Mati` ere organique des com` etes

Les com`etes sont des corps kilom´etriques orbitant loin du Soleil, dans la ceinture de Kuiper, derri`ere l’orbite de Neptune. Elles sont aussi pr´esentes dans le nuage d’Oort, dont la limite externe correspond `a celle de notre syst`eme solaire. Les com`etes peuvent ˆetre observ´ees lorsqu’elles sont d´estabilis´ees et progressivement entraˆın´ees vers le Soleil. On a r´epertori´e environ 3000 de ces objets dans notre Syst`eme Solaire interne. Les com`etes repr´esentent des r´eservoirs potentiels pour l’eau et la mati`ere organique, qu’elles ont ”fig´e” dans la glace depuis leur formation, quelques centaines de milliers d’ann´ees apr`es l’effon- drement du nuage mol´eculaire (Nuth et al. 2000).

Historiquement, les compos´es organiques pr´esents dans les com`etes ont d’abord ´et´e d´etect´es par des moyens spectroscopiques. Les premi`eres d´etections par l’observatoire Infrared Space Observatory (ISO) dans les ann´ees 90 et le survol de la com`ete Hale Bopp,

quelques ann´ees avant (Kissel et Krueger 1987) ont permis de d´eterminer que la surface de la com`ete contient environ 30% de particules appel´ees CHON (form´ees de carbone, d’hydrog`ene, d’oxyg`ene et d’azote). Ces observations ont ´et´e compl´et´ees par la d´etection de compos´es plus complexes, comme des hydrocarbures (CH4,C2H2, C2H6) et des compos´es

azot´es (HCN, NH3, CH3CN et H3CN) (voir notamment Crovisier et al. 1997 ; Bockelee

Morvan et al. 2000).

Il a fallu attendre les retours d’´echantillons de missions in-situ pour avoir une carto- graphie plus compl`ete des compos´es organiques com´etaires. C’est chose faite en 2006 avec la mission Stardust (NASA). Cette mission a permis de collecter des ´echantillons dans la queue de la com`ete 81P/Wild2. La sonde avait ´egalement `a son bord un spectrom`etre de masse, le Cometary and Interstellar Dust Analyzer (CIDA) et un collecteur de particules, fait d’a´erogel de silice (Brownlee et al. 2006). Ces poussi`eres r´ecolt´ees ne sont cependant pas issues du cœur de la com`ete, mais ont ´et´e ´eject´ees par des jets lors du passage en p´eri- ph´erie du Soleil. Les r´esultats de la mission Stardust ont montr´e une grande h´et´erog´en´eit´e de compos´es organiques entre et `a l’int´erieur mˆeme des grains collect´es (Brownlee et al. 2006 ; Sandford et al. 2006). Des hydrocarbures aromatiques polycycliques (HAP) ont ´et´e d´etect´es, ainsi que des compos´es carbon´es pr´esentant un d´esordre structural important. Dans ces particules, le carbone est largement amorphe et les analyses en microscopie en transmission haute r´esolution (HRTEM) n’ont pas montr´e de signe de chauffage intense (Matrajt et al. 2008). Toujours d’un point de vue structural, ces poussi`eres ont mon- tr´e la pr´esence d’une bande tr`es marqu´ee `a 3.4 µm avec la pr´esence d’une forte bande des groupes m´ethyles (CH2) `a 2925 cm−1 et une plus faible correspondant au m´ethyl`ene

(CH3) `a 2960 cm−1 (Sandford et al. 2006). Il en r´esulte un rapport CH2/CH3 moyen de

2.5. Un tel rapport indique que les chaˆınes de mati`ere carbon´ee sont plutˆot longues, ce qui les ´eloignent de la mati`ere issue du MIS diffus et les rapprochent de l’IOM chondrites carbon´ees et des IDPs (Matrajt et al. 2013).

Certains des grains analys´es pr´esentent aussi une signature comparable `a certaines poussi`eres interplan´etaires (IDPs) et aux chondrites carbon´ees. On observe notamment la pr´esence, lors d’analyse de pics similaires entre les masses 100 et 170, et entre les masses 200 et 250 uma (Clemett et al. 2010). Ces masses peuvent correspondre `a des HAP complexes, comme la glycine ou la naphtal`ene, et apportent une preuve formelle que les com`etes ont pi´eg´e une grande vari´et´e de compos´es organiques.

La mati`ere organique dans le disque

!

!

!

!

!

• D/H and

_N/

_{N are}

enriched in several

C-rich samples

– Proof of ET origin of

organics

– Less enriched than

chondrites and IDPs,

perhaps because of

capture heating.

Organics in Wild 2

Figure 16. Fractionnement isotopiques D/H par rapport à la valeur moyenne des océans (SMOW) pour des grains collectés lors de la mission Stardust (en rouge), comparé aux IDPs et aux comètes. La signature des grains Stardust est

plus riche en deutérium que la valeur terrestre, mais considérablement moins enrichie que la matière organique d’une partie des chondrites (tiré de Mc

Keegan et al, 2006).

Fig. 1.14 – Fractionnements isotopiques D/H par rapport `a la valeur moyenne des oc´eans (SMOW) pour des grains collect´es lors de la mission Stardust (en rouge), compar´e aux IDPs et aux com`etes. La signature des grains Stardust est plus riche en deut´erium que la valeur terrestre, mais consid´erablement moins enrichie que la mati`ere organique d’une partie des chondrites (extrait de McKeegan et al. 2006).

D’un point de vue isotopique, la mati`ere organique des com`etes pr´esente des valeurs en D/H comprises entre les abondances terrestres et un enrichissement significatif (jusque 400‡, figure 1.14, McKeegan et al. 2006). Cependant, ces r´esultats demeurent entach´es d’incertitude. En effet, l’impact dans le collecteur a pu induire des modifications, comme la volatilisation pr´ef´erentielle du deut´erium lors de l’impact dans les collecteurs en a´erogel (Mimura et al. 2007). De plus lors de la collecte, un possible d´egazage des particules expos´ees aux UV solaires a pu avoir lieu entre l’´ejection de la com`ete et la collecte. Ce d´egazage pourrait avoir entraˆın´e le fractionnement des isotopes de l’hydrog`ene.