Résultat scientifique

Dans le système solaire, les planètes rocheuses, comme la Terre et Mars, occupent les régions proches du Soleil, alors que les planètes géantes et gazeuses, comme Jupiter ou Saturne, sont plus éloignées. D’où la surprise de Michel Mayor et Didier Queloz lorsqu’ils découvrent, il y a exactement vingt ans, la toute première exoplanète : celle-ci est en effet une planète géante gazeuse similaire à Jupiter, mais tournant autour de son étoile vingt fois plus près que la Terre autour du Soleil.

Depuis, les astronomes ont montré que ces futurs « Jupiters chauds » se forment en périphérie du disque protoplanétaire, le nuage qui donne naissance à l’étoile centrale et aux planètes environnantes, avant de migrer à l’intérieur. C’est lorsqu’elles se rapprochent ensuite au plus près de leur étoile que ces planètes géantes gazeuses se réchauffent et deviennent des Jupiters chauds – au contraire de notre Jupiter, planète géante « froide », environ 5 fois plus éloignée du Soleil que la Terre. Mais quand ces Jupiter chauds se rapprochent-ils de leur étoile ? Les astronomes imaginaient jusqu’ici deux théories possibles : ce processus peut se produire dans une phase très précoce, alors que les jeunes planètes s’alimentent encore au sein du disque originel, ou bien plus tardivement, une fois que de nombreuses planètes ont été formées et interagissent en une chorégraphie si instable que certaines d’entre elles se retrouvent propulsées au voisinage immédiat de l’étoile centrale.

Une équipe internationale d’astrophysiciens, comprenant plusieurs chercheurs français et menée par Jean-François Donati, de l’Institut de recherche en astrophysique et planétologie (IRAP, CNRS/Université Toulouse III-Paul Sabatier) ¹, viendrait de montrer que le premier scénario était une réalité. Avec ESPaDOnS, le spectropolarimètre construit par les équipes de l’IRAP pour le télescope Canada-France-Hawaï (CFHT ² ), ils ont observé des étoiles en formation au sein d’une pouponnière stellaire située à environ 450 années-lumière de la Terre, dans la constellation du Taureau. L’une d’elles, V830 Tau, montre des signatures similaires à celles causées par une planète 1.4 fois plus massive que Jupiter, mais sur une orbite 15 fois plus proche de l’étoile que la Terre ne l’est du Soleil. Cette découverte suggère que les Jupiters chauds peuvent être extrêmement jeunes et potentiellement bien plus fréquents autour des étoiles en formation qu’au voisinage d’étoiles adultes comme le Soleil.

Les étoiles jeunes abritent des trésors d’information sur la formation des planètes. Leur activité et leur champ magnétique très intenses les couvrent de taches des centaines de fois plus grosses que celles du Soleil. Elles engendrent donc dans leur spectre des perturbations d’amplitude bien plus importantes que celles causées par des planètes qui deviennent du coup beaucoup plus difficiles à détecter, même dans le cas des Jupiters chauds. Pour aborder ce problème, l’équipe a entrepris le programme d’observation MaTYSSE ³ dans le but de cartographier la surface de ces étoiles et de détecter d’éventuels Jupiters chauds.

En suivant ces étoiles au cours de leur rotation et par le biais de techniques tomographiques inspirées de l’imagerie médicale, il est possible de reconstruire la distribution des taches sombres et brillantes, ainsi que la topologie du champ magnétique, à la surface des étoiles jeunes. Cette modélisation rend également possible la correction des effets perturbateurs de l’activité et la détection d’éventuels Jupiters chauds. Dans le cas de V830 Tau, les auteurs sont parvenus à découvrir, grâce à cette nouvelle technique, un signal enfoui suggérant la présence d’une planète géante. Même si de nouvelles données sont nécessaires pour valider la détection, ce premier résultat prometteur démontre clairement que la méthode proposée peut nous fournir les clés de l’énigme de la formation des Jupiters chauds.

SPIRou, le nouvel instrument que les équipes de l’IRAP construisent en ce moment pour le TCFH et dont la première lumière est prévue pour 2017, permettra de repousser encore les limites de la méthode, grâce à sa capacité à observer dans l’infrarouge – domaine dans lequel les étoiles jeunes sont beaucoup plus brillantes. Grâce à lui, la formation des étoiles et des planètes pourra être explorée encore plus finement.

Les micrométéorites sont des poussières extraterrestres faisant généralement une taille inférieure au millimètre et qui en masse représentent la fraction la plus importante de la matière extraterrestre accrétée par la Terre au cours du temps. Bien que petites, ce sont elles qui sont à l’origine de la plupart des étoiles filantes que l’on observe dans le ciel.

Une équipe menée par un chercheur du Laboratoire d’Astrophysique de Marseille (LAM – CNRS/AMU) a comparée les propriétés spectrales des astéroïdes riches en glace (comme Cérès par exemple, visité en ce moment par la sonde américaine DAWN) avec celles de toutes les classes de météorites et de poussières interplanétaires récoltés sur Terre ou dans la stratosphère. L’étude montre que seules les poussières interplanétaires anhydres sont compatibles avec les propriétés spectrales des astéroïdes riches en glace.

Tout d’abord, ce constat remet en cause le statut de référence des météorites dans la connaissance de la ceinture d’astéroïde, et cela au profit des poussières interplanétaires. Mais aussi, et en conséquence, il faut reconsidérer l’origine que l’on attribuait à ces poussières qui au lieu de provenir principalement des comètes comme on le supposait, proviennent essentiellement de la ceinture principale. En effet la comparaison avec les propriétés spectrales des comètes donne de moins fortes similitudes.

Ainsi la fraction la plus importante de la matière accrétée par la Terre – les poussières interplanétaires – est représentative de la fraction la plus importante des astéroïdes formant la ceinture principale – les astéroïdes glacés. En d’autres termes, la ceinture principale d’astéroïdes est la source principale de la matière accrétée aléatoirement par la Terre ; et les poussières interplanétaires – de part leur diversité spectrale – en sont les meilleures représentantes.

Cette étude résout un malaise de longue date puisqu’aucune roche extraterrestre n’apparaissait comme un analogue convaincant des astéroïdes riches en glaces qui dominent outrageusement (en masse) la ceinture principale. Elle conforte par ailleurs l’aspect cométaire de ces objets ; en effet, certains dégazent comme les comètes (c’est notamment le cas de Cérès) et d’autres possèdent de la glace à la surface (comme 24 Thémis).

Par ailleurs, il faut savoir que, le modèle de Nice de formation du Système solaire prédit grosso modo que des objets du Système solaire externe, tels que les Objets Trans-Neptuniens (TNOs), ont été implantés dans la ceinture principale. De ce point de vue, les présents résultats abondent dans ce sens en apportant une preuve supplémentaire de l’aspect cométaire de ces objets. En se basant sur les modèles récents de l’évolution dynamique du système solaire, il apparait également que les météorites échantillonnent la diversité des planetésimaux qui se sont formés dans la région interne du système solaire (0.5-4 UA) alors que les poussières interplanétaires échantillonnent la diversité des planetésimaux qui se sont formés dans la région externe du système solaire (au delà de 5 UA).

La sonde cométaire Rosetta de l’Agence Spatiale Européenne est arrivée à proximité de la comète Chury en août 2014, après un voyage de dix ans dans l’espace. Elle analyse depuis la composition des gaz émis par la comète lors de la sublimation de la glace en particulier grâce à l’instrument ROSINA, un spectromètre de masse qui a la résolution requise pour distinguer des molécules qui ont des poids moléculaires presque identiques, ce qui est le cas du monoxyde de carbone (CO) et de l’azote moléculaire (N2). Or, la mesure réalisée début 2015 montre un rapport N2/CO qui est environ (en moyenne sur toutes les mesures) 87 fois plus petit dans l’atmosphère de la comète que celui attendu dans la nébuleuse protosolaire (nuage de gaz à partir duquel le système solaire s’est formé).

En faisant l’hypothèse que la comète Chury a été formée par agglomération de glace sous forme de clathrates, les chercheurs Français et Suisses impliqués dans la présente étude ont montré que ces structures de glace très particulières pouvaient avoir piégé sélectivement CO par rapport à N2. Ce résultat a été obtenu en mettant en œuvre des simulations numériques à l’aide de la méthode de Monte Carlo dans l’ensemble Grand Canonique, une méthode basée sur la physique statistique et le calcul de la probabilité de piégeage des gaz N2 et CO dans la structure du clathrate en fonction de leurs interactions avec les molécules d’eau.

En plus d’expliquer la très faible quantité d’azote moléculaire mesuré par rapport à la valeur attendue, cette étude permet également de déterminer une plage de températures très basses (entre 30 et 70 K) dans laquelle la glace cométaire a pu se former. En effet, le taux de piégeage de N2 par rapport à CO dépend fortement de la température dans les simulations et ces deux valeurs extrêmes de température correspondent à la plage des valeurs mesurées dans la comète pour le rapport N2/CO.

Avec la découverte de l’azote moléculaire dans la comète Chury par la sonde ROSINA et la détermination, par simulations numériques, de la température de formation de cette comète c’est une pièce du puzzle concernant le rôle joué par les comètes de la famille de Jupiter dans l’évolution du système solaire qui vient d’être posée. Toutefois le puzzle est loin d’être achevé. Chury se rapproche du Soleil et le dégazage de la comète va augmenter fortement ce qui devrait permettre la mesure de certains gaz à l’état de trace tels que les gaz rares et donner des contraintes supplémentaires sur la composition du mélange gazeux à l’origine des atmosphères des planètes internes.

Le scénario du piégeage sélectif de l’azote moléculaire par les clathrates est le fruit d’un travail interdisciplinaire entre physiciens, chimistes et astrophysiciens de trois instituts du CNRS (INSU, INC et INP), en collaboration avec les responsables de l’instrument ROSINA (Université de de Berne, Suisse) actuellement en phase d’exploitation sur la mission spatiale Rosetta/Philae en orbite autour de la comète 67P/Churyumov-Gerasimenko.

Localement, ce travail a été financé par un BQR commun aux Universités de Bourgogne et de Franche-Comté et s’appuie sur les liens forts que développent les chercheurs bourguignons et francs-comtois au sein de l’espace recherche de la COMUE UBFC nouvellement créée.

• 138 mesures collectées par ROSINA

Rosetta est arrivée sur sa comète en août dernier et depuis, elle a collecté des données considérables sur 67P et son environnement grâce à ses 11 instruments scientifiques. La détection in situ d’azote moléculaire sur une comète fait l’objet de recherches depuis très longtemps. Jusqu’à maintenant, l’azote a toujours été détecté en liaison avec d’autres composés, dont l’acide cyanhydrique (HCN) ou l’ammoniac (NH3), par exemple. Cette détection est particulièrement importante parce qu’on pense que l’azote moléculaire est le type d’azote le plus courant lors de la formation du Système solaire. Dans les régions extérieures plus froides, il a probablement fourni la source principale d’azote incorporé dans les planètes gazeuses. Il domine également l’atmosphère dense de Titan, la plus importante lune de Saturne, et il est présent dans les atmosphères et les glaces de surface de Pluton et de Triton (lune de Neptune). C’est dans les régions froides des confins du Système solaire que l’on pense que les comètes de la famille de 67P se sont formées. Ces nouveaux résultats s’appuient sur 138 mesures collectées par ROSINA (Rosetta Orbiter Spectrometer for Ion and Neutral Analysis instrument) du 17 au 23 octobre 2014 quand Rosetta était à environ à 10 km du centre de la comète. « La présence d’azote moléculaire impose des contraintes importantes pendant la formation de la comète parce qu’il nécessite de très basses températures pour être piégé dans la glace » explique Martin Rubin de l’Université de Berne, auteur principal des résultats publiés dans le journal Science.

On pense que le piégeage de l’azote moléculaire dans la glace au sein de la nébuleuse protosolaire (nuage de gaz qui a donné naissance au Système solaire) s’est produit à des températures similaires à celles nécessaires à la capture du monoxyde de carbone. Donc, afin d’introduire des contraintes dans les modèles de formation des comètes, les scientifiques comparent le rapport de l’azote moléculaire et du monoxyde de carbone (N2/CO) mesuré dans la comète avec celui de la nébuleuse protosolaire, tel qu’il est calculé depuis le rapport azote sur carbone mesuré sur Jupiter et dans le vent solaire. Pour la comète 67P/Churyumov-Gerasimenko, le rapport s’avèrent 25 fois plus faible que celui attendu dans la nébuleuse protosolaire. « La mesure du rapport N2/CO nous permet de déterminer la température de formation de 67P/churyumov-Gerasimenko dans la nébuleuse primitive. Celle-ci se serait formée autour de 30 K (-243°C NDLR) » explique Olivier Mousis, du Laboratoire d’Astrophysique de Marseille (LAM) au CNRS. Un scénario suppose donc des températures d’environ -250°C ou peut-être -220°C, avec un piégeage relativement inefficace de l’azote moléculaire dans une glace d’eau plutôt amorphe ou de la glace d’eau « cage » appelée clathrate. Dans les 2 cas, cela aurait directement entrainé un faible rapport. Ou alors, l’azote moléculaire a pu être piégé plus efficacement à des températures encore plus basses, environ -253°C dans la même région que Pluton et Triton, d’où des glaces relativement riches en azote observées à leur surface. Le réchauffement ultérieur de la comète par la décroissance des noyaux radio-actifs, ou quand la comète s’est rapprochée du Soleil, pourrait avoir été suffisant pour déclencher le dégazage de l’azote et donc une réduction du rapport au fil du temps.

« Ce processus de formation à très basse température est similaire à celui qui a permis à Pluton et Triton d’acquerir leur glace riche en azote et est cohérent avec l’origine de la comète dans la ceinture de Kuiper », selon Martin Rubin. Le seul autre corps du Système solaire avec une atmosphère dominée par l’azote est la Terre. La supposition la plus courante de cette origine repose sur la tectonique des plaques, avec des volcans relâchant l’azote emprisonné dans les roches silicatées du manteau. Cependant la question du rôle joué par les comètes apportant cet ingrédient demeure. Pour évaluer la contribution possible de comètes comme celle étudiée par Rosetta dans l’apport d’azote à l’atmosphère terrestre, les scientifiques supposent que le rapport isotopique entre 14N et 15N dans la comète est le même que celui mesuré sur Jupiter et dans le vent solaire, ce qui reflète la composition de la nébuleuse protosolaire. Cependant, ce ratio isotopique est beaucoup plus élevé que celui mesuré dans d’autres composés présent dans les comètes et qui contiennent de l’azote comme l’hydrogène cyanhydrique et l’ammoniac. Le rapport 14N/15N de la Terre se situe approximativement entre ces 2 valeurs, et par conséquent si il y avait un mélange équilibré entre les molécules formées d’une part et celles de l’hydrogène cyanhydrique et l’ammoniac d’autre part dans les comètes, il pourrait être concevable que l’azote de la Terre provienne de comètes. « Cependant, l’azote moléculaire trouvé est minoritaire par rapport à d’autre formes d’azote cométaire telles que CN, HNC et NH2+, qui sont, elles, enrichies fortement en isotope 15N par rapport à l’atmosphère terrestre, explique Bernard Marty, cosmochimiste des isotopes au Centre de Recherche Pétrographique et Géochimique (CRPG) du CNRS à Nancy. Cette mesure confirme donc que ce type de comète ne peut être à l’origine de l’atmosphère et des océans de notre planète. » « Rosetta est à environ 5 mois du périhélie maintenant (passage au plus près du Soleil NDLR). Nous allons regarder comment la composition gazeuse de la comète évolue pendant cette période et nous allons essayer de déchiffrer ce que cela nous raconte sur sa vie passée. »