La composition des glaces cométaires

Introduction

Les comètes sont parmi les objets les plus primitifs du Système solaire. La composition chimique de leurs glaces est représentative de la composition moléculaire des régions externes de la nébuleuse solaire (le disque protoplanétaire solaire) où elles se sont formées, il y a 4,6 Gyr. Cette composition chimique devrait fournir des informations sur les conditions de formation et d’évolution du système solaire primitif.

Une question centrale est de savoir dans quelle mesure les substances volatiles sont héritées du nuage moléculaire parent, ou si la chimie est réinitialisée dans le cadre d’une évolution typique du disque. Une autre question est de savoir si notre système solaire, ou l’une de ses caractéristiques, est commun ou une bizarrerie. Les identifications moléculaires dans les disques protoplanétaires sont encore rares, bien que les progrès se poursuivent, comme l’a démontré la détection récente de CH3CN et de CH3OH (également constituants des glaces cométaires) à l’aide du Grand réseau Millimétrique/Submillimétrique d’Atacama (ALMA).

Un grand nombre de molécules ont été identifiées dans des atmosphères cométaires, à partir d’observations au sol et dans l’espace, y compris des études in situ d’atmosphères cométaires. Cela inclut les grosses molécules organiques, qui sont également observées dans les régions de formation d’étoiles. Les abondances moléculaires par rapport à l’eau mesurées dans le coma montrent de fortes variations d’une comète à l’autre (par exemple), et varient également le long des orbites des comètes (par exemple). Cette diversité chimique peut refléter différentes conditions de formation dans la nébuleuse solaire primitive, bien que des questions se posent quant à la mesure dans laquelle les abondances mesurées dans les atmosphères cométaires sont représentatives de la composition primitive des glaces du noyau.

Cet article présente une brève revue des abondances moléculaires mesurées dans les atmosphères cométaires à partir d’observations spectroscopiques par télédétection. Il met à jour les revues détaillées publiées par Bockelée-Morvan et al. , Mumma & Charnley et Cochran et al. . Les études spectroscopiques ont fourni des informations sur 27 molécules, sans compter les radicaux et les isotopologues. Les mesures effectuées avec le spectromètre de masse ROSINA à bord de Rosetta ont abouti à une multitude de nouvelles identifications moléculaires dans l’atmosphère de la comète 67P/ Churyumov–Gerasimenko (le zoo cométaire de Rosetta, figure 1), qui ne sont, à quelques exceptions près, pas encore publiées. Les résultats publiés sont les détections de ROSINA de N2, O2, glycine, CS2, S3, S4, CH3SH et C2H6S.

Études spectroscopiques de molécules cométaires

Nos connaissances actuelles sur la composition des glaces nucléaires cométaires sont essentiellement basées sur des études du coma. Les investigations directes des CIEM à la surface du noyau ne sont possibles qu’à partir d’un engin spatial. Les spectres du proche infrarouge des surfaces cométaires ont révélé les signatures spectrales de la glace d’eau, de la glace de CO2 et d’une matière organique semi-volatile contenant le groupe chimique COOH.

Un peu plus de deux douzaines de molécules (sans compter les isotopologues, les ions moléculaires, les atomes et les radicaux) ont été identifiées dans les atmosphères cométaires à partir d’observations spectroscopiques (figure 2). Ces identifications ont été obtenues par spectroscopie radio (20-600 GHz) et par spectroscopie proche infrarouge et, dans une moindre mesure, par spectroscopie ultraviolette (voir les détails de la plupart des identifications spectroscopiques dans). La plupart des identifications ont été obtenues par l’observation des comètes exceptionnellement brillantes C/1995 O1 (Hale-Bopp) et C/1996 B2 (Hyakutake). Les découvertes les plus récentes sont le glycolaldéhyde (CH2OHCHO) et l’éthanol (C2H5OH), identifiés dans la comète C/2014 Q2 (Lovejoy) à partir de raies de l’ordre du millimètre. Bien que la plupart des molécules soient observées à des longueurs d’onde millimétriques, le domaine infrarouge donne accès à des molécules sans moment dipolaire telles que le CO2, le CH4 et d’autres hydrocarbures symétriques. Observations dans la gamme de longueurs d’onde ultraviolette et visible signatures d’échantillons de radicaux, d’atomes et d’ions qui sont des produits de photolyse et chimiques de molécules mères libérées des ciem nucléaires. Les spectres UV ont permis l’identification de S2 et montrent de fortes signatures de CO. Le tableau 1 fournit une liste de 28 molécules (autres que H2O) identifiées dans les comètes et la gamme des abondances mesurées par rapport à l’eau (voir la figure 2 pour le nombre de comètes dans lesquelles chaque molécule a été détectée). Les domaines de longueur d’onde, où les signatures moléculaires sont observées, sont indiqués dans le tableau 1. Cette liste comprend CS, SO et NS, qui sont en fait des radicaux. CS et SO sont des produits de photo-dissociation de CS2 et de SO2, respectivement. Cependant, la libération directe de SO à partir des CIEM nucléaires est suggérée à partir des données de ROSINA. L’origine du radical NS est inconnue.

Abondances moléculaires et diversité de composition

D’après la composition des atmosphères cométaires, les principaux composants des glaces nucléaires cométaires sont l’eau (environ 80% en nombre), suivie du CO2, du CO, du CH3OH, du CH4, du H2S et du NH3 (figure 2). Une étude de l’abondance de CO2 dans 17 comètes à l’aide du télescope spatial AKARI montre que le CO2 domine le CO dans la plupart des comètes. L’abondance des molécules mères cométaires détectées par spectroscopie varie de moins de 0,01 % à 20 % par rapport à l’eau et diminue généralement avec la complexité croissante, sauf pour les hydrocarbures (tableau 1). Certaines espèces, comme l’a démontré l’observation pour le HNC et le H2CO, peuvent être produites par des sources de gaz distribuées (par exemple des grains); voir la revue récente de Cochran et al. .

Selon la molécule, les abondances varient d’un facteur d’environ trois à 100 (pour le CO) parmi les comètes (tableau 1 et figure 2). La figure 3 montre des histogrammes des abondances déduites des observations radio, en considérant les classes dynamiques des comètes. L’échantillon comprend 46 comètes observées jusqu’en 2015, et intègre des abondances inédites. La diversité chimique est observée à la fois pour les comètes à longue période provenant du nuage d’Oort (OCCs) et pour les comètes de la famille de Jupiter (JFC) fournies par le disque dispersé transneptunien (figure 3). La figure 3 montre que, lorsque l’échantillon de comètes s’agrandit, la distribution des abondances se rapproche d’une distribution gaussienne sans regroupement des comètes selon leur origine dynamique. De même, aucune preuve n’est observée pour une différence d’abondance de CO2 entre les JFC et les comètes à longue période. En résumé, l’échantillon disponible d’abondances moléculaires suggère que les OCCS et les JFC ont la même distribution de composition, sauf en ce qui concerne le CO, qui est présent en faible abondance dans tous les JFC observés jusqu’à présent. Cela confirme des études antérieures basées sur un échantillon plus petit. La diversité chimique est compatible avec les calculs dynamiques dans le cadre du modèle de Nice, ce qui suggère que le nuage d’Oort et le disque dispersé étaient peuplés de comètes formées dans les mêmes régions du Système solaire.

Il a été avancé que les comètes pourraient être regroupées en trois classes de composition, en fonction de l’abondance des composés organiques. Cependant, une analyse statistique utilisant des techniques d’analyse en mode G et en composantes principales effectuées par nos soins sur la base d’une douzaine de comètes et de six molécules observées dans la radio et dans l’infrarouge n’a pas donné de groupement statistiquement significatif. Plus récemment, Dello Russo et coll. a présenté une analyse systématique des rapports de mélange par rapport à H2O pour huit espèces (CH3OH, HCN, NH3, H2CO, C2H2, C2H6, CH4 et CO) mesurées par spectroscopie infrarouge à haute résolution dans 30 comètes entre 1997 et 2013. Cette étude suggère que les rapports d’abondance par rapport à l’eau présentent un épuisement global des JFC par rapport aux comètes à longue période. Des corrélations positives à modérées sont observées entre les espèces. Une analyse par grappes a produit quatre groupes et 11 sous-groupes. Cependant, la taille de l’échantillon doit être augmentée pour confirmer ces classes de composition émergentes.

La diversité chimique parmi les comètes a été démontrée pour la première fois à partir d’observations spectroscopiques et spectro-photométriques d’espèces de produits (voir la revue de). Les espèces de produits sont beaucoup plus facilement observables que les molécules mères, de sorte que des mesures d’abondance pour un grand nombre de comètes ont été obtenues. D’après une étude des radicaux (OH, CN, C2, C3, NH) dans 85 comètes, A’Hearn et al. on a déduit l’existence de deux classes de comètes, en fonction de leurs abondances en C2 et en C3 : les comètes “typiques” et les comètes “appauvries en carbone”. Ils ont constaté qu’environ la moitié des JFC sont appauvris en C2 et en C3, mais que la fraction des OCCS appauvris en carbone est plus petite. Dans une étude plus récente, Cochran et al. a constaté que les deux tiers des comètes appauvries étaient des JFC tandis qu’un tiers étaient de longue période. De plus, un pourcentage plus élevé des JFC (37%) ont été épuisés que des comètes à longue période (18,5 %). Sur la base d’un échantillon de 107 comètes observées et produites de la même manière, Schleicher & Bair a trouvé sept classes de comètes distinctes dans les taux de production CN, C2 et C3 par rapport à OH.

Discussion

Une question fondamentale est de savoir si la diversité observée dans la composition des atmosphères cométaires résulte de processus évolutifs ou est représentative de diverses conditions de formation des noyaux cométaires. Plusieurs points doivent être pris en considération:

• — Les abondances cométaires correspondent aux rapports de taux de production totaux, l’eau étant prise comme référence. Il existe des preuves observationnelles que des grains glacés (presque) purs sont libérés du noyau cométaire et pourraient contribuer à la production de vapeur d’eau. Le meilleur exemple est celui de la comète 103P/Hartley 2, étudiée par la mission EPOXI. Des morceaux de particules glacées se sublimant sur leur côté ensoleillé ont été vus sur de nombreuses images et les signatures de glace infrarouges de grains de glace pure micrométriques ont été détectées. La morphologie inhabituelle du coma OH peut s’expliquer par la production d’eau à partir de grains glacés. Un autre exemple est la comète C/2009 P1 (Garradd). Des valeurs incohérentes pour les taux de production d’eau dérivées d’observations avec des champs de vision petits (infrarouges) et grands (radio) (figure 4) peuvent être conciliées avec la présence de grains glacés sublimants. Ce processus peut contribuer à la dispersion observée dans les abondances cométaires.

• — Les taux de production totaux diffèrent des taux de production locaux. La production de gaz subit des fluctuations diurnes pendant la rotation du noyau, qui dépendent de la molécule. De plus, des hétérogénéités de composition du noyau sont possibles. A titre d’illustration, les cartes H2O et CO2 du coma intérieur de 67P acquises avec l’instrument VIRTIS sur Rosetta à 1,8–2.Le pré-périhélie du 2 AU montre une forte dichotomie entre les distributions de H2O et de CO2 (figure 5), le H2O se sublimant essentiellement à partir des régions équatoriales et septentrionales éclairées, et le CO2 dégazant en quantité à partir de l’hémisphère sud mal éclairé. Comme l’ont souligné Fink et coll. , le rapport de taux de production total CO2 / H2O dérivé de ces cartes est un outil de diagnostic médiocre pour la production locale. Des différences similaires dans les distributions de H2O et de CO2 ont été observées pour 9P/Tempel 1. Pour 67P, on comprend qu’ils résultent des fortes différences de conditions d’éclairement rencontrées par les deux hémisphères le long de l’orbite de la comète en raison de la forte obliquité de l’axe de spin. Au périhélie, la distribution de H2O et de CO2 s’est avérée similaire, les deux molécules sortant essentiellement de l’hémisphère sud éclairé.

• — Les abondances moléculaires sont mesurées dans les atmosphères cométaires. La mesure dans laquelle ils sont représentatifs de la composition du noyau a fait l’objet de nombreuses études théoriques. Bien que les noyaux cométaires présentent une très faible inertie thermique, la stratification de la composition de la glace est attendue dans le sous-sol après exposition au Soleil, les espèces les plus volatiles résidant dans des couches plus profondes. Les modèles qui étudient l’évolution thermique et le dégazage des noyaux cométaires montrent que les profils de dégazage des molécules cométaires dépendent de nombreux facteurs tels que la volatilité des molécules, l’inertie thermique du matériau du noyau, la nature de la structure de la glace d’eau, la porosité et le manteau de poussière. Les effets saisonniers liés à la forme, aux caractéristiques orbitales et à l’obliquité de l’axe de spin sont également importants. La figure 6, tirée de Marboeuf & Schmitt, montre le lien entre les rapports de taux de production et les abondances dans le noyau de la comète pour différentes hypothèses sur l’état des glaces cométaires et la manière dont les volatiles sont piégés, et différentes épaisseurs de manteau. Pour les molécules moins volatiles telles que le CO2, les abondances relatives (à H2O) des espèces dans le coma restent similaires à la composition primordiale du noyau (écart relatif inférieur à 25%) uniquement autour du passage du périhélie (distance héliocentrique inférieure à 2-3 UA), quelles que soient la structure de la glace d’eau et la composition chimique, et à condition que le noyau ne soit pas entièrement recouvert d’un manteau de poussière. Les abondances relatives de molécules hautement volatiles telles que le CO et le CH4 dans le coma restent approximativement égales à la composition primitive du noyau uniquement pour les noyaux dominés par les hydrates de clathrate. Autour du périhélie, dans le cas des structures de glace d’eau cristalline et amorphe, les abondances des espèces hautement volatiles libérées par le noyau sont systématiquement inférieures (jusqu’à un ordre de grandeur) aux valeurs du noyau non traité. Non seulement le manteau de poussière, mais aussi l’érosion par la poussière sont des processus qui peuvent fortement affecter les rapports de taux de production. Près du périhélie, l’ablation superficielle du manteau de poussière peut devenir importante, ce qui rapproche les interfaces de sublimation des espèces moléculaires de la surface et augmente leur taux de production et leurs rapports de mélange de coma par rapport à l’eau. Ce processus est proposé pour expliquer la forte augmentation des rapports de densité de colonne de CO2, CH4 et OCS observés en 67P depuis Rosetta quelques jours après le périhélie.

• — Quelques faits d’observation pourraient plaider pour une diversité primitive. La comète 73P / Schwassmann-Wachmann 3, une comète de la classe appauvrie en chaîne carbonée, a subi des événements de division. Si l’épuisement n’était qu’un effet évolutif, à partir de plusieurs passages au périhélie, nous nous attendrions à ce qu’il soit principalement confiné à la surface et que l’intérieur semble typique. Cependant, les fragments ont été observés avec des appauvrissements identiques à ceux mesurés avant la division. De plus, les mêmes abondances relatives ont été mesurées dans les deux fragments principaux pour plusieurs espèces observées dans l’infrarouge et la radio. Un autre point plaidant pour une diversité liée à l’origine est la composition moyenne et la diversité de composition similaires mesurées pour les comètes à courte et longue période, même pour les espèces très volatiles telles que H2S (l’exception étant le CO, pour lequel des abondances élevées n’ont été mesurées que dans les comètes à longue période). De ce point de vue, nous pourrions nous attendre à ce que les comètes à courte période soient plus affectées par les effets évolutifs.

Conclusion

Les instrumentations radio et infrarouge, ainsi que l’apparition de comètes brillantes, ont permis l’identification de nombreuses molécules dans les atmosphères cométaires, montrant un lien étroit entre les substances volatiles dans les comètes et celles présentes dans les régions de formation d’étoiles. La liste des molécules cométaires identifiées augmente maintenant rapidement grâce à la mission Rosetta. La présence de composés organiques complexes de type interstellaire dans les comètes montre qu’ils sont constitués de matériaux préservés synthétisés dans les régions externes de la nébuleuse solaire ou aux premiers stades de la formation du système solaire.

Une forte diversité est observée dans la composition des atmosphères cométaires. À l’exception du CO, les deux classes dynamiques de comètes (JFC et OCCs) présentent la même diversité chimique en ce qui concerne les molécules mères. On ne sait pas encore si la diversité observée résulte uniquement de processus évolutifs ou si elle est représentative (au moins en partie) de diverses conditions de formation de noyaux cométaires. Nous attendons de la mission Rosetta qu’elle nous aide à trouver la réponse à cette question fondamentale.

Contributions de l’auteur

D.B.-M. a participé à l’interprétation des données et a rédigé l’article. N.B. a effectué des données d’observation radio et leur analyse, fourni des chiffres et révisé l’article. Les deux auteurs ont donné leur approbation finale pour la publication.

Intérêts concurrents

Nous déclarons ne pas avoir d’intérêts concurrents.

Financement

Nous n’avons reçu aucun financement pour cette étude.

Notes de bas de page

Une contribution de 14 à une réunion de discussion intitulée “La science cométaire après Rosetta”.