10.15.3.4 Morphologie de surface sur les noyaux Cométaires
Les rencontres avec la comète 1P/Halley par la sonde spatiale Giotto de l’ESA (Reinhard, 1986) et la sonde spatiale Vega de l’Union soviétique (Sagdeev et al., 1986) a marqué la première imagerie en gros plan de petits corps du système solaire. Au cours de la rencontre rapprochée, la caméra multicolore Halley (HMC) à bord du vaisseau spatial Giotto s’est centrée sur la partie la plus brillante du coma interne, montrant la silhouette d’un noyau grand, solide et de forme irrégulière et une activité de poussière ressemblant à un jet beaucoup plus brillante que le noyau (Keller et al., 1986). En raison des jets lumineux au premier plan du noyau, il était difficile de voir la morphologie de surface de ce noyau cométaire à partir de ces images. Néanmoins, la nature solide des noyaux cométaires sous forme de conglomérats glacés proposée par Whipple (1950) a été directement prouvée correcte. Et pour la première fois, l’albédo d’un noyau cométaire a été directement mesuré à ~ 4%.
Depuis les survols de P/Halley, il y a eu cinq missions cométaires supplémentaires renvoyant des images résolues sur disque de quatre autres noyaux cométaires (tableau 1). Un montage (non à l’échelle) des comètes est illustré à la figure 15. Les données d’imagerie de ces missions cométaires ont constitué la base de notre compréhension actuelle de la morphologie de surface des noyaux cométaires. Bien que les comètes aient une variété de morphologies globales, il existe de nombreuses caractéristiques communes, y compris des fosses et des terrains dénoyautés, des zones lisses, des plaques glacées et de nombreuses petites taches claires ou sombres.
Figure 15. Montage des cinq comètes qui ont eu des rencontres spatiales (avec imagerie). P/Tempel 1 a été visité deux fois. P / Halley a été visité quatre fois (voir tableau 1) mais pour plus de clarté, nous ne montrons qu’une photo de Giotto. La barre horizontale blanche dans chaque panneau représente 1 km. Notez la variété des morphologies de surface. Sources d’images: P/Wild 2 est gracieuseté NASA/ JPL-Caltech (Photojournal PIA05571); P/Borrelly est gracieuseté NASA /JPL (Photojournal PIA03500); P/Tempel 1 (image de gauche) est gracieuseté NASA/JPL/UMD (Photojournal PIA02142); P/Tempel 1 (image de droite) est gracieuseté NASA/ JPL-Caltech/Cornell (Photojournal PIA13860); P / Hartley 2 est une gracieuseté NASA/JPL-Caltech/UMD (Photojournal image PIA13570); P/Halley provient des archives de données Giotto du Système de données planétaires de la NASA (Keller et al., 1992).
Les comètes ont de nombreuses dépressions (presque) circulaires avec ou sans rebords surélevés sur leurs surfaces, généralement appelées « fosses » en raison de leur morphologie complètement différente des cratères d’impact sur les surfaces des astéroïdes. Des fosses sont observées sur les quatre noyaux cométaires de différentes tailles et morphologies (Figure 15; Britt et al., 2004; Brownlee et coll., 2004; Thomas et coll., 2007, 2013a, b). Les terrains dénoyautés associés occupent généralement une grande partie de la surface d’une comète, sauf dans certaines régions où il y a des terrains lisses. Les distributions de taille cumulées des fosses sur les comètes 9P/Tempel 1 et 81P/Wild 2 ont des pentes comprises entre – 1,7 et -2,1 (Thomas et al., 2013a), significativement différente de la distribution de taille des cratères d’impact typiques sur la Lune ou les astéroïdes (entre -2 et -4). Par conséquent, les fosses sur les comètes ne proviennent pas toutes d’impacts ou ont été modifiées après leur formation. Les fosses de la comète P/Tempel 1 mesurent jusqu’à quelques centaines de mètres de diamètre et jusqu’à 25 m de profondeur, la plupart du temps sans sol plat. Ceux sur P / Wild 2 ont des tailles plus grandes jusqu’à ~ 1.5 km, principalement avec des sols plats et certains avec des sommets centraux. La caractéristique la plus distinctive de la comète P/ Wild 2 est les parois presque verticales des fosses, parfois avec des surplombs. Alors que certaines fosses avec des rebords surélevés sur certaines comètes pourraient avoir des origines d’impact (comme les deux dépressions circulaires qui encadrent le site d’impact de la mission Deep Impact (DI) sur la comète P/ Tempel 1), la plupart d’entre elles sont probablement des caractéristiques d’effondrement cryovolcanique associées à l’activité cométaire (Belton et Melosh, 2009; Belton et al., 2008). Belton et coll. (2013) ont attribué >90% des fosses à l’activité d’explosion cométaire.
Les zones apparemment lisses sur les comètes P/Tempel 1 (Thomas et al., 2007, 2013a) et 103P/Hartley 2 (Thomas et al., 2013b) sont probablement l’une des caractéristiques les plus intrigantes observées; ces zones sont visibles à la figure 15. Ces terrains ont une texture lisse jusqu’à une échelle de 30 m, mais très probablement aussi à une échelle de 5 m, avec une réflectance légèrement inférieure à celle des terrains environnants, et ils sont généralement confinés latéralement. Ils occupent des creux topographiques avec des pentes allant jusqu’à quelques degrés, suggérant des écoulements. Les « mesas » sur la comète 19P/Borrelly telles que nommées par Britt et al. (2004) semblent être similaires aux zones lisses des comètes P/Tempel 1 et P/Hartley 2. Belton et Melosh (2009) ont proposé un transport polyphasique fluidisé de poussières résultant de la sublimation de matériaux plus volatils que l’eau, tels que le CO ou le CO2, sous la surface comme origine des zones lisses de la comète P/Tempel 1. Aucune zone lisse de ce type n’a été observée sur la comète P/Wild 2. Belton (2010) a utilisé les zones lisses pour émettre l’hypothèse d’une séquence évolutive des quatre comètes, où la surface de la comète P / Wild 2 représente le stade précoce de la séquence et n’a pas développé de zones lisses suffisamment grandes pour être visibles, tandis que la surface de la comète P / Hartley 2 représente le stade le plus récent avec la plus grande fraction de surface recouverte de zones lisses.
D’après les images de la sonde spatiale Deep Impact flyby de la comète P/Tempel 1, Sunshine et al. (2006) ont découvert pour la première fois sans ambiguïté des dépôts de glace d’eau à la surface d’un noyau cométaire. Une concentration similaire de glace d’eau a de nouveau été observée sur la comète P/Hartley 2 (Sunshine et al., 2011). Les plaques glacées couvrent moins de 1% de la surface totale des comètes et ne contiennent qu’environ 3 à 6% de glace d’eau, avec des tailles de particules typiques d’environ 30 µm, beaucoup plus grandes que celles des éjectas observées par Impact profond (~ 1 µm) (Sunshine et al., 2007) et dans le coma de la comète P/Hartley 2 (Protopapa et al., 2014). Les mesures de température et la modélisation thermique suggèrent que les dépôts de glace d’eau sont découplés thermiquement des poussières réfractaires en surface (Groussin et al., 2007, 2013). Les emplacements des dépôts de glace identifiés sur les comètes P / Tempel 1 et P / Hartley 2 se trouvent tous deux près des terminaisons matinales, ce qui suggère qu’il s’agit probablement de condensation de vapeur d’eau dans les cycles diurnes par opposition à la glace exposée de l’intérieur (qui aurait également des tailles de particules beaucoup plus petites; Sunshine et al., 2007). Il est tout à fait possible que la découverte définitive de glace d’eau sur seulement deux noyaux cométaires soit due au fait que seule la sonde à impact Profond, parmi celles ayant visité des comètes, est équipée d’un spectromètre capable de détecter la glace d’eau. Par conséquent, il est raisonnable de spéculer que les plaques de glace d’eau sont probablement communes sur les noyaux cométaires.
En plus des caractéristiques à grande échelle discutées précédemment, il existe de nombreuses taches claires et sombres sur tous les noyaux cométaires bien imagés (Figure 16). Certains d’entre eux semblent être des caractéristiques d’albédo, comme certains points lumineux sur les comètes P/Wild 2 et P/Tempel 1. Les taches pourraient être de la glace d’eau concentrée dans des zones en raison de la topographie, mais il n’est pas possible de déterminer leurs origines de manière concluante en raison de la résolution limitée ou de l’indisponibilité des données spectroscopiques. D’autre part, certaines taches sombres pourraient être soit des caractéristiques d’albédo à petite échelle, soit de petites fosses ou trous profonds (Nelson et al., 2004).
Figure 16. Exemples des taches claires et sombres observées sur les surfaces cométaires. Les images sont de P/Hartley 2, P/Wild 2 et P/Borrelly, de gauche à droite. Les images P/Hartley 2 et P /Borrelly sont les mêmes que celles de la figure 15, mais avec un meilleur contraste pour améliorer les caractéristiques. L’image P/Wild 2 provient de l’archive de données Stardust du système de données planétaires de la NASA (Newburn et Farnham, 2008). Certains des points lumineux pourraient être des points de passage vers des jets. Les taches sombres pourraient être des caractéristiques à faible albédo ou de véritables fosses.
Les surfaces cométaires sont en constante évolution en raison de l’activité de dégazage. Le deuxième survol de la comète P/Tempel 1 par la mission suivante en 2011, un seul passage au périhélie après le survol de l’impact profond en 2005, a montré un changement clair de la morphologie de la surface (Figure 17; Thomas et al., 2013a), bien qu’aucun changement évident de la photométrie n’ait été identifié (Li et al., 2013). Le changement le plus significatif observé a été le retrait de l’escarpement délimitant la zone lisse près du pôle sud d’au moins 50 m. De plus, au moins deux zones grossièrement triangulaires évidentes en 2005 ont disparu en 2011, ce qui représente un retour d’eau le long d’au moins 1000 m de la limite. On estime que la perte volumique totale était d’environ 2-4 × 105 m3, ce qui correspond à 8-16 × 107 kg, en supposant une densité moyenne de 0,47 kg/m-3 (Richardson et al., 2007). Il a également été noté qu’il y a une activité de jet concentrée provenant près des escarpements (Farnham et al., 2013). En plus de la limite des traits lisses, plusieurs petites taches d’albédo brillantes (< 30 m) dans la région ont changé de contraste et d’étendue. Cependant, en raison de leurs petites tailles, de la géométrie de visualisation changeante et des différents instruments d’imagerie, il reste incertain s’il s’agit de changements réels ou s’ils sont dus à l’effet de différentes géométries d’éclairage et de visualisation ou d’effets d’instruments. Il est intéressant de noter qu’aucune couverture éjecta évidente produite par l’impact DI n’a pu être identifiée à la surface de la comète P/Tempel 1 (Schultz et al., 2013).
Figure 17. Changements de la surface de la comète P/Tempel 1 d’une orbite à l’autre. L’image de gauche provient du survol de Deep Impact en 2005 et l’image de droite du survol de Stardust en 2011. Diverses taches claires et sombres sont apparues et / ou ont disparu au cours des 6 années intermédiaires. Le bord de l’escarpement a clairement changé, perdant jusqu’à 50 m d’étendue à certains endroits. Ce changement est indiqué dans les trois panneaux du bas, le panneau de droite montrant les traces de l’escarpement.
Réimprimé de Thomas P, A’Hearn M, Belton MJS, et al. (2013) Le noyau de la comète 9P/Tempel 1 : Forme et géologie de deux survols. Icare 222:453-466, Figure 9, avec la permission d’Elsevier.
Les images haute résolution des comètes P/Borrelly, P/Wild 2 et P/Tempel 1 révèlent une autre caractéristique commune, à savoir une superposition de surface omniprésente qui s’étend éventuellement à l’intérieur. Sur la base de ces couches, Belton et al. (2007) ont émis l’hypothèse d’un modèle de » talps » ou d’un modèle de » pile en couches » pour décrire la structure interne des JFC. Dans ce modèle, les intérieurs du noyau sont composés de couches d’épaisseurs, de tailles et éventuellement de compositions différentes qui se sont accumulées pendant la phase d’accrétion primordiale des comètes par le biais de collisions à basse vitesse entre cométésimaux. Cette hypothèse présente une structure interne complètement différente du modèle classique de tas de gravats pour les astéroïdes (cf. Richardson, 2002, et références y figurant). Alors que l’évolution des astéroïdes s’est principalement produite dans le système solaire interne et a été dominée par des collisions intensives après leur formation, conduisant à leur nature de tas de gravats, l’évolution des comètes a probablement pris un chemin complètement différent. Les JFC que nous voyons aujourd’hui ont été gelés pendant environ 4 Gy dans la ceinture de Kuiper, c’est-à-dire là où ils se seraient formés, avant d’être perturbés gravitationnellement dans le système solaire interne (par exemple, Duncan et Levison, 1997; Duncan et al., 2004; Morbidelli et Brown, 2004). Les comètes sur les orbites JFC ne sont actives que pour 7% de l’orbite (Duncan et al., 2004). Par conséquent, l’évolution des JFC est d’abord dominée par l’environnement collisionnel dans la ceinture de Kuiper, puis sur leurs surfaces par sublimation volatile lors de passages répétés au périhélie. Si les talps sont primordiaux dans les JFC, leur préservation semble indiquer une histoire de collision beaucoup plus bénigne que celle que les astéroïdes ont connue. Les futures missions cométaires, en particulier l’expérience CONSERT sur la mission Rosetta de l’ESA qui utilisera un radar à pénétration de sol pour étudier la structure interne de la comète 67P/ Churyumov–Gerasimenko (Schulz, 2009), devraient fournir des tests définitifs sur le modèle talps.