Situé dans la ceinture principale d'astéroïdes, entre les orbites de Mars et de Jupiter, (216) Kleopatra se distingue comme l'un des objets les plus singuliers et les plus étudiés du Système solaire. Découvert le 10 avril 1880 par l'astronome Johann Palisa à l'observatoire naval de Pula 'auj. Croatie), cet astéroïde fut baptisé en hommage à Cléopâtre VII, la dernière reine régnante de l'Égypte ptolémaïque, perpétuant la tradition de nommer les astéroïdes d'après des figures mythologiques ou historiques féminines. Sa classification en tant qu'astéroïde de type M, initialement fondée sur des observations spectroscopiques révélant un albédo modéré et une absence quasi totale de signatures d'absorption caractéristiques des silicates, le rangeait dans la catégorie des corps planétaires soupçonnés d'avoir une composition principalement métallique, possiblement un fragment du noyau d'un planétésimal différencié détruit par une collision cataclysmique. Cette hypothèse en faisait une cible d'intérêt majeur pour la compréhension des processus de différenciation planétaire et de la formation des noyaux planétaires.

L'étude de Kleopatra a connu une révolution au tournant du millénaire grâce aux techniques d'imagerie à haute résolution angulaire et, surtout, aux observations radar. Les échos radar obtenus depuis les radiotélescopes d'Arecibo et de Goldstone à la fin des années 1990 et au début des années 2000 ont dévoilé une morphologie stupéfiante, bien éloignée de la simple sphère irrégulière attendue. Les reconstructions tridimensionnelles ont révélé une forme bilobée, rappelant un os pour chien, constituée de deux masses principales reliées par un cou étroit. Cette configuration est le fruit d'une histoire rotationnelle et collisionnelle complexe. La période de rotation de Kleopatra est d'environ 5,385 heures, une vitesse relativement élevée qui engendre des forces centrifuges importantes au niveau de la région équatoriale. La forme en haltère est interprétée comme le résultat d'un réaccrétionnement de matériaux suite à un impact oblique à faible vélocité entre deux corps, suivi d'une mise en rotation rapide qui a modelé les débris en une structure d'équilibre gravitationnel dominée par la force centrifuge, formant ce que l'on appelle un corps en "empilement de gravats" (rubble pile). La cohésion interne minimale requise pour maintenir l'intégrité de la structure malgré la rotation rapide est un sujet de recherche actif, car un corps purement gravitationnel non cohésif de cette forme se disloquerait. Cela implique l'existence d'une certaine friction interne ou de forces de Van der Waals entre les blocs constitutifs, remettant en question les modèles simplifiés de piles de gravats sans cohésion.

La complexité du système s'est accrue de manière exponentielle en 2008, lorsque des observations menées avec le système d'optique adaptative de l'observatoire Keck II ont permis la découverte de deux lunes en orbite autour de l'astéroïde principal. Nommées formellement Alexhélios (désignation provisoire S/2008 (216) 1) et Cléoséléné (S/2008 (216) 2), en référence aux enfants de Cléopâtre, Alexandre Hélios et Cléopâtre Séléné, ces satellites sont de taille modeste. Leurs orbites, situées à environ 680 km et 500 km du corps primaire, sont quasi-circulaires, progrades et situées approximativement dans le plan équatorial de Kleopatra. Cette caractéristique est fondamentale, car elle a permis aux dynamiciens de calculer avec une précision inédite la masse et la densité globale du système, en appliquant les lois de Kepler à la trajectoire des lunes. Ce calcul a apporté une correction significative aux estimations antérieures, produisant une valeur de densité apparente de l'ordre de 3,4 à 4,5 g/cm³. 

Cette densité, bien que supérieure à celle de la plupart des astéroïdes rocheux, est étonnamment faible pour un corps supposé exclusivement métallique (une masse solide de fer-nickel aurait une densité proche de 8 g/cm³). Cette incohérence a conduit à une révision majeure du paradigme de la composition interne de Kleopatra. L'hypothèse dominante actuelle est que Kleopatra n'est pas un fragment de noyau métallique dense, mais plutôt un agglomérat de matériaux, un rubble pile d'une porosité extrêmement élevée, comprise entre 30% et 60% de son volume. Sa composition serait un mélange substantiel de métal et de silicates, la composante métallique pouvant se présenter sous forme de grains ou de fragments dispersés dans une matrice moins dense, ce qui expliquerait à la fois sa signature spectrale de type M et sa faible densité globale.
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Les échos radar de Kleopatra suivant différents angles. 
(Source : Nasa Planetary Photojournal)+ fausses textures.

Cette réinterprétation compositionnelle est soutenue par des observations spectroscopiques plus fines. Si le spectre de Kleopatra est majoritairement dépourvu de caractéristiques, des études à haut rapport signal-sur-bruit dans l'infrarouge proche ont détecté des absorptions subtiles, notamment vers 3 micromètres, suggérant la présence de phases minérales hydratées ou oxydées en surface. Par ailleurs, les mesures de l'albédo radar, qui est remarquablement élevé, confirment une abondance métallique significative en surface, mais la densité globale exclut une composition monolithique de fer-nickel. Le scénario le plus plausible fait de Kleopatra le produit non pas de la destruction du noyau d'un gros astéroïde, mais d'un impact majeur ayant fragmenté un corps parent partiellement différencié, mélangeant des matériaux du manteau rocheux et du noyau métallique avant leur réaccrétion en un corps poreux sous l'effet de la gravitation et d'une rotation rapide.

Les études photométriques et les observations par occultation stellaire continuent d'affiner notre connaissance de sa forme tridimensionnelle exacte et de ses dimensions. Les modèles les plus récents, alimentés par des courbes de lumière, des images radar, des données d'optique adaptative et des occultations d'étoiles chronométrées depuis différents points sur Terre, décrivent un corps aux contours lobés d'une longueur maximale d'environ 276 km sur son axe le plus long, pour une largeur d'environ 94 km et une épaisseur de 78 km. La géométrie précise du "cou" et la topographie locale des deux lobes, qui semblent présenter des facettes et des zones déprimées, sont scrutées pour comprendre le processus d'accrétion. Le calcul de la cohésion matérielle nécessaire pour contrecarrer les forces de marée centrifuges au niveau du col, estimée à quelques dizaines de pascals, comparable à celle d'un sable faiblement humide, impose des contraintes fortes sur la microphysique des milieux granulaires en apesanteur et sur l'histoire thermique et collisionnelle de l'astéroïde.

La dynamique orbitale des deux lunes fournit un autre laboratoire de physique. Leurs périodes orbitales sont d'environ 2,3 jours pour Cléoséléné (la plus interne) et 3,1 jours pour Alexhélios. L'étude de leurs perturbations mutuelles, bien que minimes, et l'influence du champ gravitationnel non sphérique du corps primaire bilobé, offrent des informations sur la répartition des masses à l'intérieur de Kleopatra. Un champ gravitationnel aussi irrégulier génère des précessions orbitables et peut, sur des échelles de temps géologiques, conduire à une évolution chaotique des inclinaisons et des excentricités des satellites. L'origine de ces petites lunes est probablement liée à l'impact qui a créé la forme bilobée elle-même, éjectant une partie des débris qui se sont ensuite agrégés en orbite, ou bien elles pourraient être des fragments arrachés au corps principal par la rotation rapide. Leur existence même constitue un indice précieux sur la mécanique des impacts à grande échelle dans la ceinture principale.

En tant que relique tangible des premiers millions d'années du Système solaire, l'étude de Kleopatra porte sur les processus de formation planétaire qui n'ont pas abouti. Sa nature de mélange métallo-siliceux poreux en fait un analogue potentiel, quoique de taille bien inférieure, des noyaux de planétésimaux qui, par accrétion mutuelle, ont bâti les planètes telluriques. Les futures missions spatiales pourraient envisager de visiter un tel système multiple, mais en l'absence de survol rapproché, chaque progrès dans notre compréhension de (216) Kleopatra et de ses lunes provient de la combinaison synergique de techniques observationnelles de pointe depuis la Terre, couplant optique adaptative, interférométrie radar, photométrie de précision, spectroscopie et modélisation dynamique.