Dans cette partie, nous verrons les caractéristiques essentielles des petits corps du Système Solaire principalement les astéroïdes, les objets transneptuniens et les comètes.

La partie Décrire présente ces caractéristiques de façon aussi simple que possible et peut être lue avec des connaissances de niveau de terminale scientifique. En revanche, la partie Comprendre a pour objectif de démontrer quelques uns des résultats présentés précédemment et requiert un bagage en physique générale d’un niveau de licence.

En 2006, l’Union astronomique internationale (UAI) a défini les petits corps du système solaire comme étant tous les objets orbitant autour du Soleil qui ne sont ni une planète, ni une planète naine, ni un satellite. Les petits corps sont donc définis par opposition aux autres objets du système solaire. En pratique, les petits corps du système solaire sont les objets orbitant autour du Soleil mais n’ayant pas une masse suffisante pour avoir une forme presque sphérique et qui n’ont pas fait place nette dans leur voisinage.

La résolution de l'UAI définissant les différents objets du système solaire peut être trouvée ici.

L’usage distingue différents types de petits corps et en particulier, les astéroïdes, les objets de Kuiper et les comètes. Néanmoins, l’UAI n’a pas défini ces différentes appellations. Nous appellerons « astéroïdes » les petits corps dont l’ensemble de l’orbite est contenue à l’intérieur de celle de Neptune et « objets de Kuiper » ceux dont au moins une partie de l’orbite est située au-delà de celle de Neptune. D’autre part, nous définirons par « comète » les petits corps qui présentent une activité, c’est-à-dire l’émission de gaz et de poussières, sur une partie de leur orbite.

La majorité des astéroïdes est située entre Mars et Jupiter. Cet ensemble forme la ceinture principale d’astéroïdes. Néanmoins, l’orbite de certains astéroïdes peut croiser celle de la Terre, ceux-ci sont parfois appelés les géo-croiseurs. D'autres astéroïdes, appelés les troyens, circulent sur les mêmes orbites que les planètes et ceux dont des orbites sont comprises entre celles des planètes géantes sont appélés centaures. Les objets de Kuiper sont quant à eux majoritairement situés entre 30 et 50 unités astronomiques et forment la ceinture de Kuiper. Les comètes peuvent provenir d'au moins deux réservoirs : la ceinture de Kuiper et le nuage de Oort qui pourrait s'étendre jusqu'à 100 000 unités astronomiques du Soleil.

D’autre part, les poussières micrométriques gravitant sur le plan de l’écliptique et formant la lumière zodiacale peuvent aussi être considérées comme des petits corps même si leurs dimensions sont extrêmement faibles.

Le premier astéroïde a été découvert par Giuseppe Piazzi dans la nuit du 1er janvier 1801. Il s’agit de Cérès. Les calculs orbitaux montrèrent rapidement que ce nouvel objet se situait entre les planètes Mars et Jupiter. Entre 1802 et 1807, trois autres astéroïdes : Pallas, Junon et Vesta furent découverts sur des orbites très similaires. La recherche des petits corps du système solaire ne présentant pas d’activité cométaire, commença donc au début du 19ème siècle.

L’étude des astéroïdes présente un intérêt notable car elle permet de mieux comprendre les origines et la formation du système solaire dans son ensemble (voir notamment la page sur la composition des astéroïdes).

Afin de pouvoir connaître le plus grand nombre possible d'astéroïdes, des programmes de recherche automatique d’astéroïdes ont été conçus. Il s’agit de caméras CCD couplées à des télescopes dont les images prises à intervalles réguliers sont comparées automatiquement. Ces programmes permettent de découvrir de nombreux astéroïdes tous les mois. La page d’accueil du Minor Planet Center (http://minorplanetcenter.net/) donnant le nombre de découvertes lors du mois et de l’année en cours est particulièrement éloquente.

Dès qu’un nouveau petit corps est observé, il reçoit une désignation provisoire codant la date de la 1ère observation. Une fois que l’orbite d’un petit corps est clairement établie chaque corps reçoit un numéro permanent. Au 10 Févier 2015, 680 035 petits corps avaient été observés dont 427 393 ont une orbite bien définie (http://www.minorplanetcenter.net/mpc/summary).

La majorité des astéroïdes est située entre Mars et Jupiter et plus précisément entre 2.1 et 3.3 unités astronomiques du Soleil. D’autre part, l’inclinaison des orbites des astéroïdes et généralement très faible, inférieure à 4°, les astéroïdes gravitent donc autour du Soleil dans une zone proche du plan de l’écliptique. La distribution des astéroïdes en fonction du demi-grand axe de leurs orbites présente des discontinuités appelées « lacunes de Kirkwood » qui sont des zones de la ceinture d’astéroïdes peu peuplée. En effet, l’orbite des astéroïdes présents dans ces zones n’est pas stable sur de longues périodes à cause des effets de résonances orbitales avec Jupiter.

Sur la figure ci-contre, on remarquera une faible population d’astéroïdes dont le demi-grand axe est compris entre 0.8 et 1.8 unités astronomiques. Parmi ceux-ci, certains peuvent avoir une orbite croisant celle de la Terre, il s’agit des astéroïdes géo-croiseurs qui sont aussi appelés NEO (Near Earth Objects). Les astéroïdes ayant un demi-grand axe de 5.2 unités astronomiques ont une orbite stable et identique à celle de Jupiter et ils se répartissent aux alentours de certains points de Lagrange de Jupiter qui correspondent à des zones de stabilité https://media4.obspm.fr/public/FSU/pages_points-lagrange/impression.html.

La distribution spatiale des astéroïdes dans la ceinture principale

Distribution des astéroïdes en fonction du demi-grand axe de leurs orbites.

Crédit : MPC / http://www.minorplanetcenter.net/iau/plot/OrbEls01.gif

Les astéroïdes ont des tailles extrêmement variables. Le plus gros et le plus massif, Cérès, présente un diamètre équatorial de 975 km. D’autre part, Cérès ayant une forme proche de la sphère il est aujourd’hui considéré comme une planète naine. Les grands astéroïdes, du type de Cérès, sont les plus rares, néanmoins ils représentent une fraction notable de la masse contenue dans la ceinture principale. Ainsi, avec une masse de 9.5 × 10²⁰ kg, Cérès représente à lui seul environ un tiers de la masse totale de la ceinture principale. Mais, d’une manière générale, le nombre d’astéroïdes croît lorsque leur taille diminue. Aussi, la très grande majorité des astéroïdes ont des dimensions beaucoup plus petites et peuvent avoir des formes très éloignées d’une sphère. C’est en particulier les cas de l’astéroïde Eros qui a été survolé en 2000 par la sonde spatiale NEAR (Near Earth Asteroid Rendezvous) et qui possède une forme très allongée. Globalement, la distribution en taille des astéroïdes semble suivre une loi en puissance avec une surabondance d’astéroïdes présentant des diamètres d’environ 100 km et 5 km. Cette distribution fournit une contrainte forte sur les modèles concernant l’histoire collisionnelle de la ceinture principale d’astéroïdes.

L'astéroïde Eros

Série d'images de l'astéroïde Eros acquises par la sonde NEAR alors distante d'environ 1800 km. Les dimensions de cet astéroïde de forme ellipsoïdale sont de 34.4 x 11.2 x 11.2 km.

Crédit : NASA / JHUAPL : http://near.jhuapl.edu/iod/20000228/index.html

Distribution en taille des astéroïdes

Distribution en taille des astéroïdes.

Les observations spectroscopiques permettent de distinguer de nombreuses classes classes d’astéroïdes. Les 3 principales classes sont les astéroïdes de type C (Carbonés), de type S (Silicatés) et de type M (Métalliques). Les astéroïdes carbonés sont les plus nombreux et représentent 75% des astéroïdes observés. La distribution de ces différents types d’astéroïdes en fonction de la distance au Soleil est différente et est représentée sur la partie basse de la figure ci-contre. En effet, les astéroïdes carbonés sont majoritairement présents dans les zones externes de la ceinture d’astéroïdes alors que les astéroïdes de type S et M se concentrent dans les zones plus internes (voir figure ci-contre). Ces différentes distributions spatiales reflètent à la fois les processus liés à la formation de ces différents petits corps et l'évolution dynamique de la ceinture d'astéroïdes qui a pu conduire au mélange partiel des différentes populations d'astéroïdes.

Néanmoins, il faut aussi garder à l’esprit qu’une grande partie de notre connaissance sur la composition des astéroïdes provient de l’étude des météorites. En effet, la très grande majorité des météorités récoltées sur Terre provient de la ceinture d'astéroïdes. L'étude en laboratoire des météorites permet en particulier de préciser l'abondance des différents métaux (principalement du fer et du nickel), la nature des minéraux ainsi que d'obtenir des informations structuales sur la phase organique complexe et l'identification chimique des certains molécules simples. D’autre part, à quelques exceptions près, les astéroïdes ne contiennent pas de glace et ne présentent donc pas d’activité cométaire.

La distribution spatiale des différents types d'astéroïdes

Distribution des astéroïdes en fonction de leur demi-grand axe. Distribution en nombre (en haut) et distribution des différentes classes d'astéroïdes (en bas).

Crédit : Encyclopedia Britannica, http://www.britannica.com/media/full/3485

Les premières sondes spatiales lancées dans les années 1970 et 1980 n’ont pas survolé d’astéroïdes. Le premier survol d’un astéroïde, 951 Gaspra, a été effectué le 29 Octobre 1991 par la sonde Galileo. Depuis, de nombreux astéroïdes ont été survolés par des sondes spatiales. Les images acquises par les télescopes situés à la surface de la Terre ou en orbite autour de la Terre ne révèlent que très peu de détails dela surface des astéroïdes même sur Cérès qui est pourtant l’astéroïde le plus grand. Les survols d’astéroïdes par des sondes spatiales sont donc importants pour révéler des détails de la surface des astéroïdes, mais aussi leur forme précise ainsi que d’autres paramètres physico-chimiques comme la composition et la minéralogie de la surface ou la distribution massique interne.

Les principales missions d’études des astéroïdes sont NEAR (Near Earth Asteroid Rendezvous) qui s’est placée en orbite autour de l’astéroïde Eros en 2000 et Hayabusa qui malgré quelques difficultés techniques a pu prélever, puis ramener sur Terre, quelques poussières à la surface de l’astéroïde Itokawa. D’autre part, la mission DAWN s’est placée en orbite autour de l’astéroïde Vesta en 2011 puis en orbite autour de Cérès à partir du 6 mars 2015.

L'exploration spatiale des astéroïdes

Photographies de l'ensemble des astéroïdes qui avaient été survolés début 2015. Les tailles des différents astéroïdes sont à l'échelle.

Crédit : http://solarviews.com/raw/pia/PIA14316.jpg

On désigne par objet trans-neptunien tout objet du système solaire dont l’orbite est entièrement ou en majeure partie située au-delà de celle de Neptune. Le premier objet trans-neptunien connu est Pluton qui a été découvert en 1930. Il fut considéré comme la 9ème planète du système solaire, avant d’être classifiée comme planète naine en 2006. L’existence de nombreux objets au-delà de Neptune avait été postulée par K.E. Edgeworth en 1949 puis par G.P Kuiper en 1951. Jusqu’en 1992, Pluton et son plus gros satellite Charon étaient les seuls objets trans-neptuniens connus. La découverte d’un nouvel objet de Kuiper en 1992 marque le début d’une recherche systématique des objets trans-neptuniens. Début 2015, plus de 1300 objets trans-neptuniens avaient été détectés (http://www.minorplanetcenter.net/iau/lists/t_tnos.html). Les orbites de ces objets correspondent à plusieurs groupes dynamiques. Nous verrons dans la partie suivante qu'on distingue en particulier les objets appartenant à la ceinture de Kuiper de ceux appartenant au disque épars.

La découverte d'un nouvel objet trans-neptunien en 1992

Séquence temporelle des images ayant permis la découverte d'un objet trans-neptunien le 30 août 1992. L'objet trans-neptunien est entouré d'un cercle blanc.

Crédit : http://www2.ess.ucla.edu/~jewitt/kb.html

Environ la moitié des objets trans-neptuniens présente des orbites au-delà de Neptune ayant des faibles excentricités (e < 0.2) et des demi-grand axes généralement compris entre 37 and 48 unités astronomiques. Ces objets trans-neptuniens sont appelés les objets de Kuiper classiques et forment la ceinture de Kuiper. Cette ceinture a une structure similaire à la ceinture principale d’astéroïdes et est structurée par des résonances avec l’orbite de Neptune. Ainsi de nombreux objets de Kuiper, dont Pluton, sont en résonance 2:3 avec Neptune.

D’autre part, un nombre croissant d’objets trans-neptuniens présentent des orbites de forte excentricité (e > 0.2), des périhélies au-delà de l’orbite de Neptune et des demi-grand axes supérieurs à 48 unités astronomiques. Ces objets font partie du disque épars. L’objet le plus massif de ce disque épars est Eris. On peut noter que l’orbite de Sedna avec un périhélie de 76 UA et un aphélie d’environ 900 UA est tout à fait exceptionnelle. Aussi Sedna peut être considéré comme un objet du nuage de Oort interne. La strcuture du nuage est discuté dans la partie traitant de l'orbite des comètes.

Les objets se trouvant aujourd'hui dans la ceinture de Kuiper et le nuage de Oort se sont très vraisemblablement formés dans la zone actuelle des planètes géantes. Ils ont ensuite été repoussé à des distance héliocentriques plus élevés suite aux interactions gravitationnelles avec les planètes géantes.

La distribution spatiale des objets trans-neptuniens

Excentricité en fonction du demi-grand axe des objets trans-neptuniens et des centaures. Cette figure montre les différentes familles dynamiques d’objets et en particulier les objets de la ceinture de Kuiper classique et ceux du disque épars mais aussi les centaures dont le demi-grand axe est inférieur à celui de Neptune.

Crédit : https://nai.gl.ciw.edu/sites/nai.gl.ciw.edu/files/images/ghuntress/2011-02-15%2018:43/5.1.3fig1.png

Les objets trans-neptuniens étant éloignés et de faible luminosité, il n’est pas aisé d’en déduire leurs caractéristiques physiques comme la taille ou la masse. Néanmoins, certains objets trans-neptuniens possèdent un ou plusieurs satellites. C’est, par exemple, le cas d'Eris qui possède un satellite, Dysnomie, et de Pluton autour duquel gravitent au moins 5 satellites. Si la période de révolution et le rayon de l’orbite des satellites sont mesurés, alors la masse du système peut être calculée grâce à la troisième loi de Kepler. Ainsi les masses d'Eris et de Pluton sont de 1.67 × 10²² kg et de 1.31 × 10²² kg. On remarquera que Eris est légèrement plus massif que Pluton.

Comme pour la masse, la mesure des diamètres des objets trans-neptuniens peut être délicate. Pour des objets dont l’orbite est bien connue, la méthode la plus précise pour mesurer la taille est l’occultation stellaire. Lors d’une occultation stellaire, l’objet étudié passe devant l’étoile et projette une ombre à la surface de la Terre. La mesure de la durée de l’occultation en différents points à la surface de la Terre permet alors de calculer le diamètre de l’objet occultant de manière relativement précise. Les rayons de Pluton et d'Eris sont actuellement estimés à 1153 ± 10 km et 1163 ± 6 km.

Connaissant la taille et la masse, la densité moyenne de ces objets est immédiatement déduite. La valeur de la densité moyenne renseigne sur la composition globale de ces objets. La densité volumique d'Eris étant d’environ 2.5 g.cm^-3, celui-ci doit être composé majoritairement de roches. D’autre part, connaissant la taille et la magnitude, l’albédo peut aussi être estimé rapidement. Ainsi Eris possède un albédo de 0.96, ce qui fait d'Eris un des objets les plus réfléchissants du système solaire et qui indique la présence possible de glaces à la surface.

On notera que les occultations stellaires peuvent aussi révéler la présence d’atmosphère. Ainsi, Pluton est entouré d’une faible atmosphère dont la pression à la surface est estimée entre 6 et 24 microbars.

Malgré l’éloignement et la forte magnitude des objets trans-neptuniens, des observations photométriques et spectroscopiques dans le visible et le proche infrarouge permettent de contraindre la nature chimique des surfaces des objets de Kuiper. Sans surprise, l’objet dont la nature chimique de la surface est la mieux connue est le plus brillant, c’est-à-dire Pluton. En effet, les observations spectroscopiques dans le proche infrarouge ont montré que le composé principal est l’azote moléculaire (N₂) avec des quantités plus faibles de méthane (CH₄) et de monoxyde de carbone (CO). Dans le cas de Pluton, les observations actuelles permettent aussi de mettre en évidence des hétérogénéités à la surface. Le méthane a été détecté sur d’autres objets trans-neptuniens de grande taille, néanmoins l’azote et le monoxyde de carbone n’ont été détecté que sur Pluton (et Triton, le satellite principal de Neptune). En effet, même si le méthane n’est pas le composé le plus abondant, c'est le plus facile à détecter dans le proche infrarouge grâce à ces bandes d’absorption intenses. On notera que ces composés, l’azote, le méthane et le monoxyde de carbone, sont extrêmement volatiles et ne peuvent être présents en phase solide que sur des objets à la fois suffisamment froids pour les condenser et suffisamment massifs pour éviter l’échappement gravitationnel.

Néanmoins, tous les objets trans-neptuniens n’ont pas la même composition de surface. En effet, de la glace d’eau ainsi que des hydrates d’ammoniac ont été détectés à la surface de certains d’entre eux.

Spectre infrarouge et composition de surface de Pluton

Spectre dans l’infrarouge proche de Pluton montrant la présence de glaces de N₂, CH₄ et CO en surface.

Crédit : http://pluto.jhuapl.edu/common/content/What-We-Know/images/6_PlutoSpectrum3_lg.gif

A ce jour (Mai 2015), aucun objet trans-neptunien n’a été survolé par une sonde spatiale. Néanmoins, la sonde spatiale New Horizons lancée le 19 janvier 2006 doit survoler Pluton le 14 Juillet 2015 à une distance d’environ 10 000 km. Il s’agira donc du 1er survol d’un objet trans-neptunien par une sonde spatiale. Après le survol de Pluton, la sonde New Horizons continuera sa trajectoire dans la ceinture de Kuiper et devrait encore survoler un ou deux autres objets. Néanmoins, cette phase de la mission et les objets à survoler ne sont pas encore définis.

Les premières images de Pluton par la sonde New Horizons

Premières images de Pluton et de son satellite Charon acquises par la sonde New Horizons en janvier 2015 à une distance d’environ 200 millions de kilomètres.

Crédit : Credit: NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Southwest Research Institute http://pluto.jhuapl.edu/Multimedia/Science-Photos/pics/lorri_opnav2_sqrt_BW_poslevBOTH.jpg

Les comètes sont parfois visibles à l'œil nu, aussi sont-elles connues depuis l'Antiquité et ont parfois été représentées sur certaines œuvres d'art anciennes. Dans la croyance populaire, l'apparition d'une comète était associée à un bon ou à un mauvais présage suivant les cas. D'après Aristote, les comètes étaient un phénomène atmosphérique. La nature extraterrestre des comètes ne sera démontrée qu'en 1577 par Tycho Brahé qui effectua des mesures de parallaxes montrant que les comètes pouvaient être plus lointaines que la Lune. Certaines comètes ont eu une importance historique. En particulier, le retour de la comète 1P/Halley en 1758 avait été prédit par Edmond Halley. Cette prédiction permit alors de démontrer la théorie de la gravitation newtonienne. D'autre part, la comète 1P/Halley a été également la première comète survolée par des sondes spatiales en 1986.

Certaines comètes ont une orbite très elliptique, leur distance au Soleil peut varier de manière très significative au cours de l’orbite. Aussi lorsqu’elles se rapprochent, elles développent une activité : leur noyau est alors entouré d’une atmosphère constituée de gaz et de poussières. Bien que de faible densité, cette atmosphère peut être très étendue et brillante. C’est cette activité qui distingue les comètes des autres petits corps du système solaire.

De nos jours plus de 3800 comètes ont été observées (http://www.minorplanetcenter.net/). Durant les dernières décennies les comètes les plus remarquables ont été C/1996 B2 Hyakutake, C/1995 O1 Hale-Bopp, C/2006 P1 McNaught. D'autre part, depuis 1P/Halley, 6 autres comètes ont été survolées par des sondes spatiales : 26P/Grigg-Skjellerup, 19P/Borelly, 9P/Tempel, 81P/Wild 2, 103P/Hartley 2 et 67P/Churyumov-Gerasimenko qui est accompagnée par la sonde Rosetta depuis août 2014.

La comète Q/2001 NEAT

Image de la comète C/2001 Q4 (NEAT) prise depuis l’observatoire de Kitt Peak en Arizona en 2004.

Crédit : https://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Comets

Les comètes ont généralement des orbites très excentriques. Leur distance au Soleil varie donc de manière très significative durant leur orbite. Elles sont généralement classifiées en fonction de leur période de révolution : les comètes ayant une période inférieure à 200 ans sont appelées comètes à courtes périodes alors que celles ayant une période supérieure à 200 ans sont appelées comètes à longue période. L’inclinaison des orbites des comètes à courtes périodes est généralement proche du plan de l’écliptique alors que les comètes à longues périodes ont une inclinaison aléatoire. Il est possible que les comètes à longues périodes puissent évoluer en comètes à courtes périodes suite à des interactions gravitationnelles avec les planètes géantes. On distingue aussi la famille des comètes de Jupiter qui possédent des périodes orbitales inférieures à 20 ans. Ces comètes sont ainsi nommées car leurs orbites sont déterminées par influence gravitationnelle de Jupiter. De plus, étant qu'elles ont des inclinaisons faibles et un sens de révolution autour du Soleil identique à celui des planètes, ces comètes trouvent très vraisemblablement leur origine dans le cainture de Kuiper.

Les comètes dont les orbites présentent de très longues périodes et des inclinaisons aléatoires proviendraient d’un réservoir appelé « nuage de Oort ». Celui-ci se situerait entre 50 000 et 100 000 unités astronomiques et aurait la forme d'une coquille sphérique entourant l'ensemble du système solaire. Il faut noter qu'aucun corps n'a jamais été observé à de telles distances du Soleil ; aussi l'existence du nuage de Oort n’est déduite que des observations des comètes à longues périodes. La densité de matière étant très faible à de telles distances du Soleil, les comètes du nuage de Oort ne se sont pas formées in-situ. Elles se seraient agrégées dans la zone des planètes géantes et en auraient été éjectées suite à des interactions gravitationnelles.

Les comètes dont les orbites présentent des périodes inférieures à 200 ans et des inclinaisons proches du plan de l’écliptique proviendraient quant à elles du nuage de Kuiper.

Les réservoirs des comètes

Illustration montrant les deux réservoirs principaux des comètes : la ceinture de Kuiper à 30-50 unités astronomique du Soleil et le nuage de Oort qui pourrait s’étendre jusqu’à 50 ou 100 000 unités astronomiques du Soleil.

Crédit : http://www.esa.int/spaceinimages/Images/2014/12/Kuiper_Belt_and_Oort_Cloud_in_context

L’activité cométaire, c’est-à-dire le développement d’une faible atmosphère entourant le noyau solide est la caractéristique qui distingue les comètes des autres petits corps du système solaire. Le développement de cette faible atmosphère est dû à la sublimation des glaces contenues dans le noyau. Cette sublimation est induite par le réchauffement du noyau lorque celui-ci se rapproche du Soleil. Aussi lorsque les comètes sont situées à quelques unités astronomiques du Soleil, différentes grandes structures sont observables :

• une atmosphère en expansion, appelée coma ou chevelure, qui entoure le noyau et qui correspond à la zone la plus brillante de comètes. Le diamètre de cette atmosphère est de l'ordre de 10 000 à 100 000 kilomètres.
• une queue de poussières de couleur légèrement jaunâtre. Cette couleur est due à la diffusion de la lumière solaire par les grains. Sa direction est opposée à la trajectoire de la comète sur son orbite autour du Soleil et elle est légèrement incurvée par la pression de radiation qui s'exerce sur les grains. La longueur de la queue de poussière peut atteindre 10 millions de kilomètres.
• une queue d'ions de couleur bleue due à l'émission de l'ion CO⁺. Cette queue d'ions est rectiligne et orientée dans la direction Soleil-comète. Cette direction privilégiée résulte de l'interaction entre les ions cométaires et le vent solaire. Cette queue d'ions peut atteindre une dimension de l'ordre de 100 millions de kilomètres.
• d'autre part, bien qu’invisible aux longueurs visibles, un nuage d'hydrogène atomique entoure l'atmosphère cométaire.

Ces différentes structures, ainsi que la petite taille et le faible albédo des noyaux cométaires, rendent très difficile l’observation directe de ces noyaux cométaires depuis le sol ou l’orbite terrestre. Aussi notre connaissance sur la composition des noyaux cométaires provient majoritairement de l’étude de leurs atmosphères.

La comète C/1995 O1 (Hale-Bopp)

Image de la comète C/1995 O1 Hale-Bopp prise en 1997 montrant les différentes structures qui se développent autour du noyau lorsque celui-ci se rapproche du Soleil.

Crédit : http://stardust.jpl.nasa.gov/science/hb.html

La composition des comètes peut être déterminée par des observations depuis le sol et l’orbite terrestre dans tous les domaines de longueur d’onde. Ces observations ont permis de détecter dans la coma plus de 20 molécules gazeuses. L’eau est la molécule gazeuse la plus abondante ; le dioxyde de carbone (CO₂) et le monoxyde de carbone (CO) présentent de fortes abondances de l’ordre de 10%. Ces molécules gazeuses présentent une grande diversité chimique et certaines sont relativement complexes comme le cyano-acétylène (HC₃N) ou l’éthylène glycol (HO-CH₂-CH₂-OH). D’autre part, la nature de certains minéraux peut aussi être déterminée par des observations à distance. Ainsi les grains cométaires sont majoritairement constitués de silicates. Néanmoins, ces grains contiennent aussi une matière organique réfractaire. Cette composante organique présente en phase solide dans les grains cométaires est très difficile à observer depuis la Terre et n’a été mise en évidence de manière directe que par des mesures in-situ.

Notre connaissance sur la composition des noyaux cométaires provient donc majoritairement de l’étude de leurs atmosphères. Les observations de l’environnement cométaire permettent de déduire que les noyaux cométaires sont constitués d’un mélange de minéraux, de composés organiques réfractaires et de glaces de composés volatils.

Il faut noter qu’une partie des poussières extra-terrestres collectées dans la haute atmosphère terrestre ou au sol ont très vraisemblablement une origine cométaire. D’autre part, la sonde spatiale Stardust a collecté des grains dans l’environnement de la comète 81P/Wild2 puis les a ramenés sur Terre en janvier 2006. Ces échantillons disponibles au laboratoire permettent de déterminer de manière relativement précise la composition minéralogique des comètes.

Composition chimique des comètes

Composition chimique des comètes.

Crédit : Crédit : Astrophysique sur Mesure / Françoise Roques et Gilles Bessou http://media4.obspm.fr/public/AMC/pages_cometes/impression.html

La comète de 1P/Halley est la première à avoir été survolée par une sonde spatiale en 1986. A cette occasion, 5 sondes spatiales ont approché la comète 1P/Halley : Sakigake, Suisei, Vega-1, Vega-2 et Giotto. Le survol le plus proche a été réalisé par la sonde Giotto en mars 1986 à une distance de 596 km. Le noyau de la comète 1P/Halley a donc été le premier à avoir été photographié, ses dimensions ont alors été estimées à 16 × 8 × 7 km. La sonde Giotto a poursuivi sa course et a ensuite survolé la comète 26P/Grigg-Skjellerup en juillet 1992. Depuis 5 autres comètes ont été survolées :

• 19P/Borelly en septembre 2001 par la sonde Deep Space 1
• 81P/Wild 2 en janvier 2004 par la sonde Stardust
• 9P/Tempel 1 en juillet 2005 par la sonde Deep Impact puis en février 2011 par la sonde Stardust-Next (extension de la mission Stardust)
• 103P/Harley 2 en novembre 2010 par la sonde Epoxi (extension de la mission Deep-Impact)
• 67P/Churyumov-Gerasimenko depuis août 2014 par la sonde Rosetta

Depuis août 2014, la sonde Rosetta accompagne la comète 67P/Churyumov-Gerasimenko durant une partie de son orbite autour du Soleil. Pour la première fois, il ne s’agit pas d’un survol du noyau, mais d’une mise en orbite autour du noyau ce qui permet de faire une étude plus détaillée de la comète mais aussi de suivre le développement de son activité lors de son approche du Soleil. D’autre part, un module nommé Philae a atterri sur la surface du noyau de 67P/Churyumov-Gerasimenko le 12 novembre 2014. Cette mission devait durer jusqu’en décembre 2015, mais a été prologée jusqu'en septembre 2016..

Le noyau de 67P/Churyumov-Gerasimenko photographié par la sonde Rosetta

Photographie acquise à une distance de 285 km grâce à la camera OSIRIS de la sonde Rosetta du noyau de la comète 67P/Churyumov-Gerasimenko. Les dimensions de la partie la plus importante sont d’environ 4.1 × 3.2 × 1.8 km alors que celles du plus petit lobe sont d’environ 2.6 × 2.3 × 1.8 km.

Crédit : ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA http://www.esa.int/spaceinimages/Images/2014/08/Comet_on_3_August_2014

Les météorites sont des objets d’origine extra-terrestre retrouvés à la surface terrestre et donc disponibles en laboratoire pour des analyses physico-chimiques détaillées. Les météorites ne sont pas des petits corps du système solaire puisqu’elles n’orbitent plus autour du Soleil. Avant d’atteindre le sol terrestre, ces objets extra-terrestres traversent l’atmosphère terrestre. Lors de cette traversée atmosphérique, ils subissent un très fort échauffement produisant une traînée lumineuse appelée météore. Concernant les météorites, les chutes sont distinguées des trouvailles. Les chutes sont les météorites pour lesquelles la traversée atmosphérique a été observée alors que les trouvailles sont celles qui ont été retrouvées au sol sans que la date d’impact soit connue.

Les corps parents de la plupart des météorites sont des astéroïdes. L’étude des météorites en laboratoire permet d’obtenir des informations inaccessibles aux observations astronomiques classiques et de mieux comprendre l’évolution des astéroïdes mais révèlent aussi de précieuses informations concernant la formation du système solaire et les processus physico-chimiques présents dans le disque proto-planétaire. En particulier, certaines météorites contiennent une très grande diversité de composés organiques ou des inclusions qui constituent les tout premiers solides condensés dans la nébuleuse primodiale et qui permettent de dater l’origine du système solaire dans son ensemble.

On peut noter que le flux annuel de météorites à la surface de la Terre est estimé à 10¹⁰ – 10¹¹ g/an et que ce flux est dominé par les micrométéorites ayant des dimensions de l’ordre de quelques micromètres.

La météorite de Orgueil

Fragment de la météorite d’Orgueil dont la chute a été observée en 1864.

Crédit : collection du MNHN-Paris http://www.futura-sciences.com/magazines/espace/infos/actu/d/astronomie-systeme-solaire-ne-little-bang-dixit-meteorite-orgueil-25248/

L’étude des météorites a montré une très grande diversité de ces objets et elles sont subdivisées en deux grandes familles : les météorites différenciées et les météorites non-différenciées. Les météorites non-différenciées contiennent un matériau qui n’a pas été profondément altéré dans le corps parents et sont aussi appelées chondrites car elles contiennent généralement des chondrules qui sont des inclusions de forme sphérique ayant des tailles de l’ordre de quelques micromètres jusqu’au centimètre. Le matériau des météorites différenciées a subi de profondes modifications dans le corps parents.

Les météorites non différenciées, aussi appelées chondrites, sont elles même subdivisées en trois classes principales en fonction de leur composition : i.) les chondrites carbonées qui contiennent plusieurs pourcents en masse de carbone, ii.) les chondrites à enstatite qui sont riches en enstatite (minéral de formule MgSiO₃) et iii.) les chondrites ordinaires qui sont les plus courantes. Bien que non-différenciées, les chondrites ont pu subir quelques processus d’altération depuis leur formation : métamorphisme thermique, altération aqueuse ou chocs. Néanmoins, certaines chondrites primitives possèdent une composition élémentaire très proche de celle du Soleil ce qui montre une formation très ancienne et quasi contemporaine de celle du Soleil. Ces météorites font partie des matériaux les plus primitifs que nous possédions sur Terre et peuvent alors fournir des contraintes concernant les conditions régnant dans le disque protoplanétaire ainsi qu’une datation du système solaire grâce à des méthodes de datation isotopique.

Les météorites différenciées sont elles aussi subdivisées en trois classes principales : i.) les achondrites qui sont principalement composées de minéraux, principalement des silicates ii.) les météorites métalliques constituées principalement de fer et de nickel et qui présentent des structures de cristallisation particulières appelées les figures de Widmanstätten et iii.) les lithosidérites constituées d’un mélange de minéraux et de métal. Celles-ci proviennent de corps parents suffisamment massifs pour avoir subi un processus de différentiation. Les météorites métalliques proviendraient du cœur métallique de ces corps parents alors que les achondrites proviendraient des régions externes de ces corps parents.

La météorite de Allende

Coupe de la météorite de Allende sur laquelle les chondres sont visibles.

Crédit : UPEC / N. Fray

La météorite de Gibeon

Coupe de la météorite métallique de Gibeon sur laquelle les figures de cristallisation de Widmanstätten sont visibles.

Crédit : UPEC / N. Fray

Certaines chondrites carbonées possèdent une composition élémentaire très proche de celle du Soleil malgré un appauvrissement pour les éléments les plus volatils (H, He, C, N,...). Ces météCes météorites se sont donc formées en même temps que le système solaire et n'ont pas subi de changement de composition important depuis. D’autre part, des études par spectrométrie de masse en laboratoire permettent de mesurer l’abondance d’éléments à l’état de traces. Il est donc possible de mesurer l’abondance d’éléments radioactifs à très longue durée de vie ainsi que l’abondance des éléments produits par ces processus radioactifs. Ces méthodes de datation radiométrique ont permis de déterminer l’âge de formation des météorites les plus primitives : 4.56 milliards d’années. Cette date correspond à la condensation des premiers solides dans le système solaire. On pourra retenir que sans l’étude en laboratoire des météorites, l’âge de notre système solaire ne serait pas connu avec autant de précision.

La datation absolue de roches anciennes est généralement réalisée grâce à la mesure de l'abondance d'éléments naturellement radioactifs. En effet, au cours du temps, l'abondance des noyaux parents décroît alors que celle des noyaux fils augmente. A un instant t, l'abondance des noyaux parents dépend de son abondance initiale et de son temps caractéristique de décroissance  : . Il faut noter que le temps de demi-vie , qui correspond au temps nécessaire pour que l’abondance initiale soit divisée par deux, est souvent utilisé à la place du temps caractéristique de décroissance. Ces deux temps sont liés par la relation .

A l’instant t, l'abondance des noyaux fils est égale à si tous les noyaux parents se désintègrent pour donner le même noyau fils. En combinant, les deux équations précédentes, peut être exprimée en fonction de qui sont les deux quantités mesurables. Néanmoins,l'abondance initiale de noyaux fils est généralement inconnue. La roche ayant pu subir une différentiation chimique lors de sa formation, elle peut être inhomogène. Les différentes mesures réalisées sur la même roche seront donc normalisées à l'abondance d'un isotope non radioactif de l'élément fils. En mesurant plusieurs échantillons de la même roche, l’âge de celle-ci ainsi que l'abondance initiale de l'élément fils radioactif pourront être déterminés (voir exercice dans la partie "Se Tester".).

Un des couples d'éléments couramment utilisé est le couple ⁸⁷Rb (élément parent) et ⁸⁷Sr (élément fils), les abondances de ces deux éléments sont normalisées à l'abondance de ⁸⁶Sr. Ces abondances sont mesurées par spectrométrie de masse en laboratoire. Les différentes mesures seront représentées dans un diagramme ⁸⁷Sr / ⁸⁶Sr en fonction de ⁸⁷Rb / ⁸⁶Sr. La pente de la droite obtenue est liée à l’âge de formation de la roche alors que l’ordonnée à l’origine donne la rapport initial ⁸⁷Sr / ⁸⁶Sr. En normalisant à un isotope stable et en effectuant différentes mesures sur une roche hétérogène, les deux inconnues précédentes peuvent donc être déterminées et en particulier l’âge de la roche. Cette méthode n’est valable que si le système étudié, la roche ou la météorité, est clos, c’est-à-dire si aucun des éléments étudiés n’a pu diffuser à l’extérieur du système.

La datation absolue des météorites, et en particulier des inclusions les plus anciennes qu’elles contiennent, nous permet de dater la formation du système à 4.56 milliards d'années. Sans l'étude des météorites et des méthodes de datations liées aux isotopes naturellement radioactifs, l'obtention d'un chiffre aussi précis ne serait pas possible. L’étude des météorites et de l’ensemble des échantillons d’origine extra-terrestre disponibles au laboratoire permet donc de dater de manière absolue la formation du système solaire dans son ensemble.

L’atmosphère des comètes est appelée coma. La principale source des espèces gazeuses présentes autour des noyaux cométaires est la sublimation des glaces contenues dans celui-ci. Les molécules gazeuses produites directement depuis la surface ou la sous-surface du noyau sont appelées « molécules mères ». Une fois dans l’environnement cométaire ces molécules gazeuses sont soumises au flux ultraviolet du Soleil et peuvent se photo-dissocier en de nouvelles espèces gazeuses plus petites appelée « molécules filles ». Par exemple, la molécule d’eau peut se photo-dissocier en radicaux hydroxyle (OH) et en atomes d’hydrogène. La distribution spatiale autour du noyau est l'élément essentiel pour comprendre l’origine des espèces gazeuses. Afin de déterminer les mécanismes de production des différentes espèces gazeuses présentes dans la coma puis remonter aux abondances des molécules présentes dans le noyau ; les distributions spatiales mesurées grâce aux observations astronomiques doivent être comparées à un modèle. Le modèle le plus simple pour décrire la distribution spatiale des molécules est le modèle de Haser.

Dans le cadre du modèle de Haser, la densité des molécules mères dans la coma n’est régi que par l’expansion générale de la coma et par leur photolyse sous l’effet du rayonnement UV solaire. La densité volumique (en molécules.m^-3) en fonction de la distance r au noyau, vérifie donc l’équation de conservation de la masse : où est la durée de vie de la molécule mère étudiée dans l’environnement cométaire et la vitesse d’expansion des gaz dans la coma.

En supposant un état stationnaire, une vitesse constante dans la coma et une symétrie sphérique, l’équation précédente se simplifie : où est appelée « longueur d’échelle parent », elle correspond à la longueur caractéristique de photolyse de la molécule mère.

La condition initiale permettant d’intégrer l’équation différentielle précédente est donnée par le taux de production Q (en molécules.s^-1) qui correspond au nombre de molécules mère émises depuis la surface du noyau en 1 seconde. L’intégration de l’équation précédente conduit à : .

Pour les molécules filles, la densité volumique dans la coma est régi par les mêmes processus auxquels il faut rajouter la production directement dans la coma par photolyse de la molécule mère. Dans ce cas, l’équation de conservation de la masse s’écrit avec deux termes dans le membre de droite ; i.) un terme de production qui correspond à la photodissociation de la molécule mère et ii.) un second terme de destruction correspond à la photodissociation de l’espèce fille considérée. Soit et les densités volumiques des espèces mère et fille, ainsi que et leurs temps de vie respectifs dans l’environnement cométaire. L’équation de conservation de la masse pour une espèce fille s’écrit alors : En utilisant les mêmes hypothèses géométriques et dynamiques que précédemment et en imposant la condition initiale n_F (0)=0, on trouve : . Dans cette dernière équation, Q est le taux de production de la molécule mère dont est issue la molécule fille, la longueur d’échelle parent et la longueur d’échelle fille qui correspondent respectivement aux longueurs caractéristiques de destruction par photolyse des espèces mère et fille.

Ce modèle est très simple, voir simpliste au regard de nos connaissances actuelles sur les comètes. En particulier, la production de gaz à la surface du noyau est inhomogène et les environnements cométaire n’ont pas une symétrie sphérique. Néanmoins, ce modèle permet d’obtenir des ordres de grandeurs pertinents en particulier pour les longueurs d’échelles et des versions modifiées de ce modèle continuent à être utilisées pour calculer les taux de production des espèces gazeuses à partir des observations.