Bien que certains interpr\u00e8tent la chute d’une \u00e9toile dans l’Epop\u00e9e de Gilgamesh comme le possible r\u00e9cit du passage d’une com\u00e8te, les premi\u00e8res traces \u00e9crites des com\u00e8tes se trouvent indubitablement dans de vieux \u00e9crits chinois du IV\u00e8me si\u00e8cle avant JC, dans la tombe de Li Cang conserv\u00e9e au mus\u00e9e de la province du Hunan. Si les Chinois avaient r\u00e9alis\u00e9 une repr\u00e9sentation des com\u00e8tes en les class#ant en plus de 40 types, la reproduction historique la plus criante du passage d’une com\u00e8te se trouve sur la tapisserie de Bayeux d\u00e9peignant le passage de la com\u00e8te de Halley.<\/p>\n

$\"La_tapisserie_de_Bayeux_montre_le-passage_de_la_com\u00e8te_de_Halley\"$ <\/a>

La tapisserie de Bayeux montre le passage de la com\u00e8te de Halley<\/p><\/div>\n

Les observations de Tycho Brah\u00e9, les th\u00e9ories de Edmund Halley et les propositions d’Emmanuel Kant conduisent \u00e0 une vision relativement moderne des com\u00e8tes. Les com\u00e8tes sont surtout connues pour leur manifestation visible dans le ciel par la longue train\u00e9e lumineuse que forment leurs queues. Ces deux queues sont dues \u00e0 la sublimation de la mati\u00e8re lors du passage \u00e0 proximit\u00e9 du Soleil. D’un c\u00f4t\u00e9, la vaporisation de la glace et des gaz permet le rel\u00e2chement de poussi\u00e8res qui forment une premi\u00e8re queue, de l’autre, les gaz neutres sont excit\u00e9s par les photons UV et perdent leurs \u00e9lectrons premettant ainsi leur fluorescence. C’est ce gaz ionis\u00e9 sensible au champ magn\u00e9tique solaire que la queue ionique mat\u00e9rialise. Il ne faut cependant pas oublier que le centre des com\u00e8tes est un m\u00e9lange intime de glace et de roches.<\/p>\n

\n
$\"La$ <\/a><\/dt>\n
La com\u00e8te Hale-Bopp avec sa queue de poussi\u00e8re (claire et lumineuse) et sa queue ionique (bleue) en avril 1987<\/p>\n<\/dl>\n<\/div>\n<\/h4>\n
1 Les connaissances sur les com\u00e8tes avant la mission Stardust<\/h4>\n
1.1\u00a0 Etudes historiques et orbitales des com\u00e8tes<\/h5>\n
Avant le XVII\u00e8me si\u00e8cle, les com\u00e8tes \u00e9taient surtout per\u00e7ues comme des manifestations atmosph\u00e9riques et non astronomiques. En t\u00e9moignent, par exemple, les \u00e9crits d’Aristote qui attribuent l’origine des com\u00e8tes \u00e0 des s\u00e9cr\u00e9tions atmosph\u00e9riques qui s’enflamment occasionnellement. Plus tard, S\u00e9n\u00e8que opposera \u00e0 Aristote le fait que ces com\u00e8tes ne sont pas affect\u00e9es par le vent et ne peuvent donc \u00eatre d’origine atmosph\u00e9rique : elles sont donc d’origine astronomique. Une fois leur origine c\u00e9leste d\u00e9termin\u00e9e, la question de leur mouvement au sein du syst\u00e8me solaire se posa. Johannes Kepler qui avait \u00e9tabli en 1609 les trois lois qui portent maintenant son nom ne pensait pas que ces derni\u00e8res s’appliquaient aux objets autres que les plan\u00e8tes et reprenait alors \u00e0 son compte l’id\u00e9e de Galil\u00e9e selon laquelle les com\u00e8tes devaient voyager en ligne droite, entre les plan\u00e8tes. Le d\u00e9bat s’engagea entre les partisans de la trajectoire rectiligne comme Christian Huygens ou bien encore Johannes Hevelius et ceux parmi lesquels figuraient Giovani Borrelli, Robert Hooke ou encore Giovanni Cassini qui pensaient que ces corps r\u00e9pondaient eux aussi aux lois de Kepler. Le d\u00e9bat fut d\u00e9finitivement tranch\u00e9 lors du passage de la com\u00e8te de 1680 qui permit une observation durant plusieurs semaines de la trajectoire de la com\u00e8te. A partir de ces observations, Newton d\u00e9montra en 1687, que d’apr\u00e8s sa loi de gravitation universelle, les com\u00e8tes devaient avoir une orbite elliptique. Les \u00e9tudes des trajectoires orbitales des com\u00e8tes pouvaient alors commencer. D\u00e8s 1705, Edmund Halley remarqua que les passages des com\u00e8tes de 1531, 1607 et 1682 avaient des caract\u00e9ristiques orbitales similaires. Il supposa alors que ces trois com\u00e8tes devaient en fait en \u00eatre une seule et pr\u00e9dit son retour pour les ann\u00e9es 1758-1759. La r\u00e9apparition de cette com\u00e8te en 1758 avec un passage au p\u00e9rih\u00e9lie (le point de l’orbite le plus proche du Soleil) le 13 mars 1759 fit triompher les pr\u00e9dictions de Halley mais aussi les th\u00e9ories de Newton.<\/p>\n
1.2 Les principales caract\u00e9ristiques des com\u00e8tes<\/h5>\n
Une fois les premi\u00e8res th\u00e9ories assises, les scientifiques se sont interess\u00e9s \u00e0 la nature des com\u00e8tes, \u00e0 leur structure mais aussi \u00e0 leur origine tant en terme d’histoire qu’en terme de provenance. C’est au cours du XIX\u00e8me et de la p\u00e9riode allant jusqu’au milieu du XX\u00e8me si\u00e8cle que le mod\u00e8le que nous avons \u00e0 l’heure actuelle des com\u00e8tes vit le jour.<\/p>\n
1.2.1\u00a0 Composition chimique des com\u00e8tes<\/h5>\n
<\/p>\n
Les premiers observateurs de com\u00e8tes les avaient bien entendus rep\u00e8r\u00e9es gr\u00e2ce \u00e0 la longue queue lumineuse ou coma qu’elle laisse dans le ciel. Cependant, ce sont Olbers en 1812 puis Bessel en 1836 qui propos\u00e8rent que la queue \u00e9tait compos\u00e9e de particules solides sur lesquelles agissait une force inconnue en direction oppos\u00e9e au soleil. Bessel fonda notamment sa th\u00e9orie d’apr\u00e8s les observations intensives men\u00e9es sur la com\u00e8te de Halley lors de son passage en 1835. Schiaparelli et Secchi tent\u00e8rent d’\u00e9lucider la nature de ces particules solides en \u00e9tudiant les com\u00e8tes Swift-Tuttle (1862) et Tempel-Tuttle (1866). La coincidence de leurs trajectoires avec les \u00e9toiles filantes des L\u00e9onides et des Pers\u00e9\u00efdes les conduisit \u00e0 proposer un lien entre com\u00e8tes et m\u00e9t\u00e9ores. Ils se demand\u00e8rent tout de m\u00eame dans quel sens le lien devait \u00eatre fait : les \u00e9toiles filantes sont-elles des essaims de petites com\u00e8tes ou bien les com\u00e8tes se \u201cdissolvent\u201d-elles donnant alors les \u00e9toiles filantes? Dans tous les cas, la proposition d’une perte de mati\u00e8re des com\u00e8tes \u00e9tait faite.<\/p>\n
Composition en \u00e9l\u00e9ments l\u00e9gers des com\u00e8tes<\/h6>\n
La composition des com\u00e8tes a \u00e9t\u00e9 estim\u00e9e par les premi\u00e8res observations spectroscopiques de Donati et Huggins. Donati remarqua dans le spectre de la com\u00e8te de 1864 la pr\u00e9sence de deux bandes noires et trois raies claires qu’il attribua \u00e0 la pr\u00e9sence de m\u00e9taux. Il proposa de les comparer \u00e0 des spectres de laboratoire afin de d\u00e9terminer la nature de ces m\u00e9taux. C’est ce que fit Huggins en 1868 : il compara ses observations du spectre de la com\u00e8te Winnnecke avec celles qu’il avait obtenues en br\u00fblant de l’\u00e9thyl\u00e8ne. Il observa des raies ayant la m\u00eame position et la m\u00eame intensit\u00e9 et en d\u00e9duisit que les trois raies provenaient du carbone, \u00e9l\u00e9ment qui devait \u00eatre pr\u00e9sent dans les com\u00e8tes. En 1900, la myst\u00e9rieuse force agissant sur les poussi\u00e8res qui cr\u00e9ait la queue fut identifi\u00e9e par Arrhenius comme \u00e9tant la pression de radiation solaire : les particules \u00e9l\u00e9mentaires (\u00e9lectrons, protons) qui constituent le vent solaire peuvent repousser la mati\u00e8re constituant la com\u00e8te. En 1909, Debye proposa que celle-ci agissait aussi sur les mol\u00e9cules : l’explication de la pr\u00e9sence de la queue com\u00e8taire \u00e9tait faite. La spectroscopie fit une autre avanc\u00e9e lorsque Schwarzschild et Kron en 1911 propos\u00e8rent un lien entre la brillance de la queue de la com\u00e8te de Halley et la quantit\u00e9 de particules qui s’y trouvait. Ils ne pouvaient expliquer cette relation entre les deux qu’en mettant en avant une fluorescence des particules \u00e9ject\u00e9s de la t\u00eate de la com\u00e8te. Ils en profit\u00e8rent pour r\u00e9interpr\u00e9ter les r\u00e9sultats de Wright sur la com\u00e8te de 1910 qui avait vu le doublet de fluorescence du sodium mais qui pensait qu’il s’agissait d’une vapeur produite par la chaleur. La queue de la com\u00e8te est donc constitu\u00e9e de particules excit\u00e9es par le vent solaire.<\/p>\n
<\/p>\n
\n
\n
$\"Spectre$ section1<\/a>
Spectre d'\u00e9mission de la com\u00e8te de Halley dans la gamme 2,4 \u00e0 5\u00b5 montrant quelques \u00e9l\u00e9ments l\u00e9gers<\/p><\/div>\n
Les articles de Wurm de 1935 \u00e0 1939 permirent une avanc\u00e9e consid\u00e9rable dans la connaissance de la composition des com\u00e8tes. Il d\u00e9tecta successivement la pr\u00e9sence des radicaux CO+, C2N2, C2, CH, N2+. Il sugg\u00e8ra par ailleurs que ces radicaux n’\u00e9taient pas tels quels au sein des com\u00e8tes mais qu’ils provenaient d’une photodissociation de mol\u00e9cules plus stables pr\u00e9sentes \u00e0 l’int\u00e9rieur de la com\u00e8te telles que CO2 ou CO, N2 ou encore NH3. A cela s’ajouta \u00e0 la m\u00eame \u00e9poque la d\u00e9couverte du rayonnement \u00e0 3090 \u00c5 due \u00e0 la liaison OH dans la com\u00e8te Cunningham de 1940. Cependant, l’origine de cet OH fut pr\u00e9sent\u00e9e comme se retrouvant dans des mol\u00e9cules et non comme provenant de l’eau. La composition principale en mol\u00e9cules l\u00e9g\u00e8res \u00e9taient alors d\u00e9termin\u00e9e. Par ailleurs, en 1942, Swings d\u00e9montra l’id\u00e9e formul\u00e9e pr\u00e9c\u00e9demment par Schwarzschild et Kron sur la contribution de la lumi\u00e8re solaire dans la fluorescence des mol\u00e9cules pr\u00e9sentes dans la queue des com\u00e8tes[swings_spectra_1942] en basant son \u00e9tude sur l’existence de CN dans les com\u00e8tes. Il sugg\u00e8ra aussi la pr\u00e9sence de poussi\u00e8res solides dans le noyau des com\u00e8tes en supposant que celles-ci pourraient \u00eatre semblables \u00e0 celles contenues dans les m\u00e9t\u00e9orites. Ind\u00e9pendamment, Levin arriva \u00e0 une conclusion voisine en conduisant des exp\u00e9riences sur la d\u00e9sorption de gaz de la surface des m\u00e9t\u00e9orites. Ceci l’amena \u00e0 penser que les gaz des com\u00e8tes pouvaient avoir une origine similaire, c’est \u00e0 dire une d\u00e9sorption provenant de la surface du noyau qui devait donc \u00eatre de type m\u00e9t\u00e9oritique. Ces deux contributions amen\u00e8rent \u00e0 l’hypoth\u00e8se d’un noyau coh\u00e9sif s’opposant \u00e0 celui de Lyttleton qui pensait que les com\u00e8tes \u00e9taient form\u00e9es par une agr\u00e9gation l\u00e2che de nuage de poussi\u00e8re pr\u00e9existant (sandbank model). Quelque soit le mod\u00e8le choisi, les com\u00e8tes semblaient donc \u00eatre form\u00e9es d’un m\u00e9lange de glace et de poussi\u00e8res. Whipple mit la touche finale \u00e0 ce mod\u00e8le en proposant en 1950 l’hypoth\u00e8se du noyau de type \u00ab\u00a0icy conglomerate\u00a0\u00bb : un noyau fait de glaces (d’eau mais aussi d’autres mol\u00e9cules) cimentant des poussi\u00e8res m\u00e9t\u00e9oritiques se sublime de plus en plus au fur et \u00e0 mesure de son approche du soleil engendrant la queue.
\nCe mod\u00e8le permet d’expliquer une grande partie des observations qui avaient \u00e9t\u00e9 faites jusqu’\u00e0 cette \u00e9poque : d’une part, l’importante production de gaz qui avait \u00e9t\u00e9 observ\u00e9e lors du passage de la com\u00e8te de Halley, d’autre part, la non lin\u00e9arit\u00e9 de la queue de la com\u00e8te qui pouvait \u00eatre reproduite si le noyau \u00e9tait en rotation. De plus, cela permettait d’expliquer la survie des com\u00e8tes m\u00eame apr\u00e8s leur passage pr\u00e8s du Soleil : les noyaux des com\u00e8tes devaient avoir une coh\u00e9sion assez importante pour r\u00e9sister aux forces gravitationelles du Soleil. Le d\u00e9bat entre le mod\u00e8le de Lyttleton et celui de Whipple continua mais les observations confortaient de plus en plus le mod\u00e8le du noyau de glace sale. Cependant, les quantit\u00e9s respectives des diff\u00e9rents constituants \u00e9taient tr\u00e8s mal connues. La pr\u00e9sence d’une grande quantit\u00e9 d’hydrog\u00e8ne sous forme de nuage autour de la com\u00e8te a \u00e9t\u00e9 d’abord d\u00e9tect\u00e9e dans la com\u00e8te Tago-Sato-Kosaka. Conjointement avec la d\u00e9tection, la quantification et la mesure du taux de production de radicaux OH dans la com\u00e8te Kohoutek, Blamon et Festou propos\u00e8rent que les radicaux OH et l’hydrog\u00e8ne d\u00e9gag\u00e9 de la com\u00e8te provenaient tr\u00e8s certainement de l’eau. Les travaux de Keller et Lillie sur la com\u00e8te Bennet amen\u00e8rent les m\u00eames conclusions.<\/p>\n
<\/p>\n\n\n\n
Taux de production des mol\u00e9cules par rapport \u00e0 la mol\u00e9cule d’eau dans la com\u00e8te Hale-Bopp selon l’\u00e9tude la plus compl\u00e8te \u00e0 l’heure actuelle. D’apr\u00e8s Bockelee-morvan, 2002.<\/caption>\n
<\/p>\n\n\n<\/col>\n<\/col>\n<\/colgroup>\n\n\n\n\n\n\n\n\n\n\n\n\n\n\n\n\n\n\n\n\n\n\n\n\n\n\n\n\n\n
Mol\u00e9cule<\/td>\n [X]\/[H2O]<\/td>\n<\/tr>\n
H2O<\/td>\n 100<\/td>\n<\/tr>\n
CO<\/td>\n 23<\/td>\n<\/tr>\n
CO2<\/td>\n 20<\/td>\n<\/tr>\n
CH4<\/td>\n 0.6<\/td>\n<\/tr>\n
C2H2<\/td>\n 0.2<\/td>\n<\/tr>\n
CH3OH<\/td>\n 2.4<\/td>\n<\/tr>\n
H2CO<\/td>\n 1.1<\/td>\n<\/tr>\n
HCOOH<\/td>\n 0.08<\/td>\n<\/tr>\n
NH3<\/td>\n 0.7<\/td>\n<\/tr>\n
HCN<\/td>\n 0.25<\/td>\n<\/tr>\n
HNCO<\/td>\n 0.10<\/td>\n<\/tr>\n
HNC<\/td>\n 0.035<\/td>\n<\/tr>\n
CH3CN<\/td>\n 0.02<\/td>\n<\/tr>\n
HC3N<\/td>\n 0.02<\/td>\n<\/tr>\n
NH2CHO<\/td>\n 0.015<\/td>\n<\/tr>\n
H2S<\/td>\n 1.5<\/td>\n<\/tr>\n
OCS<\/td>\n 0.4<\/td>\n<\/tr>\n
SO<\/td>\n 0.3<\/td>\n<\/tr>\n
CS<\/td>\n 0.2<\/td>\n<\/tr>\n
SO2<\/td>\n 0.2<\/td>\n<\/tr>\n
H2CS<\/td>\n 0.02<\/td>\n<\/tr>\n
NS<\/td>\n 0.02<\/td>\n<\/tr>\n
H2O2<\/td>\n <0.03<\/td>\n<\/tr>\n
CH2CO<\/td>\n <0.032<\/td>\n<\/tr>\n
C2H5OH<\/td>\n <0.05<\/td>\n<\/tr>\n
HC5N<\/td>\n <0.032<\/td>\n<\/tr>\n
Glycine<\/td>\n <0.5<\/td>\n<\/tr>\n<\/tbody>\n<\/table>\n<\/td>\n<\/tr>\n<\/tbody>\n<\/table>\n
Min\u00e9ralogie des com\u00e8tes<\/h6>\n
Parall\u00e8lement \u00e0 l’int\u00e9r\u00eat que portaient les scientifiques \u00e0 la composition en \u00e9l\u00e9ments l\u00e9gers, les premi\u00e8res caract\u00e9ristiques min\u00e9ralogiques pr\u00e9cises des com\u00e8tes furent obtenues par la spectroscopie infrarouge. L’\u00e9tude du spectre d’\u00e9mission de la com\u00e8te Bennett en 1969 a permis \u00e0 Maas et al.(1970) de d\u00e9tecter une bande de longueur d’onde 10 \u00b5m caract\u00e9ristique des silicates. Cette bande \u00e0 10 \u00b5m est due au mode d\u2019\u00e9longation de la liaison Si-O. La pr\u00e9sence de silicates a \u00e9t\u00e9 d\u00e9tect\u00e9e dans plusieurs com\u00e8tes mais l\u2019intensit\u00e9 et la forme de la bande \u00e0 10 \u00b5m varient d\u2019une com\u00e8te \u00e0 l\u2019autre. Une structure pr\u00e9sente dans la bande \u00e0 10 \u00b5m a pour la premi\u00e8re fois \u00e9t\u00e9 observ\u00e9e pour la com\u00e8te de Halley en 1987. Ce pic \u00e0 11.2 \u00b5m, observ\u00e9 par la suite dans d\u2019autres com\u00e8tes, a \u00e9t\u00e9 interpr\u00e9t\u00e9 comme une preuve de forst\u00e9rite. D\u2019autres structures dans la bande \u00e0 10 \u00b5m des silicates des com\u00e8tes \u00e0 longues p\u00e9riodes\u00a0 ont pu \u00eatre observ\u00e9es gr\u00e2ce \u00e0 la r\u00e9alisation de spectres IR \u00e0 haute r\u00e9solution. Par ailleurs, les changements de pente vers 9.2 \u00b5m et 9.3 \u00b5m ont \u00e9t\u00e9 consid\u00e9r\u00e9s comme carat\u00e9ristiques du pyrox\u00e8ne et de silicates amorphes de composition pyrox\u00e8nique. Exp\u00e9rimentalement, les spectres des com\u00e8tes ont pu \u00eatre reproduits, notamment, la bande \u00e0 10 \u00b5m par un m\u00e9lange de mati\u00e8re domin\u00e9e par des silicates amorphes, de l\u2019olivine comme composant mineur (15-20%) et un peu de pyrox\u00e8ne. De larges progr\u00e8s ont \u00e9t\u00e9 faits dans notre compr\u00e9hension de la min\u00e9ralogie de la poussi\u00e8re des com\u00e8tes gr\u00e2ce aux observations de la com\u00e8te Hale-Bopp \u00e0 l\u2019aide du t\u00e9lescope spatial ISO]. Les spectres infrarouges montrent cinq pics correspondant \u00e0 de la forst\u00e9rite et des pics moins intenses \u00e0 des pyrox\u00e8nes (enstatite). Si toutes les interpr\u00e9tations des spectres de Hale-Bopp convergent vers une pr\u00e9sence d’olivines et de pyrox\u00e8nes sous forme amorphe et cristalline, la fraction en masse de silicates cristallins varie tr\u00e8s fortement d\u2019une \u00e9tude \u00e0 l\u2019autre.<\/p>\n
$\"Spectre$ <\/a>
Spectre d'\u00e9mission des ejectas de la com\u00e8te Tempel 1 (Mission Deep Impact) 45 minutes apr\u00e8s l'impact. Les silicates dominent le spectre.<\/p><\/div>\n
<\/p>\n\n\n\n
Composition min\u00e9ralogique obtenue \u00e0 partir des observations spectroscopique de la com\u00e8te Tempel 1 (mission Deep Impact). Les abondances sont calcul\u00e9es en terme d’aire.
\n D’apr\u00e8s Lisse, 2006<\/caption>\n
<\/p>\n\n\n<\/col>\n<\/col>\n<\/colgroup>\n\n\n\n\n\n\n\n\n\n\n\n\n\n\n\n\n\n
Min\u00e9raux<\/td>\n Abondance (% aire)<\/td>\n<\/tr>\n
Olivine amorphe (MgFeSiO4)<\/td>\n 9,96<\/td>\n<\/tr>\n
Forsterite (Mg2SiO4)<\/td>\n 18,16<\/td>\n<\/tr>\n
Fayalite (Fe2SiO4)<\/td>\n 5,04<\/td>\n<\/tr>\n
Pyrox\u00e8ne amorphe (MgFeSi2O6)<\/td>\n 2,4<\/td>\n<\/tr>\n
Ferrosilite (Fe2Si2O6)<\/td>\n 19,33<\/td>\n<\/tr>\n
Diopside (CaMgSi2O6)<\/td>\n 6,74<\/td>\n<\/tr>\n
Orthoenstatite (Mg2Si2O6)<\/td>\n 5,86<\/td>\n<\/tr>\n
Smectite notronite (Na0,33Fe2(Si,Al)4O10(OH)2 * 3H2O)<\/td>\n 8,2<\/td>\n<\/tr>\n
Magnesite (MgCO3)<\/td>\n 1,76<\/td>\n<\/tr>\n
Siderite (FeCO3)<\/td>\n 2,99<\/td>\n<\/tr>\n
Niningerite (Mg50Fe50S)<\/td>\n 8,79<\/td>\n<\/tr>\n
PAH (C10H14), ionis\u00e9s<\/td>\n 2,28<\/td>\n<\/tr>\n
Glace d’eau (H2O)<\/td>\n 2,87<\/td>\n<\/tr>\n
Eau vaporis\u00e9e (H2O)<\/td>\n 1,64<\/td>\n<\/tr>\n
Carbone amorphe (C)<\/td>\n 3,98<\/td>\n<\/tr>\n<\/tbody>\n<\/table>\n<\/td>\n<\/tr>\n<\/tbody>\n<\/table>\n
Structure du noyau com\u00e8taire<\/h6>\n
La structure du noyau com\u00e8taire a pu \u00eatre pr\u00e9cis\u00e9e par diff\u00e9rentes missions spatiales vers les com\u00e8tes. Nous discuterons les apports de ces derni\u00e8res plus loin.
\nDans les ann\u00e9es 80, de nouvelles observations ont permis d’affiner le mod\u00e8le de Whipple voire de le modifier quelque peu. Le retour de la com\u00e8te de Halley permit de pr\u00e9ciser le mod\u00e8le de structure des com\u00e8tes. Deux nouveaux mod\u00e8les ont \u00e9t\u00e9 propos\u00e9s simultan\u00e9ment : le mod\u00e8le d’aggr\u00e9gats fractals (\u201cfractal aggregate\u201d) par Donn et ses collaborateurs (1985, 1986) et le mod\u00e8le d’assemblage de d\u00e9bris primordiaux (\u201cprimordial rubble pile\u201d) par Weissman (1986).<\/p>\n
$\"Vision$ <\/a>
Vision d'artistes des diff\u00e9rents mod\u00e8les de noyaux com\u00e8taires : a- Le mod\u00e8le de Whipple du icy conglomerate, b- le fractal aggregate de Donn et al., c- le primordial rubble pile de Weissman d- le mod\u00e8le icy glue de Gombosi et Houpis. Ces diff\u00e9rents mod\u00e8les ont \u00e9t\u00e9 propos\u00e9s avant les missions spatiales vers les com\u00e8tes except\u00e9es le mod\u00e8le d.<\/p><\/div>\n
Le mod\u00e8le propos\u00e9 par Donn et ses collaborateurs est essentiellement bas\u00e9 sur les \u00e9tudes d’accr\u00e9tion des petits grains dans la n\u00e9buleuse solaire : une accr\u00e9tion al\u00e9atoire de petits grains devrait aboutir \u00e0 la cr\u00e9ation de structure similaire quelle que soit l’\u00e9chelle consid\u00e9r\u00e9e, c’est \u00e0 dire une structure fractale. Quant \u00e0 Weissman et ses coll\u00e8gues, ils bas\u00e8rent d’une leur proposition, d’une part, sur les travaux faits sur les ast\u00e9roides parDavis, d’autre part, sur le fait que le d\u00e9gagement de chaleur produit par le noyau com\u00e8taire ne devait pas \u00eatre suffisant pour cimenter l’ensemble en un seul bloc monolithique.<\/p>\n
Le mod\u00e8le du \u201cprimordial rubble pile\u201d gagna en importance gr\u00e2ce aux observations des com\u00e8tes disloqu\u00e9es. La com\u00e8te 3D\/Biela fait partie des com\u00e8tes disloqu\u00e9es qui ont pu \u00eatre suivie dans le temps gr\u00e2ce \u00e0 sa courte p\u00e9riode de 6,6 ans. Elle fut observ\u00e9e en 1772, 1805, 1826 et 1832 en tant que com\u00e8te simple. Lors de son retour en 1846, la rupture en deux parties de cette com\u00e8te fut observ\u00e9e. Lors de son dernier passage en 1852, elle f\u00fbt observ\u00e9e en tant que com\u00e8te double et ne r\u00e9apparut plus jamais. Les donn\u00e9es compil\u00e9es par Weissmann montrent qu’il n’existe pas de v\u00e9ritables corr\u00e9lations avec des param\u00e8tres orbitaux tels que la distance au p\u00e9rih\u00e9lie, la distance au-dessus du plan de l’\u00e9cliptique etc… Il en conclua donc que cette rupture du noyau com\u00e8taire ne devait d\u00e9pendre que de caract\u00e9ristiques internes aux noyaux com\u00e8taires comme la fragilit\u00e9 du noyau, le relargage de gaz \u00e0 partir de poches ou une trop grande rotation du noyau. Cependant, une autre possibilit\u00e9 de dislocation des com\u00e8tes permet d’avoir acc\u00e8s aux noyaux com\u00e8taires lorsque ces derni\u00e8res d\u00e9passent la limite de Roche d’une plan\u00e8te ou du Soleil.<\/p>\n
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$\"Image$ <\/a>
Image obtenue par le telescope spatial Hubble de la com\u00e8te disloqu\u00e9e Shoemaker-Levy 9 en Janvier 1994. Les points les plus brillants sont les noyaux les plus gros ce qui correspond aux pr\u00e9dictions r\u00e9alis\u00e9es selon le mod\u00e8le du rubble-pile. <\/p><\/div>\n
C’est ce qui est arriv\u00e9 dans le cas de la com\u00e8te D\/Shoemaker-Levy 9 en 1992. Cette com\u00e8te f\u00fbt \u00e9tudi\u00e9e de fa\u00e7on tr\u00e8s intense pour les donn\u00e9es qu’elle pouvait apporter sur le noyau com\u00e8taire. Des observations et calculs a pu \u00eatre d\u00e9duit que le mod\u00e8le rubble-pile \u00e9tait le plus appropri\u00e9 pour cette com\u00e8te : le collier de perles que formaient les diff\u00e9rents fragments pouvait \u00eatre expliqu\u00e9 par le mod\u00e8le de noyau suscit\u00e9 comprenant environ plusieurs centaines de petits corps glac\u00e9s. Il put aussi \u00eatre d\u00e9duit que la densit\u00e9 moyenne de la com\u00e8te \u00e9tait de l’ordre de 0.5 \u00e0 0.6 g.cm-3, ce qui est bien plus faible que les ast\u00e9roides mais compatibles avec les IDPs (Interplanetary Dust Particles)(voir 1.2.3) suppos\u00e9es comme provenant des com\u00e8tes.<\/p>\n
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1.2.2 Origine g\u00e9ographique des com\u00e8tes dans le syst\u00e8me solaire<\/h5>\n
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On pense que les com\u00e8tes proviennent de deux r\u00e9servoirs distincts : la ceinture de Kuiper qui se situe juste au-del\u00e0 de l’orbite de Neptune entre 30 et 100 UA2 et le nuage d’Oort qui se situe entre 40 000 et 100 000 UA.
\nCes deux r\u00e9servoirs sont \u00e0 l’origine de deux grands groupes de com\u00e8tes observ\u00e9es. Le premier groupe est constitu\u00e9 des com\u00e8tes qui ont des p\u00e9riodes de retour inf\u00e9rieur \u00e0 200 ans. Ces-derni\u00e8res sont dites com\u00e8tes \u00e0 courte p\u00e9riode, telle la com\u00e8te de Halley, et sont suppos\u00e9es essentiellement venir de la ceinture de Kuiper. Le deuxi\u00e8me groupe, les com\u00e8tes \u00e0 longue p\u00e9riode (>200 ans), proviendrait essentiellement du nuage d’Oort.<\/p>\n
$\"Localisation$ <\/a>Le nuage d’Oort<\/h6>\n
D\u00e8s 1932, \u00d6pik postula que les com\u00e8tes \u00e0 longue p\u00e9riode devait provenir d’un nuage aux confins du syst\u00e8me solaire. La trajectoire des com\u00e8tes et leur existence m\u00eame relevant du paradoxe, Jan Oort reprit cette id\u00e9e en 1950. L’orbite observ\u00e9e des com\u00e8tes est fortement instable pensait Oort : soit ces derni\u00e8res devraient finir leur trajectoire par une collision avec le Soleil, soit elles devraient \u00eatre \u00e9ject\u00e9es du syst\u00e8me solaire. De plus, en s’approchant
\n du Soleil, les com\u00e8tes devraient soit se briser sous l’effet de la gravit\u00e9 soit perdre l’ensemble de leur mati\u00e8re emp\u00eachant tout d\u00e9gazage lors d’un nouveau passage. Ceci impliquait alors la conclusion suivante : plus aucune ne devrait exister \u00e0 l’heure actuelle si elles ont bien \u00e9t\u00e9 form\u00e9es au d\u00e9but de l’histoire du syst\u00e8me solaire. C’est pour r\u00e9soudre ce paradoxe qu’Oort \u00e9mit l’hypoth\u00e8se de l’existence d’un nuage qui agirait comme un r\u00e9servoir de com\u00e8tes.
\nIl n’existe aucune observation directe du nuage d’Oort. Cependant, on pense que ce r\u00e9servoir pourrait contenir mille milliards de noyaux com\u00e9taires, expuls\u00e9s vers l\u2019ext\u00e9rieur du Syst\u00e8me Solaire \u00e0 cause des perturbations stellaires et des mar\u00e9es galactiques. Ces noyaux se seraient form\u00e9s par accr\u00e9tion dans la r\u00e9gion des plan\u00e8tes g\u00e9antes. Ces derni\u00e8res les auraient repouss\u00e9es aux con\ufb01ns de notre Syst\u00e8me Solaire \u00e0 cause des perturbations gravitationnnelles qu’elles engendrent.<\/p>\n
La ceinture de Kuiper<\/h6>\n
On supposait que les com\u00e8tes \u00e0 longue p\u00e9riode avaient \u00e9t\u00e9 captur\u00e9es en com\u00e8te \u00e0 courte p\u00e9riode par la gravit\u00e9 de Jupiter lors d’un passage vers le Soleil. Cependant, le nombre des com\u00e8tes \u00e0 courte p\u00e9riode posait probl\u00e8me : un si grand nombre de com\u00e8tes \u00e0 courte p\u00e9riode ne pouvait uniquement \u00eatre expliqu\u00e9 par une provenance du nuage d’Oort. On postula alors l’existence d’un r\u00e9servoir au-del\u00e0 de Neptune (objet transneptunien) qui pouvait contenir une partie des com\u00e8tes et qui est maintenant connu sous le nom de ceinture de Kuiper.
\nD\u00e8s 1930, Leonard sugg\u00e8ra, juste apr\u00e8s la d\u00e9couverte de Pluton par Clyde Tombaugh, que cette nouvelle plan\u00e8te n’\u00e9tait pas le seul corps au-del\u00e0 de Neptune mais que d’autres seraient certainement d\u00e9tect\u00e9s un jour. Puis, en 1943, Edgeworth proposa que les objets pr\u00e9sents au-del\u00e0 de l’orbite de Neptune \u00e9taient trop espac\u00e9s pour se condenser en plan\u00e8tes et devaient donc exister sous forme de plus petits corps qui sortaient parfois de leur orbite \u201cstable\u201d se transformant en com\u00e8te. En 1951, Kuiper supposa qu’un disque s’\u00e9tait form\u00e9 au-del\u00e0 de Neptune au d\u00e9but de l’histoire du syst\u00e8me solaire mais que la pr\u00e9sence de Pluton devait avoir \u00e9ject\u00e9 les plus petits corps vers le nuage d’Oort ou \u00e0 l’ext\u00e9rieur du syst\u00e8me solaire : la ceinture dite de Kuiper n’existerait donc plus. Les travaux suivants men\u00e9s par Fernandez\u00a0 montr\u00e8rent que le nombre de com\u00e8tes \u00e0 courte p\u00e9riode ne pouvait \u00eatre expliqu\u00e9 seulement par une provenance du nuage d’Oort. Il sugg\u00e8ra donc l’existence d’un disque au-del\u00e0 de l’orbite de Neptune entre 35 et 50 UA. Les simulations num\u00e9riques men\u00e9es cons\u00e9cutivement \u00e0 cette hyopth\u00e8se par Duncan et ses collaborateurs\u00a0 montr\u00e8rent que l’existence d’une ceinture transneptunienne pouvait expliquer le nombre de com\u00e8tes \u00e0 courte p\u00e9riode.
\nL’existence de la ceinture de Kuiper \u00e9tait au d\u00e9part, comme le nuage de Oort, fortement hypoth\u00e8tique. Cependant, la proximit\u00e9 de la ceinture ainsi que l’avanc\u00e9e des techniques observationnelles ont permis, depuis, d’observer de nombreux objets transneptuniens ou objets de la ceinture de Kuiper. Le premier f\u00fbt observ\u00e9 en 1992 par Jewitt et Luu et nomm\u00e9 (15760) 1992 QB1. Depuis, de nombreux objets ont \u00e9t\u00e9 trouv\u00e9s (plus d’une centaine), le plus gros \u00e9tant 2003 UB 313 ou Eris.<\/p>\n
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$\"A$ <\/a>
A gauche, l'objet transneptunien Eris (2003 UB 313) et son satellite Dysnomia vus par le t\u00e9lescope spatial Hubble. A droite, une repr\u00e9sentation d'artiste de ces deux corps<\/p><\/div>\n
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1.2.3 Les IDPS : des grains com\u00e8taires en laboratoire?<\/a><\/h5>\n
Les IDPs pour Interplanetary Dust Particles ou poussi\u00e8res interplan\u00e9taires sont de tout petits objets (1-50 \u00b5m en moyenne voire 500 \u00b5m pour les plus gros) collect\u00e9s dans la stratosph\u00e8re terrestre vers 20 \u00e0 25 km d’altitude par des avions sp\u00e9cialis\u00e9s. Ces grains interplan\u00e9taires sont suppos\u00e9s \u00eatre d’origines tr\u00e8s vari\u00e9es provenant aussi bien de la ceinture d’ast\u00e9roides que d’objets de la ceinture de Kuiper. Ils font partie des objets les plus primitifs et donc les plus informatifs sur les premiers mat\u00e9riaux du syst\u00e8me solaire. L’origine extraterrestre des IDPs est attest\u00e9e par les quantit\u00e9s de gaz rares, en particulier le\u00a0 4He, implant\u00e9s par le vent solaire ainsi que la pr\u00e9sence d\u2019une couche amorphe de 40 nm en surface due \u00e0 un e\ufb00et d’irradiation . De plus, le faible temps de r\u00e9sidence dans l’atmosph\u00e8re et leur non s\u00e9jour sur Terre en font des objets peu alt\u00e9r\u00e9s contrairement aux m\u00e9t\u00e9orites par exemple. Ils sont cependant modifi\u00e9s lors de leur entr\u00e9e dans l’atmosph\u00e8re comme en t\u00e9moigne l’existence parfois de cro\u00fbte de fusion, de v\u00e9siculation due au chauffage] d’oxydation du bismuth m\u00e9tallique ou encore d’anneau de magn\u00e9tite et de volatilisation du zinc.<\/p>\n
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<\/a> $\"Les$ <\/a><\/dt>\n
Les diff\u00e9rents types d’IDPs observ\u00e9s au microscope \u00e9l\u00e9ctonique \u00e0 balayage (a-c) ou optique (d). a – une IDP poreuse anhydre, b – une IDP lisse hydrat\u00e9e, c – IDP non chondritique montrant un monomin\u00e9ral d’olivine subautomorphe avec quelques poussi\u00e8res de composition chondritique permettant son classement en tant qu’IDP non chondritique, d – IDP de type \u201cgiant cluster\u201d. Ces IDPs repr\u00e9sentent 10 \u00e0 20% du total et font de 50 \u00e0 500 \u00b5m. Leur forme particuli\u00e8re est due \u00e0 leur fragmentation lors de l’impact sur le collecteur.<\/dd>\n<\/dl>\n<\/div>\n
Les IDPs sont class\u00e9es en deux grands types selon leurs caract\u00e9ristiques morphologiques : les IDPs poreuses et les IDPs lisses. Elles pr\u00e9sentent une gamme de densit\u00e9 tr\u00e8s large allant de 0.3 g\/cm\u00b3<\/span> \u00e0 des valeurs de 6.0 g\/cm\u00b3<\/span>. Dans le cas d’une forte densit\u00e9, ces IDPs sont souvent constitu\u00e9es de particules m\u00e9talliques. Par ailleurs, une deuxi\u00e8me classification vient compl\u00e9ter celle morphologique, en l’occurrence, une classification min\u00e9ralogique : soit l’IDP a une composition min\u00e9ralogique proche de celle d’une chondrite et est alors dite IDP chondritique (CP IDP pour IDP chondritique de type poreux ou CS IDP pour IDP chondritique de type lisse) ou bien elle a une composition lointaine de la composition chondritique et est alors dit IDP non-chondritique (il s’agit la plupart du temps d’un monocristal avec de la poussi\u00e8re chondritique dessus).<\/p>\n
Les IDPs chondritiques<\/h6>\n
Les IDPs chondritiques pr\u00e9sentent les deux types de morphologies : on a donc des IDP CP pour 90% d’entre eux, leur masse allant de 5.10-11 \u00e0 10-8g et des IDP CS. Par contre, la min\u00e9ralogie de ces deux types d’IDP est diff\u00e9rente.<\/p>\n
Les IDPs poreuses<\/h6>\n
Les IDPs poreuses sont class\u00e9es en 2 types principaux \u00e0 partir de mesure faite en infrarouge. Selon que le spectre de l’IDP se rapproche plus de celui de l’olivine ou du pyrox\u00e8ne, cette-derni\u00e8re sera class\u00e9e en CP de type olivine (type Ia) ou CP de type pyrox\u00e8ne (groupe Ib). Cependant, cette similitude entre spectre n’est pas pour autant un indicateur de la composante min\u00e9ralogique majeure de l’IDP. Les IDPs poreuses sont des agr\u00e9gats assez h\u00e9t\u00e9rog\u00e8nes rassemblant essentiellement des min\u00e9raux de types olivine, pyrox\u00e8ne, sulfure de fer et alliage Fe-Ni de taille nanom\u00e9trique. Certaines de ces IDPs peuvent aussi \u00eatre plus rarement des monomin\u00e9raux. Ils peuvent aussi contenir des GEMS (Glass with Embedded Metal and Sulfides – Verre contenant des m\u00e9taux et sulfures), des verres de silicates (qui ne proviennent pas du passage dans l’atmosph\u00e8re des IDPs) et des mat\u00e9riaux carbon\u00e9s. Parmi ces min\u00e9raux, les olivines et les pyrox\u00e8nes magn\u00e9siens (Fe < 5% mol) repr\u00e9sentent la plus grande partie de l’agr\u00e9gat. La deuxi\u00e8me classe de min\u00e9raux la plus importante est constitu\u00e9e des sulfures, particuli\u00e8rement la
\n pyrrhotite (Fe,Ni)1-x S. Cette derni\u00e8re, dans le cas des IDPs peut contenir jusqu’\u00e0 20% en poids de nickel. Dans des cas plus rares, la pr\u00e9sence de troilite, de pentlandite, de sphalerite mais aussi de cristaux de NiS a \u00e9t\u00e9 d\u00e9crite. Enfin, il est possible de trouver des mat\u00e9riaux carbon\u00e9s au sein de ces IDPs essentiellement sous la forme de PAH (PolyAromatic Hydrocarbon) et tr\u00e8s rarement sous la forme de nanodiamant.<\/p>\n
Les IDPs lisses<\/h6>\n
Tout comme les IDPs poreuses, les IDPs lisses sont class\u00e9es en 2 types principaux \u00e0 partir de mesure faite en infrarouge : on distingue alors des IDPs CS de type serpentine si le spectre de l’IDP est proche du spectre de ce min\u00e9ral (type IIa) ou des IDPs CS de type smectite (type IIb). Cependant, le phyllosilicate dominant est la smectite. Certains phyllosilicates peuvent parfois \u00eatre des micas. Les esp\u00e8ces non hydrat\u00e9es sont la plupart du temps des pyrox\u00e8nes (diopside, enstatite, fassaite) et de l’olivine. La min\u00e9ralogie des sulfures est bien diff\u00e9rente de celle des IDPs poreuses puisque le sulfure majeur est ici la pentlandite (Fe,Ni)9S8 qui contient beaucoup plus de nickel que la pyrrhotite. Le carbone est aussi pr\u00e9sent dans les IDPs lisses dans des proportions et des phases min\u00e9ralogiques et chimiques similaires aux IDPs poreuses.<\/p>\n
Les GEMS<\/h6>\n
Les GEMS, pour Glass with Embedded Metal and Sulfides, sont de petites sph\u00e8res dont la taille varie entre 0.1 et 0.5 \u00b5m. On les retrouve quasiment dans toutes les matrices des IDPs poreuses. Etant donn\u00e9 leur composition quasi-chondritique, on les consid\u00e8re parfois comme \u00e9tant une classe de m\u00e9t\u00e9orite chondritique \u00e0 poids tr\u00e8s faible. Le fait qu’ils puissent aussi contenir parfois du carbone pousse certains auteurs \u00e0 les rapprocher des chondrites carbon\u00e9es. Min\u00e9ralogiquement, les GEMS ont une composition voisine des chondrites puisqu’on y trouve des inclusions nanom\u00e8triques de kamacite et de pyrrhotite dans des silicates magn\u00e9siens. La plupart du temps, le tout est emball\u00e9 dans du carbone amorphe.<\/p>\n
$\"Image$ <\/a><\/dt>\n
Image au microscope \u00e9lectronique \u00e0 transmission en champ clair d’un GEMS inclus dans un mat\u00e9riel carbon\u00e9 amorphe (C). Les inclusions sont de la kamacite (FeNi) et des sulfures de fer.<\/p>\n<\/dl>\n<\/div>\n<\/h6>\n
Les IDPs non-chondritiques<\/h6>\n
Les IDPs non chondritiques sont pour la plupart compos\u00e9es de monocristaux subautomorphes d\u2019olivines et de pyrox\u00e8nes riches en magn\u00e9sium et de sulfures de Fe-Ni. On trouve souvent de la mati\u00e8re chondritique \u00e0 leur surface indiquant une relation entre les IDPs chondritiques et non chondritiques.<\/p>\n
Relation entre les IDPs et le syst\u00e8me solaire<\/h6>\n
Les IDPs poreuses pr\u00e9sentent des formes de pyrox\u00e8nes particuli\u00e8res \u00e0 savoir des platelets et\/ou des whiskersequation (12) qui sont caract\u00e9ristiques d’une condensation directe \u00e0 partir de la n\u00e9buleuse pr\u00e9solaire. Ces derniers sont diff\u00e9rentiables des enstatites terrestres par le fait que dans les IDPs les whiskers sont allong\u00e9s selon l’axe [100] alors que dans les enstatites terrestres ou m\u00e9t\u00e9oritiques, ces pyrox\u00e8nes pr\u00e9sentent un allongement de direction [001].<\/p>\n
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$\"(A)$ <\/a>
(A) Image en \u00e9lectron secondaire de l'IDP chondritique poreux U25A30B montrant un whisker d'enstatite (B) Image TEM en champ brillant de l'IDP CP U220A19. On peut y voir un whisker et un platelet d'enstatite ainsi qu'un GEMS et du carbone amorphe.<\/p><\/div><\/p>\n
Par ailleurs, la structure cubique d’une phase de composition chimique voisine de la pyrrhotite trouv\u00e9e dans les IDPs mais non pr\u00e9sente dans les m\u00e9t\u00e9orites indique des conditions de formation diff\u00e9rentes pour ces deux types d’objets, confirmant la possibilit\u00e9 d’une condensation directe \u00e0 partir du gaz n\u00e9bulaire. Cependant, les sulfures ont pu aussi se former par sulfidisation gazeuse de grains m\u00e9talliques pr\u00e9\u00e9xistants (kamacite par exemple). Par ailleurs, le reservoir permettant la formation des IDPs semble \u00eatre diff\u00e9rent, au moins pour les sulfures, de celui des m\u00e9t\u00e9orites \u00e9tant donn\u00e9 leur contenu sup\u00e9rieur en Selenium de 60%. Ceci est par ailleurs confirm\u00e9 par la nature du phyllosilicate dominant dans les IDPs lisses. Si la serpentine est le composant hydrat\u00e9 majeur des chondrites, dans le cas des IDPs CS, il s’agit de la smectite, t\u00e9moignant l\u00e0 encore de conditions de formations diff\u00e9rentes ou bien de corps parents diff\u00e9rents. Cependant, on peut opposer \u00e0 ces arguments la min\u00e9ralogie majeure et la p\u00e9trologie des IDPs CS qui les rapprochent fortement des chondrites carbon\u00e9es de type CI ou CM puisque le corps parent de ces chondrites aurait subi une alt\u00e9ration aqueuse tr\u00e8s pouss\u00e9e. Au contraire, les IDPs CP ne pr\u00e9sentent que tr\u00e8s peu d’alt\u00e9ration aqueuse et pourraient donc plus se rapprocher des com\u00e8tes et permettre ainsi une vision sur le noyau com\u00e9taire. Si les IPDs CP repr\u00e9sentent bien pour partie des noyaux com\u00e9taires, la pr\u00e9sence des GEMS en leur sein donne encore des raisons suppl\u00e9mentaires pour l’\u00e9tude de v\u00e9ritables \u00e9chantillons com\u00e8taires. En effet, la forme de certains min\u00e9raux (forsterite, enstatite et pyrrhotite essentiellement) dans les GEMS montre qu’ils ont \u00e9t\u00e9 ionis\u00e9s par le vent solaire avant leur int\u00e9gration aux IDPs. De plus, les GEMS partagent des similitudes avec la mati\u00e8re interstellaire, notamment les silicates amorphes qui la composent. Ces caract\u00e9ristiques font que l’une des hypoth\u00e8ses propos\u00e9es pour la formation des GEMS serait celle d’un environnement stellaire comprenant des g\u00e9antes rouges, ceci sugg\u00e8rant pour certains une origine pr\u00e9solaire. Si cette proposition \u00e9tait au d\u00e9part une hypoth\u00e8se, les mesures de par nanoSIMS ont d\u00e9montr\u00e9 que, pour au moins deux d’entre eux, un exc\u00e8s de17 O par rapport \u00e0 la valeur du syst\u00e8me solaire en faisait des pr\u00e9solaires.<\/p>\n
<\/p>\n
L’ensemble de ces observations au sein des IDPs et leur potentielle relation avec les com\u00e8tes et les m\u00e9t\u00e9orites posent aussi de nombreuses questions qui ont justifi\u00e9 un grand nombre de mission en direction des com\u00e8tes. Ceci peut permettre de clarifier le mod\u00e8le com\u00e8taire mais aussi d’avoir acc\u00e8s au lien potentiel entre com\u00e8te, IDPs, m\u00e9t\u00e9orites et mati\u00e8re interstellaire.<\/p>\n
$\"Images$ <\/a>
Images obtenues \u00e0 la nanoSIMS sur les trois isotopes de l'oxy\u00e8g\u00e8ne dans l'IDP L2005 C13. On peut y voir un grain pr\u00e9solaire gr\u00e2ce \u00e0 une anomalie isotopique en 17O tr\u00e8s nette<\/p><\/div>\n
<\/p>\n
<\/p>\n
\n
Mol\u00e9cule<\/p>\n
[X]\/[<\/p>\n
H<\/p>\n
2<\/p>\n
O]<\/p>\n
H<\/p>\n
2<\/p>\n
O<\/p>\n
100<\/p>\n
CO<\/p>\n
23<\/p>\n
CO<\/p>\n
2<\/p>\n
20<\/p>\n
CH<\/p>\n
4<\/p>\n
0.6<\/p>\n
C<\/p>\n
2<\/p>\n
H<\/p>\n
2<\/p>\n
0.2<\/p>\n
CH<\/p>\n
3<\/p>\n
OH<\/p>\n
2.4<\/p>\n
H<\/p>\n
2<\/p>\n
CO<\/p>\n
1.1<\/p>\n
HCOOH<\/p>\n
0.08<\/p>\n
NH<\/p>\n
3<\/p>\n
0.7<\/p>\n
HCN<\/p>\n
0.25<\/p>\n
HNCO<\/p>\n
0.10<\/p>\n
HNC<\/p>\n
0.035<\/p>\n
CH<\/p>\n
3<\/p>\n
CN<\/p>\n
0.02<\/p>\n
HC<\/p>\n
3<\/p>\n
N<\/p>\n
0.02<\/p>\n
NH<\/p>\n
2<\/p>\n
CHO<\/p>\n
0.015<\/p>\n
H<\/p>\n
2<\/p>\n
S<\/p>\n
1.5<\/p>\n
OCS<\/p>\n
0.4<\/p>\n
SO<\/p>\n
0.3<\/p>\n
CS<\/p>\n
0.2<\/p>\n
SO<\/p>\n
2<\/p>\n
0.2<\/p>\n
H<\/p>\n
2<\/p>\n
CS<\/p>\n
0.02<\/p>\n
NS<\/p>\n
0.02<\/p>\n
H<\/p>\n
2<\/p>\n
O<\/p>\n
2<\/p>\n
<0.03<\/p>\n
CH<\/p>\n
2<\/p>\n
CO<\/p>\n
<0.032<\/p>\n
C<\/p>\n
2<\/p>\n
H<\/p>\n
5<\/p>\n
OH<\/p>\n
<0.05<\/p>\n
HC<\/p>\n
5<\/p>\n
N<\/p>\n
<0.032<\/p>\n
Glycine<\/p>\n
<0.5<\/p>\n<\/div>\n","protected":false},"excerpt":{"rendered":"
Introduction Bien que certains interpr\u00e8tent la chute d’une \u00e9toile dans l’Epop\u00e9e de Gilgamesh comme le possible r\u00e9cit du passage d’une com\u00e8te, les premi\u00e8res traces \u00e9crites des com\u00e8tes se trouvent indubitablement dans de vieux \u00e9crits chinois du IV\u00e8me si\u00e8cle avant JC, … Lire la suite →<\/span><\/a><\/p>\n","protected":false},"author":1,"featured_media":0,"parent":800,"menu_order":0,"comment_status":"open","ping_status":"open","template":"","meta":{"footnotes":""},"_links":{"self":[{"href":"http:\/\/tristan.ferroir.fr\/index.php\/wp-json\/wp\/v2\/pages\/777"}],"collection":[{"href":"http:\/\/tristan.ferroir.fr\/index.php\/wp-json\/wp\/v2\/pages"}],"about":[{"href":"http:\/\/tristan.ferroir.fr\/index.php\/wp-json\/wp\/v2\/types\/page"}],"author":[{"embeddable":true,"href":"http:\/\/tristan.ferroir.fr\/index.php\/wp-json\/wp\/v2\/users\/1"}],"replies":[{"embeddable":true,"href":"http:\/\/tristan.ferroir.fr\/index.php\/wp-json\/wp\/v2\/comments?post=777"}],"version-history":[{"count":2,"href":"http:\/\/tristan.ferroir.fr\/index.php\/wp-json\/wp\/v2\/pages\/777\/revisions"}],"predecessor-version":[{"id":851,"href":"http:\/\/tristan.ferroir.fr\/index.php\/wp-json\/wp\/v2\/pages\/777\/revisions\/851"}],"up":[{"embeddable":true,"href":"http:\/\/tristan.ferroir.fr\/index.php\/wp-json\/wp\/v2\/pages\/800"}],"wp:attachment":[{"href":"http:\/\/tristan.ferroir.fr\/index.php\/wp-json\/wp\/v2\/media?parent=777"}],"curies":[{"name":"wp","href":"https:\/\/api.w.org\/{rel}","templated":true}]}}

1 Les connaissances sur les com\u00e8tes avant la mission Stardust<\/h4>\n

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Les IDPs chondritiques<\/h6>\nLes IDPs chondritiques pr\u00e9sentent les deux types de morphologies : on a donc des IDP CP pour 90% d’entre eux, leur masse allant de 5.10-11 \u00e0 10-8g et des IDP CS. Par contre, la min\u00e9ralogie de ces deux types d’IDP est diff\u00e9rente.<\/p>\n

Les IDPs chondritiques<\/h6>\n
Les IDPs chondritiques pr\u00e9sentent les deux types de morphologies : on a donc des IDP CP pour 90% d’entre eux, leur masse allant de 5.10-11 \u00e0 10-8g et des IDP CS. Par contre, la min\u00e9ralogie de ces deux types d’IDP est diff\u00e9rente.<\/p>\n