2.3 Quid des échantillons et des analogues cométaires
2.3.2 Les Interplanetary Dust Particles et les Antarctica Micrometeorites
Les particules de poussières interplanétaires (IDPs –Brownlee(1985)) et la collection de micrométéo-rites récoltés dans les neiges de l’Antarctique non loin de la base Concordia (Duprat et al.,2007) sont
FIGURE 2.8 – Image au microscope électronique à balayage (MEB) d’une IDP (en 1,Bradley et al.
(2005)) et au microscope électronique en transmission (MET) d’une UCAMM (Dobrica et al., 2012). Cette dernière montre la présence de nombreux sulfures notamment.
une véritables aubaines pour étudier des analogues d’objets du Système Solaire (voir figures 2.8 et 7.15 page 162). La question est cependant de savoir de quels objets il s’agit. On pense que nombre de ces échantillons sont originaires des comètes. La mission Stardust a permis de confirmer cela et de nom-breuses similitudes ont ainsi été noté entre les deux populations de particules collectées (Dobrica et al.,
2009).
Près de la moitié des IDPs (de type CP-IDPs pour chondritic porous anhydrous particles) proviendraient des comètes. Leurs tailles varient de quelques microns à quelques dizaines de microns et sont composés de 5 à 45% en masse de matière organique, de silicates cristallins (olivines et pyroxènes riches en magné-sium), de sulfures de fer-nickel (plutôt pauvre en nickel) et de phase sub-micrométrique appelées GEMS pour Glass with embedded metals and sulphides – c’est à dire d’objets consistant en une matrice de verre avec des inclusions de sulfures de fer et de métaux (Engrand et al.,2016). L’origine de ces GEMS est débattu mais semble primitive, typiquement datant de la nébuleuse solaire, notamment en raison de la présence de silicates présolaires (Busemann et al.,2009). L’intérêt ici est qu’ils ont été retrouvés, comme les silicates et les sulfures de fer, dans les grains de la comète Wild 2 (voir figure 2.9).
Les UCAMMs représentent une fraction des micrométéorites récoltés à la surface de la Terre. La plupart le sont aujourd”hui en Antarctique où les couches de neiges datant de quelques décennies sont pures car non contaminées par la présence de l’Homme sur place. Les UCAMMs ont donc une place à part dans cette vaste variété de poussières arrivant sur Terre car elle sont pauvres en minéraux et riche en carbone, assimilé même aux particules de type CHON (Lawler and Brownlee,1992;Engrand et al.,2016). Tout comme les IDPs, les UCAMMs ont probablement une origine primitive (Engrand et al. (2016) et ses références). La matière carbonée dont elles sont composée, de type poly-aromatique désordonnée semble également proche de ce que l’on trouve à la surface de 67P par exemple (Quirico et al.,2016). D’un point de vue minéralogique les UCAMMs et les IDPs partage la même composition (olivines et pyroxènes magnésien, sulfures de fer et GEMS) malgré quelques disparités (Dobrica et al.,2012).
Brad-2.3. QUID DES ÉCHANTILLONS ET DES ANALOGUES COMÉTAIRES
FIGURE 2.9 – Images TEM de grains de la comète Wild 2 en A, B et C. (A) : des silicates, des alliages fer-nickel et des sulfures de fer-nickel sont visibles en noir et gris foncé au sein de l’aérogel. (B) : Grains d’olivines (forstérite) et de sulfures de fer entourés d’aérogel. (C) : Particules proches des GEMS. Les inclusions noirs sont principalement des sulfures de fer et des métaux/alliages fer-nickel. (D) : GEMS provenant d’une IDP. Les inclusions noires sont majoritairement des métaux, alliages et sulfures de fer-nickel et/ou des silicates ferromagnésien. Issue deZolensky et al.(2006).
ley et al.(2005); Hanner and Bradley(2004);Busemann et al. (2009);Dobrica et al. (2012);Engrand et al. (2016)), les analogies avec les particules de la comètes Wild 2 rapportées par la sonde Stardust (Dobrica et al.,2009) ont renforcées le fait que celles-ci sont d’origines cométaires. À l’instar des mé-téorites qui sont étudiées comme « morceaux » d’astéroïdes, il est donc essentiel de se concentrer sur les propriétés des IDPs et des UCAMMs afin de mettre en évidence les similarités ou les différences entre elles et les comètes. Leur petite taille rend difficile leur récolte mais leur permet aussi de ne pas subir les fortes dégradations provoqués par la rentrée atmosphériques. Qui plus est, les instruments disponibles aujourd’hui permettent de mener à bien des études très précises sur des échantillons de quelques dizaines de nanomètres tout au plus.
Chapitre
3
La mission Rosetta et son périple avec la
comète 67P/Churyumov-Gerasimenko
Le projet Rosetta a une longue histoire et comme toutes les missions spatiales il est fort intéressant d’écouter les nombreux témoignages et anecdotes à son sujet ! La mission fût pensée dans les années 80 par l’ESA après le succès de la mission Giotto et dans le cadre de la définition par l’agence de son programme d’exploration spatiale Horizon 2000. Rosetta fait ainsi partie de quatre missions importantes, dites pierres angulaires, dont les lancements sont prévus pour le début des années 2000. L’objectif est alors d’aller rencontrer une comète, de se poser sur le noyau et d’en rapporter un échantillon. Pour des raisons de coûts il n’est cependant pas envisageable de le faire seul : un projet commun avec la NASA est alors étudié. Ce dernier tombe malheureusement à l’eau pour causes politiques et financières mais l’ESA poursuit le développement d’une mission moins ambitieuse, sans retour d’échantillons. Ce sont d’abord deux, puis un seul atterrisseur qui sera embarqué sur la sonde pour se poser sur la comète. Acceptée en 1993, développée et construite dans les années suivantes, la sonde Rosetta est prévue au lancement pour 2003 pour rejoindre sa destination...mais laquelle ?
3.1 67P/Churyumov-Gerasimenko : cible de la mission Rosetta
67P/Churyumov-Gerasimenko : une cible de choix ? En réalité, Rosetta avait pour destination la comète 46P/Wirtnanen à l’origine. Le programme des fusées Ariane ayant cependant subit un report de lance-ment, il s’est avéré impossible de réaliser le rendez-vous entre Rosetta et 46P comme c’était initialement prévue. 67P sera alors désignée et c’est après un voyage de 10 ans et le survol de deux astéroïdes, Steins et Lutetia, que la sonde arrive à destination.Étant donné que les noyaux de comètes sont de l’ordre du kilomètre, ils sont difficilement voire non observables depuis la Terre. C’est donc seulement à partir du rendez-vous entre la sonde et 67P que celui-ci a pu être caractérisé. Rapidement sa surface a été carto-graphiée, sa température évaluée, les premières mesures relatives aux gaz et à la poussière ont été faites et les estimations de la masse, du volume et de la densité du noyau ont été réalisées. La figure 3.2 donne
FIGURE3.1 – Dates clés de la mission Rosetta. Crédit : ESA
un aperçu des caractéristiques principales de la comète à partir des données acquises de août à décembre 2014 environ, lors du début de la mission, tandis que la figure 3.1 donne les dates clés de la mission entière.
La comète 67P appartient à la famille de Jupiter avec un aphélie d’environ 5.6 UA et un périhélie de 1.2 UA lors son dernier passage le 14 août 2015. Elle possède une orbite inclinée de 7° par rapport à l’écliptique et d’excentricité 0.64. C’est une comète jeune dynamiquement comme le montre l’étude de
Maquet(2015). En effet, sa proximité avec Jupiter lors de son aphélie influe son orbite. Bien qu’elle
fût déjà chaotique avant, son orbite a été modifiée à deux reprises lors de passages à moins de 1 UA de Jupiter, en octobre 1923 et février 1959 (Maquet,2015). Ce dernier passage ramenant son périhélie de 2.7 UA à 1.3 UA environ (Maquet,2015). Cela signifie notamment que l’activité de 67P a crûe récemment du fait de cette modification orbitale.