Les comètes : état des connaissances après la mission Deep Impact (juillet 2005) et avant le premier retour d'échantillons de Stardust (prévu pour janvier 2006)

Pierre Thomas

ENS Lyon

Florence Kalfoun

ENS Lyon / DGESCO

12/01/2006

Résumé

Les comètes : histoire orbitale, origine, composition. Apports des missions spatiales ( Giotto , Soho , Deep Impact , Stardust ) à leur connaissance.


Le 15 janvier 2006, si tout va bien, la sonde de la NASA Stardust va ramener sur Terre des échantillons de poussières cométaires prélevées en janvier 2004 au voisinage de la comète Wild 2 . Avant ce retour prévu, il y a eu le survol et l'impact réussi de la comète Temple 1 le 4 juillet 2005 par la sonde Deep Impact .

Il est temps de faire rapidement le point sur ce qu'on sait (et ne sait pas) des comètes en ce début janvier 2006 pour pouvoir comprendre et apprécier les résultats de ce premier retour d'échantillons cométaires, si ce retour réussit.

Les comètes avant l'exploration spatiale

Historique

Une comète, c'est un astre vagabond , comprenant un noyau de quelques kilomètres de diamètre, une " chevelure " (ou coma), enveloppe sphérique essentiellement gazeuse de quelques dizaines à centaines de milliers de kilomètres de diamètre enveloppant le noyau, le tout suivi d'une longue queue , de plusieurs dizaines de millions de kilomètres de long.

Apparaissant de façon aléatoire dans le ciel, y restant de quelques jours à quelques mois, puis disparaissant, elles ont de tout temps frappé l'imagination. Par exemple, une comète (celle de Halley ) est d'ailleurs représentée sur la célèbre tapisserie de Bayeux ; Giotto en a représenté une ( Halley ?) sur une fresque dans la chapelle Scrovegni à Padoue (Italie), considérant que l'étoile des rois mages était une comète.


La figure 2 montrent des photographies des deux plus belles comètes visibles à l'œil nu depuis l'hémisphère Nord pendant ces 10 dernières années : la comète Hyakutake qui a été visible à l'œil nu pendant une semaine en février 1996, et la comète Hale Bopp qui est restée visible plusieurs mois dans le ciel du printemps1997.

Figure 2. La comète Hyakutake en 1996 (à gauche) et la comète Hale Bopp en 1997 (à droite)

Sur la photographie de Hale Bopp , on devine bien la double queue : (1) une queue longue, rectiligne, bleutée mais peu lumineuse, la queue formée de gaz ionisés, et (2) une queue plus courte, légèrement courbe, blanche et plus lumineuse, la queue de poussières.


Il ne faut pas confondre comète et étoile filante . Les comètes semblent fixes dans le ciel quand on les observe quelques heures. Leur déplacement sur fond d'étoile ne se remarque que d'un jour sur l'autre, comme le déplacement de la lune ou de Vénus. Les étoiles filantes sont par contre de brèves traînées lumineuses (quelques secondes au maximum) se déplaçant très vite dans le ciel, et dues au passage et à la combustion d' une micro-météorite dans la haute atmosphère.

C'est Halley, au 18ème siècle, qui a compris que les comètes étaient en orbite autour du Soleil, mais avec des orbites très elliptiques. Les comètes dont la période de révolution est courte (inférieure à quelques centaines d'années) ont déjà été observées plusieurs fois par les astronomes. On les nomme comètes "périodiques". Celles dont la période de révolution est plus grande n'ont été observées qu'une fois, et sont dites (à tort) non périodiques. La figure 3 montre la trajectoire de la comète de Halley, dont la périodicité est de 76 ans (prochain passage en 2062).

Dès la fin du 18ème siècle, les astronomes ont observé que la queue des comètes était double (cf figure 2) et n'était pas disposée dans le sens du mouvement contrairement à ce que beaucoup imaginent, mais toujours dirigée à l'opposé du Soleil.

Figure 3. Orbite de la comète de Halley


Figure 4. Position de la queue d'une comète par rapport au Soleil

La queue est en fait double, avec une queue de poussières et une queue de gaz ionisés.Agrandir l'image


L'étude des comètes au 20ème siècle

L'histoire "orbitale" des comètes est assez complexe. Elle a été calculée et modélisée pour la première fois par Oort, et confirmée-affinée depuis. Cette histoire orbitale peut comprendre jusqu'à 4 étapes.

  • 1ère étape . Lors de la formation du système solaire, de très nombreux planétésimaux (corps de quelques kilomètres de diamètre) glacés orbitaient autour du soleil entre les actuelles orbites de Jupiter et de Neptune. Une grande partie d'entre eux s'est accrétée, et a formé les noyaux des planètes géantes et leurs satellites.
  • 2ème étape . Ceux qui n'avaient pas été accrétés ont été "expulsés" par l'action gravitaire des planètes géantes nouvellement formées, pour former soit la ceinture de Kuiper, soit le nuage de Oort (voir figure 2 de l'article sur ub313). Les blocs de glaces constituant le nuage de Oort ont une orbite très elliptique, avec leur périhélie (point le plus près du soleil) entre 15 et 30 u.a. (unités astronomiques) et leur aphélie (point le plus éloigné du soleil) entre 10.000 et 50.000 u.a. . Jamais assez proches du Soleil pour se sublimer et posséder une queue, ces objets de Oort sont quasiment "invisibles". Du fait des lois de Kepler, ces blocs de glaces passent la très grande majorité de leur temps beaucoup plus loin que 1000 u.a. du Soleil.
  • 3ème étape . L'aphélie des objets de Oort (50 000 u.a). est une distance du soleil à peine moins grande que la distance moyenne entre 2 étoiles de la galaxie (actuellement, l'étoile la plus proche du soleil est à 250.000 u.a.). Si une étoile au cours de sa route autour du centre de la galaxie passe dans ces parages par rapport au soleil, elle peut déstabiliser l'orbite de certains de ces objets de Oort, qui acquièrent alors une orbite différente : ils gardent la même aphélie (10.000 à 50.000 u.a.) mais changent de périhélie qui devient inférieur à 5 u.a. Passant alors près du soleil une fois par orbite (tous les quelques milliers d'années), l'objet de Oort devient une comète, que l'on appelle (à tort) non périodique, car sa périodicité est plus longue que la durée des chroniques astronomiques. Il se peut même que la comète passe suffisamment près du soleil pour être détruite, voire rentre même en collision avec lui. D'autres acquièrent des orbites paraboliques ou hyperboliques et quittent pour toujours le système solaire.
  • 4ème étape . Si au cours de son trajet au voisinage du soleil cette comète passe près des énormes masses que représentent Jupiter ou Saturne, l'orbite peut encore être modifiée, avec un aphélie très rapproché (entre 10 et 100 u.a.). La comète a alors une période orbitale suffisamment courte (de 5 ans à quelques siècles) pour être appelée "comète périodique".

    D'autres comètes peuvent aussi avoir pour origine la ceinture de Kuiper.

    On a aussi compris que les comètes étaient des boules de glace, ou plutôt de "neige sale" pour prendre l'expression popularisée par Fred Whipple (1906-2004), neige sale qui se sublimait quand la comète passait près du soleil. Les comètes perdaient alors de la vapeur d'H2O, d'autres composés sous forme vapeur et des composés solides (poussières) entraînés par les jets de gaz. Alors, les photons et le vent solaires déviaient gaz et poussières dans la direction opposés au soleil (fig 5)

Figure 5. Formation de la queue d'une comète


Les dégagements gazeux sont parfois irréguliers quand la comète passe près du Soleil, avec parfois de véritables "éruptions". Les figures 6 et 7 montrent le déroulement de deux éruptions de la comète Temple 1 .

Les analyses spectrales (longueurs d'onde allant de la gamme du dixième de micromètre à celle du centimètre) ont permis d'établir une liste de composés gazeux dans la chevelure et la queue des comètes, ainsi que de rares composés solides. L'eau constitue 60 à 80 % de la matière volatile de la plupart des comètes. D'autres glaces fréquentes se subliment : ce sont celles de monoxyde de carbone (CO), de dioxyde de carbone (CO2), de méthane (CH4), d'ammoniac (NH3) et de formaldéhyde (H2CO). En 1997, une comète très brillante (Hale Bopp) a permis les analyses les plus poussées depuis la Terre. Voici la liste des molécules qui ont été détectées dans cette comète, certaines pour la première fois, comme le dioxyde de soufre (SO2), l'acide formique (HCOOH) ou l'acide cyanhydrique deutéré (DCN) (source : ESO Comet Hale-Bopp Update, May 16,1997).

  • H2O, OH, H2O+, H3O+,
  • CO, CO2, CO+, HCO+,
  • H2S, SO, SO2, H2CS, OCS, CS,
  • CH3OH, H2CO, HCOOH, CH3OCHO,
  • HCN, CH3CN, HNC, HC3N, HNCO, CN, NH3, NH2, NH2CHO, NH,
  • CH4, C2H2, C2H6, CH+, C3, C2,
  • He, Na, K, O+,
  • Mg2SiO4 (olivine magnésienne)
  • ainsi que les variétés isotopiques suivantes : HDO, DCN, H13CN, HC15N, C34S

Quelle est l'origine de la glace d'eau et de la matière organique des comètes ?

L'univers dans son ensemble (et la nébuleuse pré-solaire en particulier) a la composition chimique suivante donnée pour 1 million d'atomes de l'univers.

Mis à part l'hélium et le néon, gaz inertes sans aucune affinité chimique, ces composés réagissent entre eux pour former des molécules hétéro-atomiques, molécules diluées dans une grande quantité des gaz dominants (H2 et He). L'oxygène se combine aux Mg, Si et Fe pour donner des silicates [(Mg,Fe)SiO3 et (Mg, Fe)2 SiO4 = pyroxène et olivine] mais surtout à l'hydrogène pour donner H2O, H2O qui est la 2eme molécule poly-atomique la plus abondante de l'univers après H2. Le carbone qui nous intéresse particulièrement se combine principalement à l'hydrogène pour donner CH4, et un peu à l'Oxygène et à l'Azote pour donner CO et CNH. L'azote se combine principalement avec l'Hydrogène pour donner NH3, mais donne aussi un peu de CNH et d'N2. Ces composés carbonés et azotés peuvent réagir entre eux, sous l'action des photons U.V. et du rayonnement cosmique pour donner des molécules organiques de plus en plus lourdes et complexes.

Au delà de 5 u.a., dans la nébuleuse primitive, beaucoup de ces composés étaient solides du fait de la pression non nulle et de la température très faible. Ces composés formaient des grains de poussières et de givre. En proportion, ces poussières givrées comportaient approximativement : 1 à 2% de silicates, 3 à 5% de composés azotés (hydrates d'ammoniac, ammoniac et autres composés azotés), 10 à 15% d'hydrate de méthane, glace de méthane et autres composés carbonés, et autour de 80% de glace d'eau. C'est l'accrétion de ces poussières, principalement glacées, mais aussi carbonées, silicatées… qui a donné les futures comètes.

Connaître la liste, la composition précise et les proportions des molécules et substances, notamment carbonées, des comètes est un des enjeux majeurs de l'exploration spatiale. L'ESA (Agence Spatiale Européenne) a d'ailleurs lancé en mars 2004 la sonde Rosetta vers la comète Churyumov-Gerasimenko , qu'elle atteindra en mai 2014, et sur laquelle se posera un atterrisseur-analyseur quelques mois plus tard si tout fonctionne comme prévu. En attendant 2014 et l'exploration de Churyumov-Gerasimenko , et en attendant aussi, dans les mois qui viennent, les résultats de l'analyse des poussières de Wild 2 , que peut-on dire des résultats actuels de l'exploration spatiale des comètes ?

Les comètes et l'exploration spatiale

L'apport de Soho

C'est le satellite ESA-NASA Soho, dont le but principal est l'étude du Soleil, qui est le plus grand découvreur récent de comètes. Très souvent en effet, il "met un cache" (un coronographe) pour masquer le Soleil et en étudier la couronne. Il découvre alors souvent une comète très près du Soleil, trop peu lumineuse pour avoir été vue avant d'être aussi près du Soleil, et noyée dans la lumière de ce dernier (donc invisible depuis la Terre par des moyens "conventionnels") quand sa sublimation intense l'a rendue très lumineuse.

Figure 8. Deux comètes découvertes par Soho

Le disque rouge représente le masque qui cache le Soleil, dont la position est figurée par un cercle blanc. On voit très bien la structure complexe de la couronne solaire. Sur chacune de ces deux images, une comète est visible en bas de l'image.


Quatre noyaux cométaires ont déjà été survolés "de près" depuis 1986.

Giotto et la comète de Halley

Le premier noyau cométaire survolé l'a été par la sonde européenne Giotto en 1986, il s'agissait de la célèbre comète de Halley. Outre la prise d'images, la sonde a traversé les jets de gaz et poussières de la chevelure et à pu les analyser in situ .

Figure 9. Le noyau de la comète de Halley (15 km de long)


Deux résultats majeurs principaux entièrement nouveaux ont été tirés de cette mission :

  1. Le noyau de cette comète est plus noir que n'importe quel silicate et est vraisemblablement complètement recouvert de matière organique type hydrocarbures lourds ou "suie" . Très probablement les glaces de composés organiques de petit poids moléculaire sont photolysés et recombinés en macromolécule réfractaire très riche en carbone. La sublimation des glaces laisserait donc en surface ce résidu carboné.
  2. Les poussières cométaires ont pu être analysées, mais seulement pour ce qui est de leur constitution élémentaire, et non moléculaire. En effet, la vitesse relative de la sonde et de la comète était de 70 km/s. En arrivant sur le détecteur-analyseur, les poussières étaient, comme prévu, vaporisées par l'énergie de l'impact, les molécules détruites, et seuls la composition atomique (et isotopique) a pu être déterminée avec un spectromètre de masse embarqué. Deux types extrêmes de poussières ont été analysées, avec bien sûr tous les intermédiaires : des poussières silicatées (type 1), et des poussières organiques (type 2), principalement composées de C, H, O et N. Ces poussières organiques, solides dans le vide spatial et à une température (au soleil) voisine de 100°C devaient être composées de macro-molécules et autres gros polymères pour être sous forme de solides et non pas de gaz sous ces conditions.

Mais quelles sont ces macro-molécules organiques?

Figure 10. Analyse élémentaire des poussières organiques de la comète de Halley

Ces poussières sont composées de macromolécules organiques faites principalement de C,H,O et N.


Les comètes Borrely et Wild 2

La deuxième comète survolée, la comète Borrely, l'a été d'assez loin en septembre 2001 par la mission Deep Space 1, mission alors en route vers l'astéroïde Eros.

Figure 11. Le noyau de la comète Borrelly (8 km de long)

La photographie de droite a été volontairement surexposée, ce qui permet de voir les jets de gaz et de poussières émis par la comète.


Le 3ème noyau survolé a été celui la comète Wild 2 , survolé et "échantillonné" par Stardust en janvier 2004. On a alors obtenu les meilleures images d'un noyau cométaire, avant le survol de Temple 1 par la mission Deep Impact en juillet 2005. Ce sont des échantillons de poussières récoltées dans la chevelure de cette comète Wild 2 que Stardust doit ramener sur Terre en janvier 2006.

La figure 12 montre cinq vues d'ensemble de ce noyau cométaire, ce qui permet d'en voir la forme et la rotation, et une sixième, surexposée, pour en montrer les jets. La figure 13 montre une vue détaillée de ce noyau ainsi que sa carte.

Figure 12. Cinq vues d'ensemble du noyau de Wild 2, ce qui en montre la rotation, et une sixième, surexposée pour en montrer les jets

Le noyau fait approximativement 5 km de diamètre. En agrandissant le cliché f, on voit que les jets sortent de cratères.

Zoom sur les vues a, b, c, d, e, f


Figure 13. Vue détaillée et carte correspondante de Wild 2

Le noyau de Wild 2 mesure 5 km de diamètre.


La figure 14 permet de comparer la surface de la comète Wild 2 et celle de deux astéroïdes (Ida et Dactyl). Ce sont trois images de trois surfaces à la même échelle: la surface de Wild 2, une région de la même taille sur Ida, et la surface de Dactyl. La différence de morphologie saute aux yeux : les cratères de Wild 2 ne ressemblent pas aux cratères de météorites que l'on trouve sur ces astéroïdes. Ce serait plutôt des cratères dus au dégazage de la comète. On devine d'ailleurs très bien sur le cliché (f) agrandi de la figure 12 que certains jets sortent de cratères, en particuliers les cratères Walker et Mayo.


La figure 15 montre des détails agrandis au maximum des bords de ce noyau. Ces bords sont parfois accidentés de tourelles et de pinacles de plus de 100 mètres de haut. Restes de sublimation irrégulière ?

Cette morphologie en pinacle n'est pas sans rappeler ce que l'on observe sur les glaciers équatoriaux de haute altitude comme sur le Kilimandjaro ou le Chimborazo, où la sublimation de la glace exposée au rayonnement solaire très intense dans un air très froid et très sec donne ces tourelles et pinacles de glace, appelés "pénitents".

Figure 15. Détails agrandis des bords du noyau de la comète Wild 2

Ces bords sont parfois accidentés de tourelles et de pinacles de plus de 100 m de haut.

Zoom des vues a, b, c


Figure 16. Les pénitents du Kilimandjaro


La comète Wild 2 est la moins sombre des quatre comètes dont on connaît le noyau (moins de sublimation et de résidu organique ?). C'est également la plus découpée, suggérant une glace vive qui se sublime, sans être recouverte de cette couche organique qui recouvre Halley. Tout ceci indiquerait que Wild 2 ne s'est que peu sublimé, sans doute car il n'y a pas très longtemps qu'elle passe près du Soleil. Ce serait donc une comète "primitive", peu évoluée. Mais pourvu que les poussières organiques soient suffisamment abondantes pour avoir été collectées lors du survol de janvier 2004 ?

Deep Impact et la comète Temple 1

Le dernier survol d'un noyau cométaire, celui de la comète Temple 1, a eu lieu le 4 juillet 2005 par la sonde Deep Impact. Cette sonde, non seulement a survolé le noyau, mais l'a "bombardé" avec un "projectile" (équipé d'une camera) de 300 kg pour observer les résultats de l'impact.

La figure 17 montre la comète Temple 1 vue de la Terre et la figure 18 montre l'orbite de cette comète.

Avant d'arriver près de la comète, Deep impact a braqué ses spectromètre IR et découvre quelques raies spectrales, pas très nettes, principalement H2O, CO2 et CO


Les figures 20 à 24 montrent des vues de plus en plus rapprochées de la comète. Le noyau mesure environ 5 km dans sa plus grande dimension Le "x" noir correspond à la position approximative de l'impact. Les vues les plus rapprochées ont été prises par le "projectile" juste avant la collision. La surface de la comète s'avère être très variée, avec une surface "normale" montrant des cratères et des reliefs, et des surfaces parfaitement lisses, comme on n'en avait jamais vu sur un noyau cométaire. Une telle variété n'a pas pour l'instant d'explication.

Figure 20. Temple 1, 6 min avant l'impact


Figure 21. Temple 1, 5 min avant l'impact


Figure 22. Temple 1, 90 s avant l'impact


Figure 23. Temple 1, 60 s avant l'impact


Figure 24. Temple 1, 20 s avant l'impact


La NASA a publié la vidéo de cette descente vers Temple 1.

Le crash a été suivi par tout une batterie de télescopes terrestres et par le télescope spatial Hubble. Le crash a bien sûr été suivi par la sonde Deep Impact elle-même, après qu'elle a eu largué son "projectile".


La figure 26 montre une des plus belles images de la lueur dégagée par l'impact. Cette lumière correspond en fait à la réflexion et à la diffusion de la lumière solaire sur le nuage de poussières et de gaz soulevé par l'impact.


La figure 27 montre une séquence de 8 images de l'impact et des moments qui ont suivi. Les images ont été prises toutes les 40 secondes.


Quels sont les premiers résultats de cet impact et de l'analyse des spectres, depuis la Terre ou depuis la sonde ?

Le dégagement de poussières par l'impact ainsi que la forte diffusion de la lumière solaire que cela a occasionnés, associés au très rapide éloignement de la sonde, a empêché qu'on puisse voir et étudier le cratère formé par le choc. Dommage. L'estimation de la taille du cratère ainsi engendré va de 10 à 100 mètres de diamètre.

Avec le télescope IR Spitzer (en orbite autour de la Terre), la NASA a identifié des raies spectrales correspondant à au moins 8 composés présents dans le nuage post-impact, deux composés gazeux (H2O et CO2 gazeux), et six composés solides : des silicates, genre olivine ou pyroxène, des silicates hydratés genre argiles ou serpentine, du spinelle, un composé contenant du fer, des carbonates, des hydrocarbures aromatiques polycycliques . (voir la page du site de la NASA)

Depuis leurs observatoires de l'hémisphère Sud, les astronomes européens de l'ESO ont pu déterminer que le rapport poussière/vapeur d'eau dans le nuage dégagé par l'impact était plus élevé que prévu. L'impact a émis environ la même quantité de vapeur (d'eau et autres composés) que de poussières solides : environ 4500 tonnes de chaque. Temple 1 est une comète très poussiéreuse ; c'est plus une boule de poussières glacées qu'une boule de neige sale . (voir la page du site de Nature)

Enfin, les spectres IR de Deep Impact ont révélé une très grande abondance de composés comprenant la liaison C-H (hydrocarbures), beaucoup plus qu'attendu.

Figure 28. Les spectres IR de l'impact sur Temple 1

L a courbe verte représente les spectres infra-rouge du panache de gaz obtenu par la sonde Deep Impact 0,6 seconde après l'impact. La courbe rouge représente le spectre obtenu 0,1 seconde avant l'impact. La courbe bleue représente la modélisation des raies d'H2O et CO2 qui "collent" le plus à ce qu'on observe. La modélisation qui correspond le mieux la réalité observée est celle obtenue en mélangeant les spectres de l'H2O et du CO2 à 1100°C avec l'émission thermique d'un corps noir. L'impact a donc violemment surchauffé la vapeur issue de la sublimation de la glace d'H2O et de CO2. Une très forte raie autour de 3,3 micromètres indique la présence en abondance d'un (ou plusieurs) composé(s) très riche(s) en liaisons C-H.


Le retour sur Terre de la mission Stardust, prévu pour le 15 janvier 2006

Le 15 janvier 2006, si tout va bien, la sonde Stardust va ramener sur Terre des échantillons de poussières cométaires prélevées en janvier 2004 dans la chevelure de la comète Temple 1.

Figure 29. Trajectoire de la sonde Sartdust avec ses trois rotations autour du Soleil (rouge, vert, bleu) et les orbites de la Terre et de la comète Wild 2 (en gris)

Le point de rencontre avec la comète est figuré par un carré jaune. Les parties épaissies des trajectoires rouge et bleue (A et B) correspondent aux sites de prélèvement des particules interstellaires.


Cette sonde a quitté la Terre le 7 février 1999. Elle a effectué trois orbites autour du soleil, a traversé le 2 janvier 2004 la chevelure de la comète Wild 2, près de son noyau, et devrait revenir sur Terre le 15 janvier 2006.

Pendant le survol du noyau et la traversée du nuage de gaz et poussières, Stardust a sorti une sorte de raquette compartimentée, avec des compartiments remplis d'un aérogel siliceux dans lequel, espère t-on, se sont piégés des grains de poussières.

Figure 33. Morceau d'aérogel destiné à la capture de poussières

Il s'agit d'un gel de silice constitué à 99,8% de vide, d'une densité 1000 fois inférieure à celle du verre.


Lors du survol de janvier 2004, la vitesse relative entre la sonde et la comète était faible, beaucoup plus que dans le cas de la rencontre Halley-Giotto. Et contrairement à cette première mission, les grains de poussières cométaires ont dû s'engluer dans l'aérogel sans être détruits ni chauffés. D'autres compartiments d'aérogel ont également été sortis au printemps 2000 et automne 2002 pour capturer des particules interstellaires, qui seront elles aussi analysées sur Terre.

L'intérêt d'analyser sur Terre, au laboratoire, les quelques micro-grammes de poussières cométaires est énorme. Un des intérêts principaux concerne la matière organique. On connaît une liste de petites molécules organiques gazeuses dans la queue. On sait qu'outre ces molécules gazeuses, il y a des poussières solides, composées de macromolécules organiques, principalement composées de C, H, O et N. Que sont ces macromolécules organiques ? Y a-t-il des molécules voisines des composés pré-biotiques ?

Espérons que le retour se passera bien, et attendons les premiers résultats, qui seront sans doute plus longs à venir que de simples images ou spectres. Il s'agira là en effet d'analyser quelques précieux micro-grains de poussière, avec toute la panoplie instrumentale possible et toutes les précautions pour empêcher quelque contamination que ce soit.