IBTS-77-RP-1000
Définition d’une comète
L’Union Astronomique Internationale (UAI) définit les petits corps du système solaire comme des objets qui orbitent autour du Soleil – autres que des planètes, planètes naines, et satellite – dont la masse n’est pas suffisante pour les avoir amenés à présenter une forme sphérique ou presque sphérique et qui n’ont pas fait le vide dans leur voisinage.
Les comètes sont donc considérées comme des petits corps du système solaire. Ce sont des petits corps glacés de quelques kilomètres de diamètre constitués d’un mélange de poussières et de glaces dominées par l’eau. Lorsqu’une comète se rapproche du Soleil, celle-ci voit sa température de surface augmenter, et devient active. Les glaces qui la constituent se subliment, entrainant ainsi des particules de poussières. C’est ainsi que se forment la chevelure cométaire (coma) et les queues d’ions et de poussières.
Ces objets se distinguent des astéroïdes de par leur composition, et de leur activité. En effet, les astéroïdes sont également des petits corps du système solaire de quelques mètres à plusieurs kilomètres de diamètre. Cependant, lorsqu’ils s’approchent du Soleil, les astéroïdes ne présentent aucune activité. Certains astéroïdes seraient des comètes dites « éteintes ».
Différentes familles de comètes
Tous ces paramètres permettent de regrouper les comètes dans des familles bien distinctes. Dans un premier temps, il est possible de différencier les comètes qui reviennent au moins une fois au voisinage du Soleil des comètes à apparition unique.
Les comètes observables plus d’une fois, c’est-à-dire les comètes périodiques, ont des orbites elliptiques (0 < e < 1). Parmi celles-ci, on y retrouve les comètes à courte période (soit P < 200 ans), dans lesquelles deux types de familles principales sont notables : les comètes de la famille de Jupiter, et les comètes du type de Halley.
La famille de Jupiter regroupe les comètes qui possèdent des périodes inférieures à 20 ans. Leur trajectoire semble être influencée par Jupiter. Ces comètes suivent des orbites peu inclinées par rapport au plan de l’écliptique (i < 30°), et ne s’éloignent pas plus loin que 7 UA du Soleil.
Les comètes de type Halley décrivent des périodes entre 20 et 200 ans. Leur orbite est plus inclinée, elles peuvent provenir de n’importe quel point de l’espace et leur aphélie se trouve en général au-delà de Neptune. Ainsi, le réservoir de ces comètes serait le Nuage d’Oort. Le nom de cette famille a été donné à partir de la célèbre comète Halley qui orbite autour du Soleil en environ 76 ans.
D’autres familles de comètes sont répertoriées parmi les comètes à courte période, elles sont classées selon leur paramètre de Tisserand et leur demi-grand axe : Comètes de type Encke, TJ > 3 et a < aJ, cela implique que leur orbite se trouve à l’intérieur de Jupiter.
Comètes de la ceinture principale (ou encore « Main Belt Comets »), TJ > 3 et 2 < a < 3,2, famille dans laquelle on retrouve des astéroïdes qui présentent une activité cométaire. Comètes de types Chiron (ou Centaure), TJ > 3 et aJ < a.
Dans la famille des comètes périodiques sont également répertoriées les comètes à plus longue période (soit P > 200 ans). Leur orbite est très excentrique, et elles possèdent un demi-grand axe supérieur à 34,2 UA ainsi qu’une excentricité proche de 1 (0,9 < e < 1). De la même manière que pour la comète de Halley, elles peuvent provenir de n’importe quel point de l’espace, et leur source
correspond au Nuage d’Oort.
Les autres comètes font parties des comètes à apparition unique. Elles présentent des orbites paraboliques (e=1) ou hyperboliques (e > 1). C’est le cas des comètes interstellaires, celles-ci ne sont pas gravitationnellement liées à une étoile, et ne peuvent être détectées que si elles traversent le Système Solaire. A ce jour, uniquement deux objets interstellaires ont été observés, le deuxième étant, la comète 2I/Borisov découverte en Août 2019. Cette comète a fait l’objet d’études à partir de mesures obtenues par l’Atacama Large Millimiter/Submillimiter Array (ALMA) (Cordiner et al., 2020).
La composition des comètes
Les missions spatiales et la télédétection, soutenues par les simulations en laboratoire, représentent donc des moyens d’étudier la composition chimique des comètes, tant la phase gazeuse que la phase particulaire. Ce chapitre propose une synthèse de ce que nous savons désormais de la composition des comètes.
Composition de la phase solide
La composante organique réfractaire des particules cométaires a été mise en évidence pour la première fois dans la comète 1P/Halley par le spectromètre de masse PIA (Dust Mass Spectrometer), à bord de la sonde Giotto. Celui-ci a détecté des éléments tels que l’hydrogène, le carbone, l’azote et l’oxygène (Kissel et al., 1986). Les spectres de masses obtenus pour ces particules de poussières ont permis de différencier 3 types de grains :
Les grains mixtes , composés d’un mélange d’éléments organiques et inorganiques. Le spectre présente des pics pour les composés H (m/z=1), C (m/z=12), O (m/z=16), Na (m/z=23), Mg (m/z=24), Si (m/z=28), S (m/z=32), et Fe (m/z=56). Les signaux observés pour m/z=107 et 109 sont associés à l’argent qui provient de la cible en argent sur laquelle les grains ont impacté.
Les grains organiques , dominés par les 4 éléments organiques C, H, O et N. Les grains silicatés , constitués d’éléments associés à la présence de silicates tels que O, Mg, Si, et Fe.
Composition de la phase gazeuse
A ce jour, un grand nombre de molécules a été détecté dans les atmosphères cométaires. Les abondances des molécules sont généralement données par rapport à celle de l’eau dont la production varie entre 1026 et 1031 molécules par seconde (A’Hearn et al., 2012)(A’Hearn et al., 2012)(A’Hearn et al., 2012)(A’Hearn et al., 2012)(A’Hearn et al., 2012)(A’Hearn et al., 2012)(A’Hearn et al., 2012)(A’Hearn et al., 2012). Il a été montré, par Crovisier et al. (2009) et Ootsubo et al. (2012), que les abondances moléculaires données par rapport à l’eau peuvent varier d’une comète à une autre, et cela souligne leur différents scénarios de formation dans la nébuleuse protosolaire (A’Hearn et al., 1995) (Bockelée-Morvan, 2011) (Mumma and Charnley, 2011). Mais ces abondances sont également variables au sein de l’atmosphère d’une même comète pour des positions orbitales différentes (Bodewits et al., 2014) (Russo et al., 2016). La composition des glaces cométaires est en partie constituée d’eau, soit 80% en nombre, suivi de CO2, mais aussi de CO, CH3OH, CH4, H2S et de NH3 (Bockelée-Morvan and Biver, 2017).
Plus d’une trentaine de molécules ont été détectées dans les atmosphères cométaires grâce à des observations radio (20-600 GHz), ou encore par spectroscopie infrarouge et ultraviolette. La plupart des observations a été réalisée pour des comètes très actives et passant relativement près de la Terre, telles que les comètes C/1995 01 (Hale Bopp) et C/1996 B2 (Hyakutake).
Sources distribuées de formaldéhyde
Le formaldéhyde a été détecté pour la première fois en 1986 dans la comète 1P/Halley à partir du spectromètre infrarouge IKS, à bord de la sonde Vega 1. Suite à ces analyses, Combes et al. (1988) proposent une abondance de 4% par rapport à l’eau, alors que des observations dans le domaine radio ont conduit Snyder et al. (1989) à une abondance de 1.5%.
Les mesures du spectromètre de masse NMS (neutral mass spectrometer), à bord de la sonde Giotto, ont conduit à établir un profil de distribution radiale de H2CO dans la comète 1P/Halley (Meier et al., 1993) (Eberhardt, 1999). un modèle représentant la sublimation directe des glaces du noyau, c’est-à-dire sans source distribuée, ne permet pas de s’ajuster aux observations. Il existerait donc une source distribuée de H2CO. Cette conclusion a été appuyée par des observations effectuées dans le domaine radio dans les comètes C/1990 K1 (Levy), C/1989 X1 (Austin) (Colom et al., 1992) et C/1996 B2 (Hyakutake) (Biver et al., 1999), et par des observations interférométriques dans la comète C/1995 O1 Hale-Bopp ((Bockelée-Morvan et al., 2000; Wink et al., 1997) (Milam et al., 2006). Les observations de la comète de C/1995 O1 Hale-Bopp ont
permis d’obtenir un taux de production en fonction de la distance héliocentrique. L’évolution héliocentrique des taux étant très rapide, il a été suggéré qu’une partie du H2CO proviendrait d’une source distribuée (Biver et al., 2002; Bockelée-Morvan and Rickman, 1997). Il a été proposé que le méthanol soit le précurseur du H2CO distribué dans les comètes, mais dans le cas de la comète 1P/Halley, l’ajustement des observations nécessiterait une abondance de 16% du méthanol par rapport à l’eau (Cottin et al., 2004), alors celui-ci n’est produit qu’à un niveau de l’ordre de quelques pourcents dans les comètes (Bockelée-Morvan et al., 2004). De plus le H2CO n’est pas le principal produit de la photodissociation du méthanol (Bockelée-Morvan et al., 1994), et donc des molécules comme CO, H2O, CH3O, devraient aussi présenter une source distribuée. Le H2CO pouvant se polymériser en une longue chaîne linéaire (-CH2O-n), appelée le polyoxyméthylène (POM), il a été proposé que celui-ci soit un bon candidat aux sources distribuées de H2CO (Boice et al., 1990; Boice et al., 1989) (Meier et al., 1993) (Eberhardt, 1999).
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Table des matières
Chapitre 1 : Les comètes
1. Généralités sur les comètes
1.1. Historique des comètes
1.2. Définition et classification
1.2.1. Définition d’une comète
1.2.2. Nomenclature
1.2.3. Orbites cométaires
1.2.4. Réservoirs cométaires
1.2.5. Différentes familles de comètes
1.3. Structure d’une comète
1.3.1. Noyau
1.3.2. Coma
1.3.3. La queue d’ions, la queue de poussières et le nuage d’hydrogène
1.4. Intérêt des études cométaires
1.4.1. La formation des comètes
1.4.2. Intérêt planétologique et exobiologique
2. Outils d’étude de la composition des comètes
2.1. Moyens d’étude
2.1.1. Observation à distance
2.1.1.1. Observation de la phase gazeuse
2.1.1.2. La coma de poussières
2.1.2. Missions spatiales
2.1.2.1. Mission Giotto vers la comète 1P/Halley
2.1.2.2. Mission Giotto vers 26P/Grigg-Skjellerup
2.1.2.3. Mission Deep Space 1 vers la comète 19P/Borrelly
2.1.2.4. Missions Deep Impact et Stardust-NeXT vers la comète 9P/Tempel 1
2.1.2.5. Mission EPOXI vers la comète 103P/Hartley 2
2.1.2.6. Mission ROSETTA vers la comète 67P/Churyumov-Gerasimenko
2.1.3. Retour d’échantillon : Stardust et la comète 81P/Wild 2
2.1.4. Particules de poussières interplanétaires, et micrométéorites
2.1.5. Simulation en laboratoire
2.2. La composition des comètes
2.2.1. Composition de la phase solide
2.2.2. Composition de la phase gazeuse
2.2.3. Rapport D/H
3. Source distribuée dans les comètes
3.1. Définition et historique des sources distribuées
3.2. Sources distribuées de formaldéhyde
3.3. Source distribuée de glycine
4. Conclusions et objectifs
Chapitre 2 : Matériels et méthodes : Observations et modélisation
1. Observations
1.1. Cas du formaldéhyde
1.1.1. Observations depuis la Terre
1.1.2. Traitement des observations radio
1.1.2.1. Conversion des intensités des raies en densité colonne
1.1.2.2. L’incertitude totale
1.1.2.3. De la densité radiale à la densité colonne
1.1.3. Comètes C/2012 S1 (ISON) et C/2012 F6 (Lemmon)
1.1.4. C/1996 B2 (Hyakutake)
1.1.5. C/2001 Q4 (NEAT), C/2004 Q2 (Machholz), 8P/Tuttle
1.2. Cas de la glycine dans la comète 67P/Churyumov-Gerasimenko
2. Présentation du modèle
2.1. Généralité
2.1.1. Logiciel de programmation
2.1.2. Méthode d’Euler
2.2. Le modèle de Haser
2.2.1. Cas d’une molécule mère
2.2.2. Cas d’une molécule fille
2.2.3. Evolution de la densité du formaldéhyde dans une atmosphère cométaire
2.2.3.1. Cas d’une molécule mère
2.2.3.2. Cas d’une source distribuée de formaldéhyde
2.2.4. Evolution de la densité de la glycine
2.2.4.1. Cas d’une molécule mère
2.2.4.2. Cas d’une source distribuée de glycine
2.2.5. Les limites du modèle de Haser
2.3. Paramètres d’entrée
2.3.4. Distribution des particules cométaires
2.3.5. Température des particules
2.3.6. Vitesses des particules
2.3.6.1. Cas du formaldéhyde
2.3.6.2. Cas de la glycine
3. Conclusion
Chapitre 3 : Sources distribuées de formaldéhyde
1. Le formaldéhyde
1.1. Généralités
1.2. Processus de formation du formaldéhyde
2. Le polyoxyméthylène
2.1. Le POM dans les comètes
2.2. Dégradation du polyoxyméthylène
3. Modélisation de la distribution du formaldéhyde
3.1. Définition de X² et de x² réduit (X²)
3.1.1. Incertitudes sur les pourcentages de POM et H2CO
3.2. Source unique
3.2.1. C/2001 Q4 (NEAT), C/2004 Q2 (Machholz) et 8P/Tuttle
3.2.2. C/2012 F6 (Lemmon) et C/2012 S1 (ISON)
3.3. Source distribuée
3.3.1. C/2001 Q4 (NEAT)
3.3.2. 8P/Tuttle
3.3.3. C/2004 Q2 (Machholz)
3.3.4. C/1996 B2 (Hyakutake)
3.3.5. C/2012 S1 (ISON)
3.3.6. C/2012 F6 (Lemmon)
4. Conclusion
Chapitre 4 : Source distribuée de la glycine dans la comète 67P/Churyumov-Gerasimenko
1. Chimie de la glycine
1.1. Historique
1.2. Mécanismes de formation de la glycine
2. Modélisation de la distribution radiale autour du noyau
2.1. Cas d’une source unique de glycine à partir des glaces du noyau
2.2.Cas d’une source distribuée de glycine à partir de glycine solide sur les particules
éjectée du noyau
2.3.Cas d’une source distribuée de glycine à partir de la glace d’eau sur les particules éjectées du noyau
3. Discussion
4. Conclusion
Conclusions générales et perspectives
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