Il n'y a pas d'eau dans l'Univers ? Les Molécules des Comètes (29/07/2010)

Avant d'y avoir des glaces, faut-il encore qu'il y ait d'abord de l'eau n'est-ce pas ?


Et justement il y en a !


La Composition des Comètes

Pour connaître la composition chimique des comètes, c'est-à-dire la nature des glaces et des roches qui composent le noyau, l'idéal serait d'envoyer une sonde automatique se poser à sa surface pour en effectuer l'analyse. C'est l'objectif de la mission spatiale Rosetta qui doit explorer la comète 67P/Churyumov-Gerasimenko vers 2014-2015. En attendant, nous sommes contraints d'observer à distance les produits relâchés par la sublimation des glaces cométaires.

Cette tâche est difficile. Les molécules volatiles directement issues du noyau (nommées molécules mères) sont difficilement observables, car leurs signatures spectrales (bandes de rotation et de vibration-rotation) apparaissent dans les domaines infrarouge et millimétrique, moins accessibles que les ondes visibles. En revanche, les radicaux, atomes et ions produits par la photodissociation des molécules-mères (que l'on nomme molécules filles), présentent des signatures spectrales très intenses, liées à leurs transitions électroniques, dans le domaine visible; ces produits secondaires sont observés depuis les débuts de la spectroscopie il y a plus d'un siècle, et ont été identifiés depuis de nombreuses décennies (O, C, C2, C3, CH, CN, CS, CO+,CO2+, H2O+...).

Les produits secondaires observés sont nombreux, et les réactions de dissociation et d'ionisation sont multiples; dans la plupart des cas, l'observation des produits secondaires ne permet pas de déterminer sans ambiguïté la composition des molécules-mères dont ils sont issus. C'est pourquoi il est préférable d'observer directement les molécules-mères, dans les domaines infrarouge et millimétrique, la méthode ultime consistant bien évidemment à effectuer une observation in situ depuis une sonde spatiale. Voir l'Exploration Spatiale des Comètes.

La Chasse aux Molécules Mères

Mais les techniques spectroscopiques ont récemment fait des progrès spectaculaires dans des domaines exotiques de longueurs d'onde: en ultraviolet avec le satellite IUE (International Ultraviolet Explorer) puis le télescope spatial Hubble; en infrarouge, soit du sol avec des télescopes et des détecteurs performants, soit de l'espace avec l'Observatoire spatial infrarouge (ISO); en radio avec des radiotélescopes et des radiointerféromètres qui couvrent maintenant les domaines millimétriques et submillimétriques (comme ceux de l'Institut de radioastronomie millimétrique IRAM). L'application de ces techniques modernes aux comètes exceptionnellement brillantes Hyakutake et Hale-Bopp ont permis de récolter une moisson de nouvelles molécules cométaires.

Les molécules cométaires que l'on observe provenant des glaces du noyau.

           
compoistion chimique des comètes.jpg
           

Les glaces cométaires sont donc essentiellement constituées d'eau, de monoxyde et de dioxyde de carbone, d'hydrocarbures comme le méthane, de molécules à base de C, H, O comme l'alcool méthylique et le formaldéhyde. Un certain nombre de molécules azotées et soufrées sont identifiées, mais avec des abondances bien moindre. Notre inventaire des molécules cométaires est certainement encore bien loin d'être complet, mais les molécules sont de plus en plus difficiles à mettre en évidence au fur et à mesure que leur complexité augmente et que leur abondance diminue. La molécule cométaire la plus complexe identifiée à ce jour est l'éthylène glycol (connu dans la vie courante comme antigel).













 


 

Il est important de noter que les molécules les plus abondantes des glaces cométaires - l'eau, le monoxyde et le dioxyde de carbone, le méthanol, le formaldéhyde, l'ammoniac, le méthane - se trouvent également dans les glaces interstellaires.

Bien sûr, la composition des comètes nous renseigne sur leur origine. Voir l'origine des comètes.

Les Poussières Cométaires

C'est la spectroscopie infrarouge et (dans le cas de l'exploration spatiale de la comète de Halley) l'analyse directe par spectroscopie de masse qui nous ont permis de connaître la composition des grains et des poussières cométaires. Une grande fraction ce ces grains sont des silicates réfractaires (comme l'olivine), semblables à ceux qui constituent en grande partie l'écorce terrestre. Certains de ces silicates sont cristallins, d'autres sont amorphes (c'est à dire sous forme vitreuse).

La sonde Stardust a prélévé des échantillons de ces poussières le 2 janvier 2004 dans la chevelure de la comète 81P/Wild 2. Elle nous les a rapportés le 15 janvier 2006, et ces précieux échantillons sont actuellement en cours d'analyse. Les premiers résultats nousrévèlent des grains très semblables à ce que nous attendions à partir des observations spectroscopiques à distance, et similaires aux particules récoltées dans la haute stratosphère terrestre.

Des silicates semblables sont observés dans les météorites et les poussières interstellaires, dont l'origine est surement liée aux comètes Mais on les retrouve également dans la poussière intestellaire et dans les disques de poussière entourant certaines étoiles.

Les sondes spatiales VEGA et Giotto nous ont révélé qu'une fraction importante des grains cométaires étaient riches en atomes d'hydrogène, carbone, oxygène et azote (les grains "CHON"). Ces grains sont probablement recouverts d'un manteau de molécules organiques. Ces molécules, sans doute de masse moléculaire élevée, s'évaporent difficilement, ou bien se décomposent en molécules plus légères qui contribuent à l'atmosphère cométaire lorsque les grains sont chauffés par le Soleil.

Des grains glacés sont également entraînés. Près du Soleil, ils s'évaporent très vite, contribuant également à la formation de l'atmosphère gazeuse.

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