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Le ciel à découvert

 | 
Jean Audouze

Première partie. Le Soleil et le Système solaire

6. Comètes et petits corps du Système solaire

Anny-Chantal Levasseur-Regourd

Texte intégral

1Par le caractère exceptionnel du spectacle qu’elles présentent, les comètes ont toujours excité l’imagination. Aujourd’hui, elles nous fascinent d’autant plus qu’il est possible de les scruter avec des instruments sophistiqués et d’envoyer des véhicules spatiaux à leur rencontre. Les découvertes les plus récentes donnent même à penser que les comètes, telles des pierres de Rosette à déchiffrer pour connaître nos origines, ont contribué à enrichir la Terre primitive en eau liquide et en molécules carbonées nécessaires au développement rapide de la vie.

2La différence entre comète et astéroïde s’avère très subtile : une perturbation gravitationnelle, autant dire une pichenette dans la longue partie de billard cosmique que jouent ces petits corps, peut suffire à métamorphoser un astéroïde lointain en une belle comète qui semblera à son tour se transformer en astéroïde lorsque ses glaces auront disparu après des passages successifs à proximité du Soleil. Leur longue aventure, qui a commencé il y a 4,6 milliards d’années avec la formation du Système solaire à partir d’un nuage de gaz, de poussières et de glaces, est parsemée d’embûches, avec des collisions, des fragmentations et des processus d’évaporation ; elle peut se terminer brutalement, alors qu’elles se précipitent vers le Soleil ou une planète, ou progressivement tandis que leurs composants se diffusent lentement dans le milieu interplanétaire.

Les petits corps du Système solaire au travers des siècles

Observations à distance

3Bien avant la naissance de l’astronomie, nos lointains ancêtres avaient certainement déjà admiré l’apparition dans le ciel de belles comètes. De tels spectacles avaient valeur de présage dans l’Antiquité et au Moyen Âge : ainsi, la comète de la tapisserie de Bayeux, visible en Europe en avril 1066 avant la bataille d’Hasting (déjà la comète de Halley), fut-elle considérée comme un signe de victoire par les Normands et un signe de défaite par les Anglais.

4Une première étape fut franchie par Tycho Brahé qui établit que la comète brillante visible à l’automne 1577 était située bien au-delà de la Lune ; la comparaison de sa position par rapport aux étoiles à Uranienborg et à Prague prouvait que, contrairement à ce qu’avait déclaré Aristote, les comètes ne sont pas des phénomènes atmosphériques et que le ciel n’est donc pas immuable.

5Les découvertes de Halley et Newton à la fin du XVIIe siècle furent plus importantes encore. Le premier suggéra que les comètes visibles en 1531, 1607 et 1682 n’étaient probablement qu’un seul et même corps décrivant une orbite elliptique autour du Soleil ; le second démontra qu’un objet du Système solaire soumis à la gravitation universelle décrit une conique dont le Soleil occupe un foyer. Le retour annoncé en 1757 (à un mois près grâce aux calculs de perturbations de Clairault, Lalande et Madame Lepaute) de la comète qui porte désormais le nom de Halley démontra la pertinence de ces théories.

6Dès la fin du XVIIe siècle, Cassini, le fondateur de l’Observatoire de Paris, avait attribué à un nuage lenticulaire s’étendant du Soleil aux planètes l’existence du pâle fuseau de lumière zodiacale détectable, dans un ciel très pur, peu après le coucher du soleil ou avant son lever. Ce phénomène provient de la diffusion de la lumière solaire par des poussières d’origine cométaire ou astéroïdale qui forment un nuage dont la concentration augmente vers le Soleil et vers l’écliptique (le plan orbital de la Terre).

7En 1801, alors que la quête d’une pseudo planète entre les orbites de Mars et de Jupiter avait été lancée, Piazzi découvrit Cérès, le plus brillant des astéroïdes. Avec les progrès de l’astronomie instrumentale, l’emploi de la photographie et, plus récemment, la mise en place de systèmes automatiques de détection d’astéroïdes potentiellement dangereux, ces petits corps qui (comme leur nom l’indique) n’apparaissent que sous l’aspect de taches ponctuelles au travers d’instruments astronomiques modestes, ont été détectés en nombre croissant (figure 1).

8Au XIXe siècle, les débuts de l’astrophysique ont permis à Arago de découvrir (par polarimétrie) la présence de poussières solides dans les queues cométaires, cependant qu’Huggins et Janssen sont parvenus à identifier (par spectroscopie) des gaz présents dans les comètes. Des progrès plus remarquables encore ont été accomplis vers 1950. Biermann proposa alors l’existence d’un vent ionisé qui soule du Soleil pour expliquer l’orientation des queues des comètes dans la direction antisolaire. Whipple, quant à lui, suggéra que le retard ou l’avance au périhélie (le point de l’orbite le plus proche du Soleil) de certaines comètes provient du fait qu’elles sont constituées d’un noyau de glaces et de poussières ; quand ce noyau se rapproche du Soleil tout en tournant autour de son axe, des glaces se vaporisent du côté ensoleillé en entraînant des poussières dans leur sillage, d’où par réaction du côté opposé un freinage ou une accélération du noyau (figure 2).

Fig. 1 – Petits corps du Système solaire interne. Position autour du Soleil (étoile au centre) des comètes (carrés bleu clair), des astéroïdes de la ceinture principale (disques verts), des géocroiseurs (disques rouges) et des Troyens de Jupiter (disques bleu foncé). Les orbites de Mercure, Vénus, la Terre, Mars et Jupiter sont matérialisées en bleu clair ; le schéma correspond au 1er décembre 2009. Reproduit avec l’aimable autorisation du Minor Planet Center

Fig. 2 – Orbite et photo d’une comète. Ce montage met en évidence l’orbite allongée que décrit une comète autour du Soleil, ainsi que l’orientation de ses queues. La queue de plasma, rectiligne et bleutée, s’aligne dans la direction antisolaire ; la queue de poussière, blanche et diffuse, tourne sa concavité dans la direction d’où provient le noyau de la comète, alors dissimulé par la chevelure lumineuse. Document ACLR

Explorations spatiales

9Ces théories ont été validées par l’exploration spatiale à la fin du XXe siècle, encore que la réalité se soit avérée plus complexe que ce qui avait été imaginé. Si les premières observations directes du vent solaire furent réalisées vers 1960 depuis des satellites artificiels, il fallut attendre 1986 pour la première observation d’un noyau cométaire, avec le survol de la comète de Halley (au voisinage de l’écliptique peu après son passage au périhélie) par une flottille de sondes spatiales réalisées en Europe, URSS et Japon. La plus célèbre des comètes, dont l’orbite était bien connue, était une cible idéale, malgré une vitesse relative extrêmement élevée (environ 250 000 km/h). La sonde européenne, nommée Giotto en hommage au peintre qui avait été le premier à représenter de façon réaliste cette comète sur son Adoration des Mages de 1301, s’approcha au plus près du noyau, après son repérage grâce aux imageurs des sondes soviétiques Vega 1 et 2, elles-mêmes positionnées par des transpondeurs américains. À une époque où les tensions étaient encore sévères entre l’Est et l’Ouest, cette stratégie permit à Giotto de passer à 600 km du noyau, afin de l’étudier sans être pour autant détruit par les impacts de poussières qui s’en échappaient. L’hypothèse de Whipple fut dès lors validée, avec la mise en évidence d’un noyau irrégulier et extrêmement sombre, dont la taille atteignait 18 kilomètres dans sa plus grande dimension (figure 3). Giotto nous a aussi permis de découvrir que les poussières présentes dans la chevelure étaient constituées non seulement de matériaux rocheux (des silicates) mais aussi, pour environ la moitié en masse, de molécules organiques complexes (surnommées CHON à partir des symboles des éléments chimiques qui les constituent) ; ces petites particules solides, fort sombres et très peu denses, sont majoritairement des agrégats poreux et fragiles de plus petits grains. Giotto, qui avait survécu au survol de Halley, fut réorienté vers la comète Grigg-Skjellerup en 1992 ; ce survol permit de suspecter la présence d’un fragment détaché du noyau dans son voisinage.

Fig. 3 – Noyaux cométaires. Les images (qui ne sont pas toutes à la même échelle) témoignent de la diversité des noyaux cométaires et d’une qualité des images qui progresse avec des distances au noyau de plus en plus réduites.
a. Halley vu par Giotto en mars 1986 (HMC/Giotto, ESA, MPAE) ; b. Borrelly vu par Deep Space 1 en septembre 2001 (Deep Space, NASA) ; c. Wild 2 lors du survol de Stardust en janvier 2004 (Stardust, NASA) ; d. Tempel 1 immédiatement avant la collision avec le module de Deep Impact le 4 juillet 2005 (Deep Impact, NASA)

10Au début du XXIe siècle, des images de noyaux d’une résolution accrue ont été obtenues par trois missions américaines, Deep Space 1, Stardust et Deep Impact, qui ont respectivement survolé les comètes Borrelly, Wild 2 et Tempel 1. Si le noyau de Borrelly était relativement comparable à celui de Halley, celui de Wild 2 présentait une forme assez régulière et des structures analogues à des dépressions, des pinacles ou encore des mesas. Les poussières collectées par Stardust dans des cellules d’aérogel (un solide transparent de très faible densité, réalisé à partir de silice et de carbone), ont, après le retour en 2006 de la capsule qui les abritait, été étudiées en laboratoire ; les analyses mettent en évidence des silicates amorphes et cristallins, suggèrent la présence d’hydrocarbures aliphatiques, et démontrent que les poussières sont en grande partie des agrégats extrêmement friables. Pour Tempel 1 enfin, les images obtenues immédiatement avant la chute du module impacteur sur le noyau ont révélé une topographie étonnante, avec des falaises, des dépressions, des cratères d’impact, des traces de glace d’eau et des régions très lisses qui pourraient correspondre à des phénomènes de cryo-volcanisme ou d’érosion rapide. L’étude du panache de poussières et de gaz induit par l’impact a permis d’estimer que la sous-surface est riche en molécules carbonées et en petits grains de glace et que le noyau de glaces et de poussières est extrêmement poreux, puisque sa densité est de l’ordre de 0,35.

11L’exploration des astéroïdes a commencé avec Galileo, un véhicule spatial américain qui, avant d’atteindre Jupiter, a survolé et étudié deux astéroïdes, Gaspra en 1991 et Ida en 1993. Ces petits objets rocheux sont criblés de cratères et présentent une forme irrégulière avec une taille moyenne de l’ordre de 14 km pour Gaspra et 33 km pour Ida. Le survol de ce dernier a permis la découverte de son petit satellite Dactyl. La première mission spatiale spécifiquement consacrée aux astéroïdes a été lancée en 1996 par la NASA sous le nom de NEAR-Shoemaker ; elle a survolé Mathilde, un objet d’environ 53 km, extrêmement sombre et probablement poreux (densité 1,3), avant de se mettre en orbite autour d’Eros, un objet allongé (taille moyenne 20 km, densité moyenne 2,4) recouvert de débris et de régolite (couches de poussières produites par des impacts successifs). Plus récemment, en 2005, l’agence spatiale japonaise JAXA a placé la sonde Hayabusa pendant plusieurs mois au voisinage d’un très petit astéroïde rocheux, Itokawa. Même s’il n’est pas encore certain que des échantillons prélevés en surface arriveront sur Terre en 2010, Hayabusa a mis en évidence un étrange objet (taille environ 500 m, densité environ 1,9), qui pourrait être un agrégat gravitationnel de roches et de débris. Finalement, au cours de sa croisière interplanétaire, la sonde cométaire européenne Rosetta a survolé l’astéroïde Steins en 2008 ; sur cet objet très brillant, irrégulier et de petite taille (environ 5 km), ont été découverts deux vastes cratères et une chaîne de petits cratères. La longue croisière sera également rythmée par une rencontre en juillet 2010 avec Lutetia, le plus gros astéroïde jamais survolé par un véhicule spatial. L’aventure de l’exploration des petits corps du Système solaire continue en effet, comme nous le reverrons dans la dernière partie de ce chapitre (figure 4).

Fig. 4 – Astéroïdes. Les images (qui ne sont pas toutes à la même échelle) montent la grande diversité des formes des astéroïdes, qui ont tous subi de nombreuses collisions dont témoignent de multiples cratères d’impact.
a. Gaspra survolé par Galileo (NASA) ; b. Ida survolé par Galileo (NASA) ; c. Mathilde survolé par NEAR-Shoemaker (NASA) ; d. Éros, lors du rendez-vous NEAR-Shoemaker (NASA) ; e. Itokawa, lors du rendez-vous Hayabusa (JAXA) ; f. Steins survolé par Rosetta (Rosetta Team, ESA)

Orbites et dénominations

12Les noyaux cométaires décrivent autour du Soleil des orbites elliptiques qui (comme celles des astéroïdes) sont sensibles aux perturbations gravitationnelles des planètes proches, dans la mesure où leur masse est sensiblement plus faible que celle des planètes. Contrairement à celles des planètes et des astéroïdes, ces orbites peuvent toutefois être fort allongées et leurs plans orbitaux sensiblement inclinés par rapport à l’écliptique. Ainsi, la comète de Halley est-elle à seulement 0,6 UA du Soleil à son périhélie (1 unité astronomique est la distance moyenne de la Terre au Soleil, soit 146,9 millions de kilomètres) et s’en éloigne à 35,1 UA à son aphélie (au plus loin du Soleil) ; l’inclinaison de son plan orbital atteint 162°, ce qui fait qu’elle décrit son orbite dans le sens opposé à celui de la Terre ; sa période de révolution est de l’ordre de 76 ans, mais peut varier entre 73 et 79 ans avec les perturbations planétaires.

13Comme tous les astres, les comètes reçoivent des dénominations internationales, parfois relativement sibyllines. Les comètes de période orbitale inférieure à deux siècles, observées au moins à deux passages au périhélie, sont désignées par un nombre indiquant l’ordre de la détermination de leur orbite, suivi d’un « P » et d’un nom, par le passé celui de l’astronome qui avait le premier calculé leur orbite, plus récemment celui des personnes qui l’ont découverte ou de l’instrument qui a révélé leur existence. On parle ainsi de 1P/Halley, de 9P/Tempel 1 ou de 81P/Wild 2. Pour les autres comètes, la dénomination débute par un « C », suivi du millésime de l’année de la découverte, puis d’une lettre et d’un nombre permettant de retrouver la quinzaine de jours de la découverte et l’ordre dans cet intervalle, et enfin du ou des noms des découvreurs indépendants. Ainsi, la comète la plus spectaculaire de la fin du XXe siècle, découverte en juillet 1995 par deux astronomes amateurs, Alan Hale et Thomas Bopp, a-t-elle été nommée C/1995 O1 Hale-Bopp.

14L’utilisation du millésime, suivi d’une lettre et d’un nombre constitue aussi un mode de dénomination pour les astéroïdes ; toutefois, quand leur orbite est bien connue, un numéro d’ordre leur est attribué, ainsi qu’un nom propre, comme 1 Cérès, 243 Ida, 433 Eros, 2 867 Steins ou 25 143 Itokawa. Une grande partie de ces objets qui, contrairement aux comètes, n’abritent pas de glaces, évoluent dans la ceinture principale, à des distances comprises entre 2,3 et 3,5 UA du Soleil. D’autres, tels Éros et Itokawa, décrivent des orbites dans le Système solaire interne et sont donc susceptibles de rencontrer l’orbite terrestre, d’où leur nom de géocroiseur. Des astéroïdes ont aussi été identifiés à quelque 60° en avant ou en arrière d’orbites planétaires, dans des régions peu sensibles, ainsi que l’avait établi Lagrange à la fin du XVIIIe siècle, aux perturbations gravitationnelles du Soleil et de la planète ; les plus nombreux sont les Troyens (aux noms de héros grecs ou troyens de la guerre de Troie) sur l’orbite de Jupiter, mais des astéroïdes ont aussi été découverts aux points de Lagrange des systèmes Soleil-Mars et Soleil-Neptune.

15Pour en revenir aux comètes, leurs orbites semblent toutes appartenir au Système solaire, même si certaines sont légèrement hyperboliques sous l’effet de perturbations induites par un passage au voisinage d’une planète géante. D’autres, telle C/1993 F2 Shoemaker-Levy 9, ne gravitent pas directement autour du Soleil, mais de Jupiter ; l’analyse de son orbite révéla qu’elle avait été piégée par la planète géante vers 1930 et s’était fragmentée par effet de marée à son voisinage en 1992. Les fragments tombèrent sur Jupiter en 1994, déclenchant la formation d’énormes boules de plasma, puis la retombée sur l’atmosphère jovienne de vastes nuages d’aérosols couvrant plusieurs milliers de kilomètres. Finalement, il existe des comètes qui s’approchent tellement du Soleil à leur périhélie qu’elles alors sont susceptibles de s’évaporer et de totalement disparaître ; beaucoup de ces objets appartiennent au groupe de Kreutz, qui réunit des comètes aux orbites voisines, probablement les fragments d’un noyau qui se serait brisé par effet de marée du Soleil (figure 5).

Fig. 5 – Fragmentations cométaires. a. Image composite de l’alignement des mini-comètes de Shoemaker-Levy 9 après la fragmentation du noyau à proximité de Jupiter en 1992 (HST, NASA-ESA) ; b. fragmentation de 1999 S4 (LINEAR) en 2000 (HST, NASA-ESA) ; c. Schwassmann-Wachmann 3 en 2006 après sa fragmentation (Spitzer, NASA)

16Il existe enfin des objets fort étranges, tel Chiron, considéré comme le premier astéroïde transsaturnien lors de sa découverte en 1977, avant que le développement d’une atmosphère passagère au voisinage de son périhélie ne conduise à le désigner sous le nom de 95P/Chiron. À l’inverse, il s’est avéré que l’orbite de certains astéroïdes se confondait avec celle de comètes disparues, telle 107P/Wilson-Harrington ; l’astéroïde pourrait correspondre à un noyau inactif, dont toutes les glaces se seraient évaporées ou seraient protégées par une croûte isolante formée par accumulation de poussières en surface. Il existe même quelques rares comètes aux orbites quasi circulaires, typiques d’astéroïdes de la ceinture principale, qui éjectent des poussières, probablement après qu’un impact météoritique a exposé une partie de leurs glaces au rayonnement solaire. Bref, la distinction entre comètes et astéroïdes semble plus subtile qu’on ne l’avait présumé, tant le jeu des processus auquel sont soumis ces petits corps peut altérer leurs propriétés.

À la découverte des propriétés des comètes

17La compréhension des comètes nécessite l’utilisation d’instruments performants et de modélisations élaborées. Leurs petits noyaux, qui se réduisent à une tache lumineuse dans le champ des grands télescopes quand ils sont éloignés du Soleil, se dissimulent alors derrière une atmosphère passagère, la chevelure (parfois aussi appelée coma) quand ils se rapprochent du périhélie sur leur trajectoire allongée. En effet, la température de surface varie avec la distance au Soleil (en première approximation comme l’inverse de la racine carrée de la température en Kelvin).

Processus physiques

18À proximité de la surface, des glaces (principalement d’eau) se vaporisent, entraînant avec elles des poussières. Ainsi se forme une chevelure, de quelque 50 000 km de rayon, rendue lumineuse dès que le rayonnement solaire excite les molécules gazeuses et se diffuse sur les particules de poussière. Le rayonnement solaire énergétique est aussi responsable de la dissociation des molécules, dites molécules-mères qui s’échappent du noyau (telle H2O) et engendrent des molécules-filles (telles OH et H) ; la chevelure vaporeuse s’entoure ainsi d’un vaste halo d’hydrogène atomique, qui peut atteindre des millions de kilomètres.

19Les molécules présentes dans la chevelure sont assez rapidement ionisées ; les ions, vivement repoussés par le vent solaire, forment une queue de plasma rectiligne et bleutée qui peut s’étendre sur des dizaines de millions de kilomètres et semble se couper si elle traverse une région dans laquelle la polarité du champ magnétique entraîné par le vent solaire s’inverse. Les poussières sont plus lentement repoussées par la pression du rayonnement solaire ; elles forment ainsi une queue de poussières à l’aspect de panache blanchâtre qui tourne sa concavité vers l’arrière de l’orbite. La taille de ces petites particules solides est comparable à celle de minuscules grains de sable, encore que quelques particules plus grosses, moins sensibles à la pression du rayonnement, puissent parfois former un dard lumineux à l’avant de la chevelure par effet de perspective.

20L’observation des comètes est d’autant plus fascinante que leur évolution temporelle n’est pas parfaitement prédictible. Des comètes peuvent disparaître très rapidement, telles C/1993 F2 Shoemaker-Levy 9 ou encore de C/1999 S4 LINEAR qui s’était brisée à la fin juillet 2000 avant de totalement disparaître une quinzaine de jours plus tard. La fragmentation partielle des noyaux est un phénomène encore plus fréquent, d’autant mieux mis en évidence que la résolution des images télescopiques progresse ; il suggère une certaine fragilité des noyaux, en bon accord avec le fait que leur densité est toujours sensiblement inférieure à 1. Les noyaux cométaires pourraient donc être des agrégats gravitationnels de sous-noyaux très poreux retenus par leur gravité mutuelle, en quelque sorte comparables à des amas de pierres ponces ou d’éponges. Soumis à des effets de marée, à des explosions de gaz ou encore à des collisions avec d’autres petits corps du Système solaire, ces sous-noyaux sont susceptibles de se séparer en induisant une évolution accélérée de la comète.

21Même en l’absence de tout effet cataclysmique, une comète active ne subsiste pas longtemps. À chacun de ses retours dans le Système solaire interne, un noyau d’une dizaine de kilomètres peut perdre quelque 10 tonnes de matière par seconde, ce qui correspond à la perte d’une couche de l’ordre de 1 m en surface au cours de son passage au voisinage du périhélie. Le noyau d’une comète de période inférieure à deux siècles est ainsi susceptible d’avoir perdu la plupart de ses glaces en moins d’un million d’années, ce qui n’est presque rien à l’échelle de la durée de vie du Système solaire. Les comètes périodiques que nous observons aujourd’hui n’ont donc pas occupé leur orbite actuelle depuis leur accrétion initiale à l’origine du Système solaire, il y a environ 4,5 milliards d’années ; elles sont restées stockées à ses confins glacés, conservant ainsi de précieuses traces du Système solaire primitif.

Formation du Système solaire

22Les comètes se sont condensées lors de la formation du Système solaire, à plus de 5 UA du Soleil, là où la température était assez basse pour que des glaces puissent subsister. Les comètes à courte période doivent essentiellement provenir d’un réservoir s’étendant au-delà de l’orbite de Neptune jusqu’à quelque 50 UA ; l’existence de ce réservoir, suggérée au milieu du XXe siècle par Edgewood puis Kuiper, est désormais confirmée, avec une multitude d’objets de Kuiper découverts depuis 1992. Les comètes à très longue période (ou à orbite quasi parabolique), qui n’ont le plus souvent été observées qu’une seule fois, semblent provenir d’un vaste halo d’objets gravitant à quelque 50 000 UA du Soleil, appelé nuage de Oort du nom du scientifique qui proposa son existence en 1950. Ce sont les perturbations gravitationnelles de planètes ou d’étoiles relativement proches qui sont ultérieurement susceptibles de décrocher certains noyaux de la ceinture de Kuiper ou du nuage de Oort ; si leur périhélie est relativement proche du Soleil, ils s’échauffent suffisamment pour que des glaces en surface se subliment et que des poussières s’en échappent.

23L’existence du nuage de Oort, dont les éléments sont bien trop éloignés pour être détectables, est confortée par un modèle connu sous le nom approprié de « Nice model » (modèle de Nice, voir aussi à ce propos le chapitre 2), d’après lequel les quatre planètes géantes se seraient initialement formées, avec un disque massif d’objets plus petits, entre 5 et 15 UA du Soleil. Les perturbations mutuelles des jeunes Jupiter et Saturne ont pu induire la migration d’Uranus et Neptune vers leurs orbites actuelles ; il en a résulté un dépeuplement du disque de Kuiper primordial, des petits corps ayant été éjectés du Système solaire, ou dispersés à ses confins extrêmes pour former le nuage de Oort, ou encore précipités dans le Système solaire interne pour engendrer un bombardement massif des planètes telluriques il y a quelque 4 milliards d’années.

Composition des comètes

24Déterminer la composition en éléments, isotopes et molécules est un objectif essentiel, qui permet d’appréhender les conditions initiales dans lesquelles les comètes se sont formées. Les survols de Halley ont démontré, à partir de mesures de l’abondance relative des éléments détectés dans la chevelure, que sa composition est typique du Système solaire. Pour ce qui est des isotopes, c’est celui de l’hydrogène, appelé deutérium, qui a été le plus étudié. Les mesures de Giotto ont indiqué un rapport D/H dans l’eau sensiblement plus important que dans le gaz interstellaire, ce qui peut suggérer que la glace d’eau était déjà condensée dans le nuage protosolaire. Ce résultat, quoique confirmé avec une moindre précision par des observations à distance de rares autres comètes, laisse encore ouverte la question de l’origine de l’eau terrestre.

25Un grand nombre de molécules-mères ont été identifiées par des mesures spectrométriques locales et par des observations spectroscopiques (en particulier dans l’ultraviolet, l’infrarouge et le domaine radio). Si l’eau est le constituant le plus abondant parmi les gaz qui s’évaporent du noyau, du monoxyde et du dioxyde de carbone sont aussi largement présents. Des molécules de méthanol, formaldéhyde, acide formique ou acétaldéhyde ont également été mises en évidence, ainsi que des hydrocarbures (méthane, acétylène, éthane), ou encore des molécules soufrées ou azotées. L’étude de la distribution de ces molécules dans les chevelures a mis en évidence la présence de sources de gaz à l’extérieur du noyau, qui correspondent probablement à la sublimation de polymères sur les particules solides cométaires.

26Au niveau de ces poussières, dont la taille est généralement inférieure au dixième de millimètre, de rares mesures locales ont effectivement permis la découverte de matériaux carbonés, en parfait accord avec des simulations des observations des propriétés de diffusion de la lumière menées sur d’autres comètes. Par ailleurs, l’étude dans l’infrarouge de spectres de comètes brillantes met en évidence des structures typiques de silicates amorphes mais aussi cristallins (olivine, pyroxène) ; l’analyse en laboratoire des échantillons prélevés par Stardust a confirmé ce résultat qui suggère un brassage significatif des matériaux dans la nébuleuse proto-solaire.

Destins cométaires

27Comme nous l’avons vu plus haut, les comètes s’échauffent en se rapprochant du Soleil sur leur orbite allongée ; à quelques unités astronomiques de distance, elles deviennent actives, alors que leurs glaces commencent à s’évaporer en entraînant la libération de poussières. Un noyau est susceptible de perdre ses glaces et de devenir inactif après quelques milliers de passages près du Soleil. La disparition est encore plus brutale pour une comète qui se précipite sur le Soleil sous l’effet de perturbations orbitales planétaires, ou qui subit une fragmentation ou désintégration de son noyau par effet de marée, explosion de gaz ou collision avec un autre corps. Les molécules gazeuses, dissociées et ionisées se diluent rapidement dans le milieu interplanétaire, alors que les petits fragments et poussières solides entament de nouvelles aventures.

Étoiles filantes et essaims météoritiques

28Il suffit parfois de lever les yeux au ciel, par une belle nuit limpide et sans lune, pour voir des « étoiles » qui semblent se détacher de la voûte céleste et glisser en silence avant de disparaître. Fréquemment, ces météores fugaces paraissent jaillir d’une même région du ciel ; ainsi, la constellation de Persée a-t-elle donné son nom aux étoiles filantes du mois d’août, les Perséides, qui suivent en fait des trajectoires parallèles (leur divergence apparente résultant d’un effet de perspective), voisines de l’orbite de la comète 109P/Swift-Tuttle.

29Les poussières et agglomérats éjectés par une comète évoluent en effet dans un premier temps sur une portion d’orbite elliptique proche de celle de la comète, en constituant un essaim météoritique ; alors que passent les années et les siècles, les perturbations gravitationnelles éparpillent l’essaim sur l’ensemble de l’anneau orbital. Si la Terre croise l’essaim, alors, tous les ans à la même époque, des particules solides se précipitent à grande vitesse sur notre Terre en s’échauffant vers 100 kilomètres d’altitude avant de se consumer. Mais toutes les particules regroupées dans des essaims ne tombent pas sur la Terre ou sur une autre planète. Pour la plupart, elles se diluent progressivement dans le nuage interplanétaire.

Nuage interplanétaire et retour sur nos origines

30Les poussières éjectées par les comètes, tout comme les poussières libérées lors de collisions entre astéroïdes (et, en moindre proportion, les poussières émanant des systèmes de Jupiter et Saturne et du milieu interstellaire), se dispersent peu à peu dans le nuage interplanétaire. Elles y sont soumises à l’attraction solaire et à d’autres effets susceptibles modifier leur trajectoire. Les plus petites, sensibles à la pression du rayonnement solaire, sont chassées hors du Système solaire ; les plus grosses sont freinées (par un effet lié à la ré-émission de la lumière sur les poussières en déplacement) et descendent lentement en spirale vers le Soleil, cependant qu’elles s’échauffent et subissent des collisions mutuelles. Le nuage interplanétaire connaît donc un apport continu de poussières par les comètes et les astéroïdes, mais aussi une perte de matière constante ; la question de sa stationnarité demeure un problème non résolu.

31Une fraction minime des poussières présentes dans le nuage interplanétaire tombe sur Terre chaque année, quelque 30 mg pour une surface de 1 000 m2 ou encore quelques dizaines de tonnes pour l’ensemble de la planète. Certaines ont été collectées sur des couches d’aérogels à bord d’avions volant dans la stratosphère ; les plus fragiles et poreuses, dont l’imagerie électronique révèle un aspect comparable à celui de minuscules grappes de raisin, ont probablement une origine cométaire.

32Il y a environ 4 milliards d’années, à l’époque du bombardement massif des planètes telluriques, une multitude de petits corps glacés se sont précipités dans le Système solaire interne. Il n’est pas impossible que les comètes aient alors directement ou indirectement, par le biais des poussières présentes dans le nuage interplanétaire (alors plusieurs milliers de fois plus dense qu’actuellement), injecté dans l’atmosphère terrestre primitive des matériaux riches en composés carbonés ; avec l’eau liquide également abondante à la surface terrestre, les matériaux nécessaires à la vie étaient dès lors présents sur notre planète.

Plus loin dans l’espace

33S’il n’existe que des indices pour appréhender notre lointain passé, il est possible d’aller toujours plus loin dans l’espace. La nouvelle frontière dans l’exploration du Système solaire se situe aujourd’hui au-delà de l’orbite de Neptune. Dès 1978, un satellite, Charon, avait été mis en évidence autour de Pluton ; sa découverte fut une première étape dans l’estimation de la taille de Pluton (alors considéré comme la neuvième planète) qui, avec quelque 2 340 km, est un objet bien plus petit que la planète Mercure, la Lune ou les satellites galiléens de Jupiter. Depuis 1992, grâce à des instruments de plus en plus performants, une nouvelle ère a débuté, avec dès à présent plus de 1 300 objets identifiés dans la ceinture de Kuiper.

34Un objet découvert en 2003 (à des distances au périhélie et à l’aphélie de 38 UA et 97 UA, pour une inclinaison sur l’écliptique de 44°) s’est bientôt avéré avoir une taille de l’ordre de 2 400 km et une masse de 27 % supérieure à celle de Pluton. C’est bien la raison pour laquelle, après de longs débats fort animés, la communauté des astronomes a décidé en 2006 d’appeler planète du Système solaire un corps céleste qui est en orbite autour du Soleil et possède une masse suffisante pour avoir une forme presque ronde tout en étant sur une orbite isolée et quasi circulaire. Notre Système solaire est ainsi constitué de quatre planètes telluriques (Mercure, Vénus, la Terre, Mars) et de quatre planètes géantes (Jupiter, Saturne, Uranus, Neptune), mais aussi de planètes naines, qui ne sont pas sur des orbites isolées et quasi-circulaires, sans être pour autant des satellites. Dès à présent, quatre planètes naines ont été identifiées dans la ceinture de Kuiper, Pluton, Haumea, Makemake et Eris (l’objet découvert en 2003), ainsi que Cérès qui est à la fois une planète naine et un astéroïde situé dans la ceinture principale.

35Les observations des lointains objets de Kuiper permettent de distinguer divers groupes à partir de leurs propriétés orbitales et de mettre en évidence l’importance de Neptune qui a modelé la ceinture de Kuiper en y stabilisant (par résonance) bon nombre d’orbites. Elles ont aussi révélé des objets aux couleurs variées, allant du rouge-brun des hydrocarbures et autres composés organiques au gris sombre de mélanges de poussières et glaces d’eau et méthane. Ainsi, ces corps sont-ils, de par leur composition, plutôt comparables à des noyaux cométaires de grande taille qu’à des astéroïdes dépourvus de glaces.

Un peu plus loin dans le temps

36De fort belles missions d’exploration des comètes et autres petits corps sont attendues dans les prochaines années, avec d’autant plus d’impatience que les véhicules spatiaux qui vont les explorer ont déjà été lancés.

37Deep Impact, dans le cadre d’un nouveau projet appelé EPOXI, atteindra la comète 103P/Hartley 2 en novembre 2010, cependant que Stardust survolera 9P/Tempel 1 en 2011 ; cette nouvelle mission, appelée NEXT, lui permettra d’étudier les changements de morphologie du noyau après une révolution complète autour du Soleil et de détecter peut-être le cratère produit par l’impact de 2005.

38Du côté européen, nous nous préparons à un rendez-vous de longue durée avec une comète. L’élégante mission Rosetta développée par l’ESA se propose de rejoindre une comète à son aphélie et de choisir un site optimal pour déposer le mini laboratoire Philae sur son noyau, avant de continuer à étudier la chevelure interne, alors que la comète se rapprochera du Soleil sur son orbite allongée. Pour parvenir à naviguer de concert avec une comète, il est judicieux de la rejoindre à son aphélie (ou la vitesse relative peut être très faible) et de choisir une des nombreuses comètes (dites de la famille de Jupiter) dont la période est de l’ordre de 6 ans et dont l’inclinaison sur l’écliptique est peu élevée. Cette stratégie s’est révélée pertinente puisque, après un échec de la fusée Ariane 5 à la fin 2002, il fut possible de reporter le tir d’un an en choisissant pour cible, (malgré son nom assez imprononçable) la comète 67P/Churyumov-Gerasimenko.

39Après un lancement réussi en mars 2004 depuis la Guyane française, Rosetta a utilisé trois fois la gravitation terrestre et une fois celle de Mars pour monter jusqu’à son orbite finale qui la conduira à proximité de la comète en 2014. Et l’aventure continue aussi du côté américain, d’une part avec la mission Dawn qui atteindra deux gros astéroïdes de la ceinture principale, 4 Vesta et 1 entre 2011 et 2014, d’autre part avec New Horizons qui doit survoler Pluton en juillet 2015.

40Nous n’en sommes qu’aux débuts de l’exploration et de l’étude de ces petits corps à la formidable diversité. Les prochaines découvertes nous permettront de mieux encore appréhender nos origines et déterminer l’évolution du Système solaire.

Bibliographie

Références bibliographiques

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• Crovisier J. et Encrenaz T., 1995, Les comètes, témoins de la naissance du système solaire, Belin-CNRS.

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• Festou M. C., Keller H. U., Weaver, H. A. (dir.), 2004, Comets II, University of Arizona Press, Tucson.

• Grün E., Gustafson B. A. S., Dermott, S. F., Fechtig H. (dir.), 2001, Interplanetary dust, Springer, Berlin.

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• Levasseur-Regourd A. C., Brahic A., Encrenaz T., Forget F., Ollivier M., Vauclair S., 2009, Système solaire et planètes, Ellipses.

Table des illustrations

Légende Fig. 1 – Petits corps du Système solaire interne. Position autour du Soleil (étoile au centre) des comètes (carrés bleu clair), des astéroïdes de la ceinture principale (disques verts), des géocroiseurs (disques rouges) et des Troyens de Jupiter (disques bleu foncé). Les orbites de Mercure, Vénus, la Terre, Mars et Jupiter sont matérialisées en bleu clair ; le schéma correspond au 1er décembre 2009. Reproduit avec l’aimable autorisation du Minor Planet Center
URL http://books.openedition.org/editionscnrs/docannexe/image/11534/img-1.jpg
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Légende Fig. 2 – Orbite et photo d’une comète. Ce montage met en évidence l’orbite allongée que décrit une comète autour du Soleil, ainsi que l’orientation de ses queues. La queue de plasma, rectiligne et bleutée, s’aligne dans la direction antisolaire ; la queue de poussière, blanche et diffuse, tourne sa concavité dans la direction d’où provient le noyau de la comète, alors dissimulé par la chevelure lumineuse. Document ACLR
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Légende Fig. 3 – Noyaux cométaires. Les images (qui ne sont pas toutes à la même échelle) témoignent de la diversité des noyaux cométaires et d’une qualité des images qui progresse avec des distances au noyau de plus en plus réduites.a. Halley vu par Giotto en mars 1986 (HMC/Giotto, ESA, MPAE) ; b. Borrelly vu par Deep Space 1 en septembre 2001 (Deep Space, NASA) ; c. Wild 2 lors du survol de Stardust en janvier 2004 (Stardust, NASA) ; d. Tempel 1 immédiatement avant la collision avec le module de Deep Impact le 4 juillet 2005 (Deep Impact, NASA)
URL http://books.openedition.org/editionscnrs/docannexe/image/11534/img-3.jpg
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Légende Fig. 4 – Astéroïdes. Les images (qui ne sont pas toutes à la même échelle) montent la grande diversité des formes des astéroïdes, qui ont tous subi de nombreuses collisions dont témoignent de multiples cratères d’impact.a. Gaspra survolé par Galileo (NASA) ; b. Ida survolé par Galileo (NASA) ; c. Mathilde survolé par NEAR-Shoemaker (NASA) ; d. Éros, lors du rendez-vous NEAR-Shoemaker (NASA) ; e. Itokawa, lors du rendez-vous Hayabusa (JAXA) ; f. Steins survolé par Rosetta (Rosetta Team, ESA)
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Légende Fig. 5 – Fragmentations cométaires. a. Image composite de l’alignement des mini-comètes de Shoemaker-Levy 9 après la fragmentation du noyau à proximité de Jupiter en 1992 (HST, NASA-ESA) ; b. fragmentation de 1999 S4 (LINEAR) en 2000 (HST, NASA-ESA) ; c. Schwassmann-Wachmann 3 en 2006 après sa fragmentation (Spitzer, NASA)
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Auteur

Professeur à l’université Pierre et Marie Curie et astrophysicienne à l’Institut Pierre-Simon Laplace. Ses travaux portent la physique des petits corps du Système solaire, plus particulièrement sur l’origine et l’évolution des comètes, à partir d’observations spatiales et à distance et de simulations numériques et expérimentales. Son nom a été donné à l’astéroïde 6170 Levasseur. Elle a présidé la commission Planètes et petits corps du Système solaire du COSPAR de 1996 à 2004 et le comité français d’organisation de l’Année mondiale de l’astronomie 2009. Elle est l’auteur d’environ 150 publications et de plusieurs ouvrages

© CNRS Éditions, 2010

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