 à 7 pixels environ le long de la direction des pointes de diffraction verticales. La dérive dans toutes les autres images est inférieure à deux pixels. La première image (a) de cette séquence acquise à T + 0,08 jours (T + 1,9 h) ne montre aucun signe de queue. Une queue était visible à partir de la deuxième image (b) acquise à T + 0,15 jours (T + 3,5 h). La queue a continué à pousser dans une direction qui est, en général, compatible avec une émission impulsive de poussière de Dimorphos au moment de l'impact. i–k, La queue secondaire est visible entre T + 8,82 jours et T + 14,91 jours, pointant à environ 4º au nord de la queue d'origine.

De plus, une queue secondaire est apparue entre T + 5,7 jours et T + 8,8 jours (Fig. 4i–k) mais n'était plus discernable au jour T + 18,5 (Fig. 4l). Il est issu du système Didymos et pointait à environ 4º au nord de la queue d'origine, créant une morphologie générale de la queue en forme d'éventail pendant cette période. La cause de la queue secondaire n'est pas claire et plusieurs mécanismes seront explorés (Méthodes et données étendues Figs. 4 et 6), bien que les morphologies soient cohérentes avec les observations précédentes d'astéroïdes actifs à queues multiples25,26,27,28. Toute la séquence évolutive de l'éjecta de Dimorphos discutée ci-dessus est montrée dans la vidéo supplémentaire 1.

La mission DART a clairement démontré que les impacts peuvent activer les astéroïdes, ce qui est cohérent avec les précédentes observations d'astéroïdes1. Nos observations fournissent une base pour réévaluer les observations précédentes d'astéroïdes actifs supposés être déclenchés par un impact. L'évolution de l'éjecta de Dimorphos suggère que la taille des particules observées dans les queues d'astéroïdes actifs pourrait dépendre de l'âge de la queue, ce qui correspond à la gamme de tailles de particules mesurées dans les queues de l'astéroïde actif 311P/PanSTARRS26. L'absence de poussières submillimétriques dans la queue de P/2010 A2 pourrait donc résulter des observations survenues 10 mois après l'impact4,5,24. DART, qui est une expérience d'impact contrôlée à l'échelle planétaire, fournit une caractérisation détaillée de la cible, de la morphologie des éjectas et de l'ensemble du processus d'évolution des éjectas. DART continuera d'être un modèle pour les études d'astéroïdes nouvellement découverts qui montrent une activité causée par des impacts naturels.

Nous avons utilisé un total de 19 orbites HST (période de 95 min) sur environ 19 jours pour observer les éjectas de Dimorphos (Extended Data Table 1). La première orbite (orbite 0o) était avant l'impact DART. La deuxième orbite à la septième orbite (orbites 01–06) a commencé environ T + 15 min et a observé en continu l'éjecta sauf lorsque la Terre a obstrué la vue de la cible. Au cours des cinq orbites suivantes (orbites 11 à 15), nous avons observé l'éjecta environ une fois toutes les 12 h, puis une fois par jour au cours des trois orbites suivantes (orbites 16 à 18). Dans la phase finale (orbites 21 à 24), les observations ont été faites une fois tous les 3 jours. Les observations se sont terminées 18,5 jours après l'impact. Dans chaque orbite, des images ont été collectées à plusieurs niveaux d'exposition, dans lesquels le noyau central de Didymos était insaturé en expositions courtes et les expositions longues saturaient Didymos pour imager l'éjecta et la queue relativement faibles. Toutes les images ont été collectées à travers le filtre F350LP (longueur d'onde pivot 587 nm, bande passante 149 nm)30.

Les observations ont été planifiées pour suivre au rythme des éphémérides de Dimorphos. Le suivi comprenait nominalement des corrections de parallaxe en raison de l'orbite du HST autour de la Terre et devait maintenir Didymos à l'intérieur du champ de vision avec une dérive minimale dans le champ de vision pour toutes les expositions. Cependant, en raison d'un problème de suivi encore inexpliqué, certaines orbites ont perdu la cible dans divers nombres d'expositions, et certaines expositions longues ont inclus une dérive de pointage de plus de dix pixels. Nous avons limité notre analyse aux expositions avec moins de sept pixels de dérive et avons parfois utilisé de longues expositions avec plus de dérive lorsqu'aucune bonne image n'était disponible pour les orbites particulières.

Les images ont été étalonnées par le pipeline d'étalonnage standard HST au Space Telescope Science Institute31. Nous avons ensuite supprimé le fond de ciel mesuré à partir d'un carré de 100 à 400 pixels de large et de 100 à 300 pixels à partir du coin supérieur droit, selon la taille de l'image. Cette zone est en général à 20 secondes d'arc de Didymos et ne montre aucun signe d'éjecta.

La photométrie d'ouverture a été mesurée dans toutes les expositions courtes et non saturées qui ont été corrigées pour l'efficacité du transfert de charge31 mais pas pour la distorsion géométrique (fichiers .flc, disponibles dans les archives de données HST ; voir « Disponibilité des données »). Le centre de gravité a été défini par un ajustement gaussien bidimensionnel avec une boîte de 5 × 5 pixels centrée au photocentre. La carte de zone de pixels a été utilisée pour corriger les variations de zone de pixels dans l'image31. Les comptages totaux ont été mesurés avec des ouvertures circulaires d'un rayon de 1 à 130 pixels (0,04 à 5,2 secondes d'arc). Nous avons converti les comptages totaux en densité de flux et en magnitude Vega sur la base des constantes d'étalonnage photométrique (PHOTFLAM = 5,3469 × 10−20 erg Å−1 cm−2 par électron, PHOTZPT = 26,78) fournies dans les en-têtes d'image et le site Web d'étalonnage photométrique HST . La luminosité totale de Didymos, y compris l'éjecta et la luminosité totale de l'éjecta, sont indiquées dans les données étendues Fig. 4.

Nous avons utilisé les images corrigées pour l'efficacité du transfert de charge et la distorsion géométrique (fichiers .drc) pour étudier la morphologie de l'éjecta. Pour augmenter le rapport signal sur bruit des caractéristiques des éjectas faibles, nous avons empilé toutes les expositions longues dans chaque orbite car aucun changement n'est visible dans la morphologie des éjectas avec chaque orbite. Le centre de gravité des expositions longues saturées au centre a été déterminé par la section transversale des pointes de diffraction. Certaines expositions longues avec dérive induite par le pointage ont été incluses dans la pile, mais celles avec plus de dix pixels de dérive ont été rejetées. Les effets de cette dérive sont pris en compte comme des incertitudes de position supplémentaires pour les mesures des caractéristiques, qui sont pour la plupart plus grandes que la longueur de la dérive. Les rayons cosmiques et les étoiles de fond ont été supprimés lors du processus d'empilement. Parce que différents nombres de bonnes expositions longues étaient disponibles pour chaque orbite, les temps d'exposition totaux variaient de 25 à 50 s dans la plupart des expositions longues empilées et atteignaient 155 s pour l'orbite 21 et 110 s pour l'orbite 23.

Diverses techniques d'amélioration d'image couramment utilisées pour les études sur les comètes32 ont été utilisées pour aider à l'identification des caractéristiques des éjectas, y compris la soustraction et la division médianes azimutales, la reprojection azimutale et radiale, l'étirement de luminosité différente et l'utilisation de diverses tables de couleurs. Toutes les caractéristiques identifiées ont été confirmées par plusieurs techniques.

Les vitesses des caractéristiques telles que projetées dans le plan image ont été estimées en supposant que toutes les caractéristiques provenaient de l'astéroïde au moment de l'impact et s'éloignaient directement de l'astéroïde. La distance projetée d'une entité par rapport à l'astéroïde et le temps d'observation correspondant ont donné la vitesse projetée de l'entité. Notez que les vitesses estimées de cette façon ne représentent pas les véritables vitesses terminales des éléments après avoir échappé au système binaire pour les éjectas lents (< environ 1 m s−1) ou pour les éléments affectés par la pression de rayonnement solaire. Les trajectoires des caractéristiques dans ces cas sont notamment affectées par la gravité de Didymos (Extended Data Fig. 2) ou la pression de rayonnement solaire.

Nous avons basé nos caractéristiques de cône d'éjecta sur les structures d'éjecta se déplaçant à plus de 1 m s−1 dans les images en T + 8,2 h (Fig. 2). Ces structures ont montré un mouvement linéaire s'éloignant de l'astéroïde le long de la direction radiale de l'astéroïde binaire (Extended Data Table 2). En supposant que la majeure partie de la poussière d'éjecta se trouve dans un mince rideau en forme de cône, les deux bords du cône apparaîtraient comme deux rayons lumineux le long de la direction radiale de Dimorphos en raison de l'effet de profondeur optique lorsqu'il est vu de côté. Étant donné que la vitesse d'impact DART est proche du plan du ciel (tableau de données étendu 1), si nous supposons que la direction du cône est proche de l'inverse de la direction de la vitesse d'impact DART, le cône est proche d'être vu de côté dans le HST images et l'angle d'ouverture couvert par les deux bords du cône (éléments linéaires l7 et l8) est proche de son angle d'ouverture tridimensionnel. Ceci est confirmé par notre géométrie de cône dérivée décrite dans ce qui suit.

Nous avons mesuré les angles de position des deux bords du cône d'éjection à partir des images originales et améliorées (voir « Observations et réduction et traitement des données »). La plage d'incertitude des angles de position est définie par la largeur apparente de l'élément linéaire. Notre mesure a abouti à un cône d'éjection centré à moins de 5º de la direction entrante de DART avec un angle d'ouverture d'environ 130º. En raison du flou des rayons d'éjecta et de leur légère courbure, l'incertitude des angles de position mesurés peut atteindre ±8º, ce qui entraîne une incertitude des angles d'ouverture jusqu'à ±12º. En prenant la moyenne de ces deux bords et la valeur maximale de l'incertitude, on obtient l'axe du cône d'éjection à un angle de position de 67° ± 8° sous l'hypothèse que le cône d'éjection est axisymétrique autour de l'axe du cône.

Pour contraindre davantage la géométrie du cône d'éjecta, nous avons construit un modèle de cône numérique tridimensionnel paramétré par la direction de l'axe du cône en ascension droite (RA) et en déclinaison (dec), ainsi qu'un angle d'ouverture, à comparer avec les images. Nous avons d'abord projeté les six premières images post-impact (Fig. 2) dans une projection azimutale-radiale et, pour chaque image, généré un histogramme de pixels plus lumineux que 18 mag arcsec-2 le long de la direction azimutale. Les cases azimutales avec les nombres de pixels les plus élevés (à l'exception de ceux de la queue et des pointes de diffraction) définissent les deux bords du cône avec approximativement une distribution gaussienne. La moyenne et l'incertitude 1σ des angles de position des deux bords du cône sont dérivées des histogrammes. En moyenne, les bords nord et sud des cônes sont à des angles de position de 4º ± 8º et 131º ± 8º, respectivement, conformément aux mesures décrites ci-dessus. Nous avons ensuite généré des images simulées à partir du modèle de cône d'éjection et calculé l'histogramme correspondant en suivant la même approche pour les images réelles. Cet histogramme a été comparé aux angles mesurés de la position du bord du cône pour calculer un score, défini comme

où σi et μi sont l'écart type et la moyenne des bords nord ou sud (i = 1, 2), respectivement, xj est l'angle de position de l'histogramme bin j pour l'image simulée et sj est le nombre de pixels dans bin j. Nous avons recherché l'axe du cône dans toute la gamme de RA et dec et l'angle d'ouverture de 100º à 160º pour le score le plus élevé. Étant donné que les images HST seules ne pouvaient pas déterminer si le cône faisait face ou s'éloignait de la Terre, cette approche a abouti à une paire de solutions d'axe de cône les mieux ajustées qui étaient symétriques par rapport au plan de l'image. Nous avons donc considéré les deux comme des directions possibles de l'axe du cône. Les incertitudes des solutions ont été estimées avec 500 échantillons aléatoires des angles de position de bord de cône mesurés répartis en deux gaussiennes avec les moyennes et les écarts-types mesurés. Les directions de l'axe du cône les mieux ajustées étaient (RA, dec) = (141º ± 8º, 25º ± 6º) et (120º ± 9º, 10º ± 7º), les deux avec un angle d'ouverture de 125º ± 10º (incertitudes 1σ). Les deux solutions sont à environ 12º du plan de l'image, la première pointant vers la Terre et la seconde pointant vers l'extérieur.

L'angle de position de la queue et son incertitude ont été déterminés par les directions radiales de l'astéroïde qui définissent la limite visible de la queue au point le plus éloigné le long de la queue dans toutes les images empilées (expositions courtes et longues) qui contiennent la queue. Le modèle de dynamique de la poussière sous l'influence de la pression du rayonnement solaire suit un modèle précédent22, dans lequel le mouvement de la poussière est déterminé par βsrp. βsrp, qui est défini comme le rapport de la force de pression du rayonnement solaire à la force gravitationnelle solaire, dépend du rayon des particules, r, et de la densité, ρ, comme

où K = 5,7 × 10−4 kg m−2 est une constante, Qpr est le coefficient de pression de rayonnement moyenné sur le spectre solaire, qui est généralement supposé égal à 1. Nous avons supposé une densité de grains de 3,5 × 103 kg m−3 pour la poussière dans l'éjecta, suivant la densité des météorites chondrites ordinaires33, considérant que le système Didymos-Dimorphos montre un spectre de type S qui est associé au matériau chondrite ordinaire LL34.

La modélisation pré-impact a suggéré que l'accélération de la pression de rayonnement solaire dépasse toujours celle de l'accélération gravitationnelle du système Didymos pour les particules d'éjecta de taille inférieure à 100 µm20,35. Ces petites particules sont expulsées du système binaire en moins de 10 h. La gravité de Didymos est prédominante à environ 3 km pour les particules millimétriques et 10 km pour les particules centimétriques.

La modélisation de l'orientation de la queue dans le plan du ciel suit l'approche synchrone-syndyne36, dans laquelle les synchrones sont les lieux des particules de poussière éjectées avec une vitesse initiale nulle en même temps mais avec différents βsrp. Les angles de position mesurés de la queue de Dimorphos coïncident à moins de 4º de la direction suggérée par les synchrones associés au moment de l'impact dans toutes les images, ce qui suggère que la pression de rayonnement solaire domine la formation de la queue (Extended Data Fig. 7). Le petit écart entre T + 1 jours et T + 5 jours est probablement dû à la légère courbure apparente de la queue (Fig. 4e–h), qui peut être liée à la vitesse initiale moyenne non nulle des particules de poussière par rapport à le système binaire, hérité de la vitesse orbitale de Dimorphos.

La vitesse initiale non nulle de la poussière d'éjecta provoque l'élargissement de la queue. La vitesse initiale moyenne de l'éjecta de Dimorphos, telle que projetée dans le plan de l'image, a une composante vers le nord, ce qui provoque l'élargissement de la queue vers le nord par rapport aux lieux de la particule hypothétique à vitesse nulle (synchrone). Le bord sud relativement net et le bord nord plus diffus sont cohérents avec l'attente de la relation masse-vitesse des éjectas37 parce que le nombre de particules de poussière diminue avec l'augmentation des vitesses d'éjection. La largeur de 1 seconde d'arc de la queue est cohérente avec une dispersion de vitesse initiale Δv = 0,15 m s−1, comparable à la vitesse orbitale de Dimorphos, suggérant que la queue est principalement composée des éjectas les plus lents.

La proportionnalité inverse de βsrp avec la taille des particules signifie que les petites particules subissent une pression de rayonnement solaire plus forte et sont repoussées de l'astéroïde plus rapidement après éjection que les grosses particules. Parce que la durée de nos observations HST est beaucoup plus courte que la période orbitale de Didymos autour du Soleil (2,1 ans), le mouvement des particules le long de la queue par rapport à l'astéroïde sous la pression du rayonnement solaire peut être approximé par un mouvement d'accélération constant. Au fur et à mesure que la longueur de la queue augmente, des particules de différentes tailles s'étalent le long de la queue, les plus petites particules restant près de l'extrémité de la queue de l'astéroïde et les particules plus grosses dominant l'extrémité près de l'astéroïde. En supposant une distribution granulométrique différentielle de loi de puissance avec un exposant de α pour la queue, nous avons déduit que la luminosité de la queue devrait avoir une relation de loi de puissance avec la distance à l'astéroïde avec un exposant b = −4 − α.

Nous avons extrait les profils de luminosité de la queue à partir de longues expositions empilées de T + 5 h jusqu'à la dernière pile à T + 18,5 jours (Extended Data Fig. 3). L'exposant α de la distribution granulométrique différentielle a été dérivé de la partie linéaire des profils de brillance de queue (dans l'espace log-log) dans diverses images, correspondant à une plage de βsrp de 0,2 × 10−4 à 8 × 10− 4, compris entre −2,2 et −3,1, avec une moyenne de −2,7 et un écart type de 0,2. La plage de βsrp indique que la taille des particules varie de 1 µm à quelques millimètres. Dans les images après environ T + 6 jours, la luminosité de la queue affiche deux régions avec des pentes de loi de puissance différentes. La région interne semble être influencée par les particules dans les flux d'éjecta courbes qui ont commencé à se chevaucher avec la queue. La région externe a des pentes de meilleur ajustement proches de -2,7 comme dans les premières images, tandis que la pente de la région interne varie de -3,6 à -3,9. La plage de βsrp pour la région interne est de 7 × 10−4 à 1 × 10−5, correspondant à des particules de taille millimétrique à centimétrique. L'absence de petites particules dans les courants courbes est attendue car les particules d'une taille de 100 µm ou moins auraient dû être éliminées quelques heures après l'impact. La pente croissante apparente de la distribution granulométrique dans cette gamme de tailles semble également indiquer que la masse des particules d'éjecta a une taille de coupure de quelques centimètres. Si la distribution granulométrique de la queue représente celle de tous les éjectas, alors un indice de loi de puissance de -2,7 signifie que la masse totale des éjectas est dominée par les plus grosses particules.

Le traitement ci-dessus suppose que l'albédo est indépendant de la taille des particules, qui doit être examinée. Sur la base de mesures en laboratoire de la fonction de phase d'aérosols micrométriques38 et de particules millimétriques39, ainsi que de modèles d'efficacité de diffusion40, l'albédo des particules micrométriques est d'environ 70 % de celui des grains millimétriques à la phase angle de nos premières observations (54º). Ce rapport de luminosité est inversé à l'angle de phase correspondant aux images finales (74º), dans lequel les particules de taille micrométrique deviennent environ 16 % plus lumineuses. Notre calcul indique que la petite différence entre les albédos des particules micrométriques et millimétriques modifie l'indice de loi de puissance le mieux ajusté de la distribution granulométrique de moins de 2 %. Notre hypothèse du même albédo pour les particules de taille micrométrique à centimétrique est valable.

La faible diminution du taux d'évanouissement global de la luminosité totale du système Didymos – Dimorphos entre environ T + 5 jours et T + 7 jours indique une augmentation de la section efficace de diffusion totale dans l'éjecta à moins de 10 km du système (Extended Données Fig. 4), compensant en partie le déplacement de l'éjecta hors de l'ouverture photométrique. Il est peu probable qu'il soit causé par un changement d'albédo pour les particules d'éjecta. L'injection de nouvelles particules de poussière dans les éjectas a été envisagée.

Ce scénario et sa synchronisation sont également pris en charge par le modèle synchrone (Extended Data Fig. 6), dans lequel la direction projetée de la queue secondaire est cohérente avec les synchrones associés à environ T + 5,0 jours à T + 7,1 jours. La largeur étroite de la queue secondaire similaire à celle de la queue d'origine suggère une faible vitesse initiale d'environ 0,15 m s−1 pour les particules de poussière. Bien que l'environnement binaire Didymos puisse compliquer le mouvement de la poussière et provoquer un écart par rapport à l'hypothèse de vitesse initiale nulle du modèle synchrone idéalisé, la faible vitesse initiale observée de la poussière dans la queue secondaire implique des effets limités.

Les mécanismes possibles de l'émission de poussière secondaire pourraient inclure le réimpact des blocs d'éjecta sur Dimorphos ou Didymos35 ou de gros blocs d'éjecta se désintégrant en petits morceaux en raison de la rotation ou des collisions mutuelles (SLI et al., manuscrit en préparation). La perte de masse de la surface de Dimorphos en raison de la rotation n'est pas probable compte tenu de sa rotation lente si sa rotation est verrouillée par la marée. Cependant, le mouvement de masse et la perte de Didymos pourraient potentiellement être déclenchés par un nouvel impact d'éjecta car sa rotation rapide provoque une accélération nette vers l'extérieur à son équateur, bien qu'aucune indication claire de cela n'ait encore été confirmée3. Une fois que la poussière est soulevée de la surface de Dimorphos ou de Didymos à l'aide de ces mécanismes, la pression du rayonnement solaire balayera rapidement la poussière dans la direction anti-soleil, formant une queue secondaire.

D'autres mécanismes, tels que l'interaction dynamique entre la poussière d'éjecta lente et le système binaire41, la diffusion gravitationnelle pour la poussière d'éjecta lorsqu'elle est refoulée par la pression du rayonnement solaire et traversent le système binaire, ou les particules de poussière chargées de photons sous l'influence des champ magnétique42 pourrait également entraîner la morphologie inhabituelle de la queue qui conduit à l'apparition d'une queue secondaire. Nos simulations dynamiques suggèrent qu'une émission de poussière secondaire n'est pas nécessaire pour former une queue secondaire qui a une morphologie cohérente avec celle observée. Cependant, ces scénarios peuvent ne pas s'accompagner de l'augmentation de la poussière d'éjecta comme le suggère la courbe de lumière décroissante du système Didymos.

Toutes les données HST brutes associées à cet article sont archivées et sont accessibles au public dans les archives Mikulski pour les télescopes spatiaux (https://mast.stsci.edu/search/ui/#/hst/results?proposal_id=16674) hébergées par l'espace Institut des sciences du télescope. Les expositions longues empilées des Figs. 2 à 4 sont disponibles sur un site Web hébergé par JHU/APL (https://lib.jhuapl.edu/papers/ejecta-from-the-dart-produced-active-asteroid-dimo). D'autres données connexes sont disponibles auprès de l'auteur correspondant sur demande.

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Ce travail a été soutenu par la mission DART, contrat NASA no. 80MSFC20D0004 et par l'Agence spatiale italienne (ASI) à travers le projet LICIACube (accord ASI-INAF AC n° 2019-31-HH.0). Une partie de ces recherches a été menée au Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology, dans le cadre d'un contrat avec la NASA. J.-YL reconnaît le soutien fourni par la NASA par le biais de la subvention HST-GO-16674 du Space Telescope Science Institute, qui est géré par l'Association of Universities for Research in Astronomy, dans le cadre du contrat NASA NAS 5-26555. LK reconnaît le soutien du programme de scientifiques participants DART de la NASA, Grant no. 80NSSC21K1131. RL, DAG et TJS reconnaissent le financement de l'équipe NASA/GSFC Internal Scientist Funding Model (ISFM) Exospheres, Ionospheres, Magnetospheres Modeling (EIMM), l'Institut virtuel de recherche sur l'exploration du système solaire de la NASA (SSERVI) et le prix de la NASA n°. 80GSFC21M0002. RM reconnaît le soutien d'un prix NASA Space Technology Graduate Research Opportunities (NSTGRO) (contrat n° 80NSSC22K1173). Le PM reconnaît le soutien financier du programme de recherche et d'innovation Horizon 2020 de l'Union européenne dans le cadre de la convention de subvention no. 870377 (projet NEO-MAPP), le CNRS à travers les programmes interdisciplinaires MITI, le CNES et l'ESA. FF reconnaît le financement du Fonds national suisse de la recherche scientifique (FNS) Subvention Ambizione no. 193346. JO a été financé par la subvention no. PID2021-125883NB-C22 par le Ministère espagnol des sciences et de l'innovation/Agence nationale de la recherche MCIN/AEI/10.13039/501100011033 et par le Fonds européen de développement régional "A way of making Europe". GT reconnaît le soutien financier du projet FCE-1-2019-1-156451 de l'Agencia Nacional de Investigación e Innovación ANII (Uruguay). T. Kohout est soutenu par le projet 335595 de l'Académie de Finlande et par le soutien institutionnel RVO 67985831 de l'Institut de géologie de l'Académie tchèque des sciences. FM reconnaît le soutien financier des subventions CEX2021-001131-S financées par MCIN/AEI/10.13039/501100011033 et PID2021-123370OB-I00. La recherche de MG est soutenue, en partie, par la subvention 345115 de l'Académie de Finlande. JMT-R. reconnaît le soutien financier du projet PID2021-128062NB-I00 financé par l'espagnol MCIN/AEI/10.13039/501100011033. Nous remercions J. DePasquale (STScI) pour avoir généré l'animation incluse dans la vidéo supplémentaire 1.

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Josep M. Trigo-Rodríguez

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J.-YL est le chercheur principal du programme HST (GO-16674), avec les co-chercheurs MMK, CAT, ASR, S. Chesley, LK, AFC, EGF, pour observer les éjecta DART. J.-YL dirige l'effort d'élaboration de cet article. MH, TLF et MMK ont contribué aux mesures et à la modélisation du cône d'éjecta et à l'autre étude de l'évolution des éjectas. GT a contribué à l'obtention et à l'analyse des données photométriques, à l'analyse de la formation de la queue et à la comparaison avec les astéroïdes actifs. FM, ACB, BM, CO et J.-BV ont contribué à l'étude de la formation de la queue. S. Chesley a contribué à l'étude photométrique des éjectas. JMS, SDR, MJ, CME et AMS ont contribué à la compréhension des caractéristiques des éjectas liées à l'impact. LD et AV ont pris en charge la planification, l'examen et les tests de la séquence d'observation. FF, SLI, AR, DJS et SS ont contribué à la modélisation dynamique de l'éjecta. RL, DAG et TJS ont soutenu la dérivation de la distribution de la taille de la poussière à partir des propriétés de diffusion de la lumière de la poussière. L'AFC et l'ASR sont les chefs de file de l'équipe d'enquête DART. NLC est le responsable de la coordination DART. Le CAT dirige le groupe de travail sur les observations du DART, fournissant un soutien général aux observations. EGF est le chef de file du groupe de travail DART sur les éjectas, fournissant un soutien aux interprétations et à la modélisation des éjectas. Le NAM a soutenu le CAT en fournissant un soutien aux observations générales. SB et MG ont contribué à l'étude granulométrique des éjectas. MTB, GC, S. Cambioni, ED, RTD, EME, IH, MH, PHH, SI, SJ, AL, TL, Z.-YL, PM, RM, JO, MP, CS, JS, PS, SRS, JMT -R., AF, T. Kareta, T. Kohout, AM, LK, FLF, ML et HAW ont fourni des commentaires et des améliorations au document.

Correspondance à Jian-Yang Li.

Les auteurs ne déclarent aucun intérêt concurrent.

Nature remercie Masateru Ishiguro et les autres relecteurs anonymes pour leur contribution à la relecture par les pairs de ce travail.

Note de l'éditeur Springer Nature reste neutre en ce qui concerne les revendications juridictionnelles dans les cartes publiées et les affiliations institutionnelles.

(a) Ejecta Deep Impact environ une heure après l'impact observé par HST13. ( b ) Dimorphos ejecta environ T + 0, 4 h (Fig. 2a). ( c ) Dimorphos ejecta environ T + 5 h (Fig. 2d). (d) Queue de P/2010 A2 observée par HST le 29 janvier 2010 à une distance de 1,09 au4 (image originale NASA, ESA, D. Jewitt (UCLA), source : https://hubblesite.org/contents/ media/images/2010/07/2693-Image.html?news=true, pivoté vers le nord approximatif). ( e ) Queue de dimorphos observée à T + 5, 7 jours (Fig. 4h). Toutes les images sont affichées avec le nord vers le haut et l'est vers la gauche.

(a) Les lignes rouges représentent les trajectoires de huit particules de poussière éjectées à 0,43 m/s, chacune impliquée dans les bords nord ou sud du cône d'éjecta. Les directions initiales sont basées sur la géométrie mesurée du cône (Méthodes). Les trajectoires sont courbées par la gravité de Didymos et Dimorphos. Les lignes bleu foncé courbes sont les emplacements de plusieurs particules éjectées à différentes vitesses dans la même direction que la particule dans chaque courbe rouge correspondante, formant les flux d'éjecta courbes observés. La zone de l'illustration est de 600 km de large. (b) Même illustration que (a) mais avec une échelle plus petite, montrant la courbure la plus remarquable dans les flux d'éjecta près du système binaire. Ces flux capturent un instantané des positions des particules avec des vitesses d'éjection initiales inférieures à <~ 1 m/s.

(a) Profils de luminosité le long de la queue à partir de diverses images. Les lignes en pointillés sont la luminosité de surface moyenne extraite le long de la queue avec une largeur de 40 pixels (1,6 "), décalée verticalement pour plus de clarté. Les lignes pleines correspondent aux modèles de loi de puissance les mieux adaptés. Deux sections sont ajustées séparément pour les profils des images collectés le 2 octobre et après, comme décrit dans le texte. (b) Indice de loi de puissance le mieux adapté pour la distribution différentielle de taille (dSFD) des particules de poussière d'éjecta par rapport à βsrp sur l'axe inférieur et le rayon de particule correspondant (en supposant un densité de 3500 kg/m3) sur l'axe du haut. Les cercles pleins sont dérivés de l'empennage principal, les triangles ouverts de l'empennage secondaire. Les barres d'erreur horizontales représentent la plage de βsrp couverte par le profil d'empennage correspondant. Les couleurs des symboles correspondent à les couleurs des profils dans le panneau (a). Les valeurs de pente de la section externe ont un βsrp supérieur à 1x10−4, et celles de la section interne correspondent à un βsrp compris entre 1x10−4 et 1x10−5. La ligne horizontale pointillée est la moyenne −2,7 pour les sections extérieures, et la zone ombrée en vert représente l'écart type.

( a ) Magnitude totale de Didymos dans des ouvertures de rayon de 10 km, 30 km et 50 km à la distance de Didymos mesurée à partir d'images HST en fonction du temps après l'impact. (b) Magnitude des éjectas par rapport au temps après l'impact. La courbe noire dans les deux panneaux est la magnitude de Didymos basée sur le modèle de fonction de phase IAU HG avec un G = 0,2043, mis à l'échelle pour correspondre à la magnitude observée avant l'impact. L'amplitude des éjectas correspond à la différence entre le flux total observé et le flux de Didymos. L'éjecta est plus brillant que Didymos pendant environ 2,5 jours après l'impact dans l'ouverture de rayon de 10 km.

Les courbes sont extraites de l'image pré-impact (−0,1 j) et des trois dernières images (+11,9 j, +14,9 j et +18,5 j). Les profils PSF élargis des images tardives suggèrent une source légèrement étendue due à la poussière d'éjecta proche de l'astéroïde. 1 pixel correspond à 0,04" ou 2,1 à 2,3 km à la distance de Didymos dans les trois dernières images.

(a) L'image prise à T + 11,86 jours est affichée en étirement logarithmique de la luminosité. Le nord est en haut et l'est à gauche. Les caractéristiques marquées par "x" sont des artefacts d'un objet d'arrière-plan et d'un coup de rayon cosmique. (b) Même image qu'en (a) mais avec des synchrones correspondant à différentes dates superposées. La direction de la queue principale est cohérente avec la synchrone au moment de l'impact (T+0,0 jours), et la queue secondaire est cohérente avec les synchrones entre T+5,0 et T+7,1 jours.

Les cercles bleus sont mesurés à partir des images empilées des expositions courtes, et les cercles orange sont mesurés à partir des images empilées des expositions longues. Les triangles verts sont les angles de position de la queue secondaire. La ligne pointillée rouge est la direction antisolaire et la ligne continue bleue est l'angle de position des synchrones pour la poussière émise au moment de l'impact. L'orientation de la queue mesurée à partir des expositions courtes pourrait être affectée par la queue secondaire en raison du faible rapport signal/bruit par rapport aux expositions longues.

Animation de la séquence d'images HST de l'évolution des éjectas de Dimorphos. Dans tous les cadres, le nord est vers le haut et l'est vers la gauche, c'est-à-dire la même orientation que toutes les figures de l'article. Toutes les images sont affichées avec la même échelle de luminosité logarithmique.

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Réimpressions et autorisations

Li, JY., Hirabayashi, M., Farnham, TL et al. Ejecta de l'astéroïde actif Dimorphos produit par DART. Nature 616, 452–456 (2023). https://doi.org/10.1038/s41586-023-05811-4

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Reçu : 19 novembre 2022

Accepté : 08 février 2023

Publié: 01 mars 2023

Date d'émission : 20 avril 2023

DOI : https://doi.org/10.1038/s41586-023-05811-4

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