Structure d’une comète

Lorsqu’une comète se rapproche du Soleil, son activité commence et le processus de sublimation des glaces du noyau a lieu. Différentes structures deviennent ainsi observables (Figure 1.7) : la chevelure du noyau (ou coma), la queue de poussière et la queue d’ions, et le nuage d’hydrogène.

Figure 1.7: Structure de la comète C/2020 F2 NEOWISE, prise en Juillet 2020 en République-Tchèque. Crédits : Vaclav Paveza.

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1.3.1. Noyau

C‘est en 1986, lors de la mission spatiale européenne Giotto à destination de la comète 1P/Halley, que le premier noyau cométaire fût photographié. En effet, les noyaux cométaires sont trop petits pour être observés directement depuis la Terre, ils sont aussi entourés par la chevelure de gaz et de poussières qu’il faut pénétrer pour distinguer nettement le noyau. La taille des noyaux peut varier d’une centaine de mètres à plusieurs kilomètres. Ces objets sont un agglomérat de glaces et de poussières. Leurforme irrégulière est particulièrement bien illustrée par la photographie de la comète 67P/Churyumov-Gerasimenko sur la Figure 1.8, elle est due à leur petite taille qui fait que ces objets ne se sont pas différenciés suite à leur formation.

Figure 1.8: Vue de la comète 67P/Churyumov-Gersaimenko par la sonde ROSETTA, sonde de l’agence spatiale européenne (ESA). Crédits : ESA/Rosetta/NavCam – CC BY-SA IGO 3.0.

Différents paramètres permettent de caractériser les noyaux cométaires. L’albédo d’un corps correspond à la capacité de celui-ci à réfléchir la lumière d’une source lumineuse, lorsque le corps est parfaitement noir, son albédo est nul, au contraire lorsque l’objet est parfaitement réfléchissant, son albédo vaut 1. Ainsi, l’albédo d’une comète est comprise entre 0,05 et à 0,15 (Kamoun et al., 2014) (Lamy et al., 2015), ces valeurs sont faibles comparées à d’autres objets du système solaire tel que le satellite glacé Encelade pour lequel l’albédo vaut 0,81 (Ostro et al., 2006). En revanche, elles sont légèrement plus élevées comparé à l’albédo des astéroïdes Bennu qui vaut entre 0,03 et 0,06 (Lauretta et al., 2019) et Ryugu dont l’albedo est compris entre 0,04 et 0,05 (Müller et al., 2017). Lamy et al. (2015) ont démontré que la porosité et la masse volumique de sub-surface sont également des

32 paramètres qui peuvent varier d’un noyau cométaire à l’autre : respectivement entre 35 à 75% pour l’un et entre 500 et 2000 kg.m-3 pour l’autre. Ces paramètres permettent de mettre en évidence les contrastes qui existent au sein de différents noyaux cométaires.

Comme évoqué précédemment, en 1950, l’américain Fred Whipple a marqué le début de l’ère moderne de l’étude des comètes avec son modèle de « boule de neige sale ». Grâce à l’observation de la comète Encke, il émit l’hypothèse que celle-ci était composée d’un agglomérat de glaces et de poussières (Whipple, 1950). Plus tard, synthétisant les connaissances accumulées depuis Whipple, et notamment lors des missions spatiales à destination de la comètes de Halley, Greenberg (1998) proposa que le noyau cométaire serait constitué d’un mélange de 42% de glaces d’éléments volatils (principalement de la glace d’eau), 26% de silicates, 23% de composés organiques, et 9% de particules carbonées. De récentes missions spatiales ont permis de développer les connaissances dans la caractérisation de la composition cométaire. Celle-ci sera davantage discutée dans la section 2.2.

1.3.2. Coma

Lorsqu’une comète se rapproche du Soleil, sa température de surface augmente ce qui implique la sublimation des glaces du noyau entrainant la formation d’une atmosphère de gaz et de particules de poussières, également appelé chevelure ou coma. Celle-ci peut atteindre un rayon allant de 10 000 à 100 000 kilomètres selon la taille et l’activité de la comète. Les glaces sont composées, en majorité, d’eau, de monoxyde de carbone et de dioxyde de carbone (Bockelée-Morvan, 2011; Mumma and Charnley, 2011). La production d’eau au périhélie varie le plus souvent entre 1026 et 1031 molécules éjectées du noyau par seconde. La coma est également constituée de particules de poussières qui sont, elles aussi, éjectées du noyau lorsque les glaces subliment. Des simulations numériques et expérimentales menées par (Levasseur-Regourd et al., 2008), et les observations lors de la mission Rosetta ont montré que ces poussières sont composées de particules compactes et d’agrégats floconneux (Bentley et al., 2016; Langevin et al., 2016; Levasseur-Regourd et al., 2018).

Les molécules provenant directement du noyau sont nommées des molécules mères ou composés parents. Lorsqu’elles sont éjectées du noyau, elles peuvent être impliquées dans des réactions chimiques, et sont soumises à la photodissociation ou encore à la photoionisation par les UV solaires donnant ainsi naissance à des molécules filles, des atomes, des ions ou des radicaux. Certaines de ces molécules présentes en phase gazeuse ne seraient pas émises uniquement à partir de la sublimation des glaces du noyau, et proviendraient d’une source distribuée. Ce phénomène sera détaillé dans les prochains chapitres.

1.3.3. La queue d’ions, la queue de poussières et le nuage d’hydrogène

La queue de poussière et la queue d’ions apparaissent à une grande distance au noyau.

La queue de poussières peut s’étendre sur plus de 10 millions de kilomètres, elle est de couleur blanche, et de forme courbée avec une direction opposée au Soleil. C’est souvent la queue la plus

33 brillante, et de ce fait elle peut être visible à l’œil nu depuis la Terre. Elle doit cette particularité aux particules de poussières, éjectées du noyau, qui la compose et qui diffusent la lumière solaire.

La queue d’ions peut atteindre une taille dépassant 100 millions de kilomètres. Celle-ci est de couleur bleutée et présente une forme rectiligne avec une direction approximativement opposée au Soleil suite à l’interaction avec le vent solaire (environ 400 km/s). Elle est composée de molécules ionisées par l’action des rayonnements UV solaires, et elle doit sa luminosité à la désexcitation des ions moléculaires. Sa couleur bleutée est issue de l’ion CO+.

Le nuage d’hydrogène est en grande partie dû à la dissociation des molécules d’eau présentes de manière abondante dans la coma. Ce nuage forme une enveloppe ténue d’atomes d’hydrogène et peut atteindre 100 millions de kilomètres.