stardust le retour J Borg Juin 2006

mise à jour le 18 Juin 2006

SÉMINAIRE
"STARDUST , LE RETOUR"

Par JANET BORG
IAS (Institut d'Astrophysique Spatiale), Université de Paris VII,.

À l'Observatoire de Paris, 77 Av Denfert Rochereau, Paris 14^ème

le Jeudi 16 Juin 2006 à 14H00

Photos : JPM.pour l'ambiance Les photos en haute définition sont disponibles sur simple demande pour ceux qui le souhaitent

Les photos des slides sont de la présentation de l'auteur. Voir les crédits des autres photos

(Merci à Janet Borg qui m'a communiqué sa présentation)

BREF COMPTE RENDU

Janet Borg travaille à l'IAS au département de Physique du système solaire et des systèmes planétaires et plus particulièrement sur la matière primitive, elle est de plus maître de conférences à Paris VII.

Elle est responsable de l'analyse des grains de poussières ramenés par la sonde Stardust.

Sa présentation est composée de trois parties qui très logiquement sont :

· Pourquoi Stardust?

· Comment s'est fait la mesure

· Les résultats.

POURQUOI STARDUST?

La mission Stardust que nous avons maintes fois développée sur ce site, avait pour mission principale de recueillir des échantillons de poussières cométaires (de la comète Wild 2) et de les ramener sur Terre.

Pourquoi donc tant d'intérêt pour de tels morceaux de poussières cométaires?

Un des intérêts est que l'origine dans ces conditions en est CERTAINE, contrairement à d'autres échantillons récupérés par d'autres moyens.

La récupération de tels échantillons originaux va mener à une analyse de ceux ci avec des moyens modernes d'investigation.

L'autre intérêt est bien entendu d'essayer d'avoir une image globale de la composition et de la formation des comètes.

Les comètes étant étudiées soit par des observatoires spatiaux comme Hubble, Spitzer ou le satellite ISO, soit par des survols cométaires par des sondes spatiales, le plus ancien étant Giotto avec Halley en 1986, suivi de Deep Impact et bientôt de Rosetta.

Les poussières cométaires peuvent aussi être recueillies à partir de la Terre grâce à des missions comme :

COMET : est une expérience de collecte de grains cométaires en orbite terrestre de l'IAS. Les boîtiers collecteurs sont installés sur une poutre à l'extérieur du véhicule, et ouverts pendant les périodes où la Terre traverse des essaims météoritiques (poussières cométaires pour l'essentiel). À la fin d'une période d'observation, les boîtiers sont récupérés et redescendus sur Terre, où l'on procède à l'analyse des impacts et des résidus de grains. A été effectuée sur Saliut et MIR.

Mesure par des avions (genre U2) volant dans la stratosphère et avec des réceptacles à particules qui sont ramenés sur terre, ce sont les fameux IDP : (en anglais : Interplanetary Dust Particles).

MAIS D'OÙ VIENNENT LES COMÈTES? UN RAPPEL

Il y a deux origines aux comètes de notre système solaire :

LE NUAGE DE OORT : POUR LES COMÈTES À LONGUE PÉRIODE.

Les propriétés et la composition des comètes tendent à indiquer qu’elles se sont formées au niveau des planètes géantes tel que Uranus et Neptune.

Des perturbations gravitationnelles par ces planètes géantes en ont projeté certaines (celles qui étaient près de ces planètes) très loin au fin fond du système solaire dans un réservoir à comètes appelé le nuage de Oort, baptisé en l’honneur de l’astronome Hollandais Jan Oort qui eut cette idée en 1950. Ce nuage situé aux alentours de 50.000UA (mille fois plus loin que Pluton!!!) concentre les comètes à période très longue

On estime la masse des comètes de ce nuage entre 5 et 50 masse terrestres. (masse totale des planètes : 450) et leur nombre à 1000 milliards.

Mais à ces distances là, l’influence des étoiles proches n’est pas négligeable et rompt le fragile équilibre.

Le prochain passage d’une étoile proche est prévu pour dans 1,4 millions d’années, c’est Gliese 710 qui passera très près du nuage de Oort ; il y aura une pluie cométaire à cette époque!

De même les forces de marée galactiques peuvent le déformer.

Les comètes peuvent avoir une trajectoire déviée (voir précédemment), ou être de nouveau projetées vers le centre du système solaire et deviennent à période plus courte, ou encore quitter définitivement notre système solaire

LA CEINTURE DE KUIPER : POUR LES COMÈTES À COURTE PÉRIODE.

Si les comètes à longue période trouvent leur origine dans le nuage de Oort, on pense (G Kuiper) que les comètes à courte période (<200 ans) se trouvent dans un réservoirs au delà de l’orbite de Neptune appelé la ceinture de Kuiper (Kuiper belt)

Ce sont en fait les comètes originelles, celles qui étaient là à la création du SS, alors que celles plus près du Soleil ont été chassé vers le nuage de Oort, donc semble contradictoire mais les comètes de Oort ont été formées PLUS PRÈS du Soleil que celles de Kuiper!

Un millier d’objet entre 30 et 50 UA dont les plus gros sont Pluton, Charon, Quaoar etc..

On pense que cette zone était beaucoup plus près du centre du système solaire dans le passé

Certains de ces objets ont été repoussés vers le fin fond du SS (Oort) ou sont devenus des objets (les hot) à grande excentricité et obliquité.

Les autres, ceux qui sont restés ont été repoussés lors du mouvement de U et N vers la zone actuelle.

Bref, les comètes sont les vestiges de la formation du système solaire.

Les comètes sont des agrégats de poussière interstellaire non incorporées aux planètes lors de leur formation

Les comètes sont un mélange de glace et de poussières.

POURQUOI ÉTUDIER LES GRAINS COMÉTAIRES?

Pour avoir une meilleure connaissance du milieu au moment de la création du système solaire, et comparer avec les informations connues sur les milieu interstellaire.

Jusqu'au retour des échantillons de Stardust, nous n'avions que les échantillons IDP des avions stratosphériques et ceux des réceptacles des stations spatiales à leur retour sur Terre (COMET, OBT …). Disons quelques mots de ces deux types de collecte.

Collecte stratosphérique : IDP:

(Photo J Bradley)

Ce sont principalement des grains 5 - 50 µ provenant de 2 sources principales:

la ceinture d’astéroïdes et les comètes de courte période.

On a à notre disposition approximativement 10.000 grains qui sont de trois types :

· chondritiques

· silicates

· sulfures

Les objets les plus primitifs sont des silicates (pyroxène, olivine …).

Collecte en orbite basse terrestre (ORB) :

Pendant ces vols longue durée, on a recueilli à bord de ces réceptacles des quantités importantes de poussières interplanétaires, comme pendant les expériences LDEF (Long Duration Exposure Facility) et ODCE (Orbital Debris Collection Experiment) à bord de MIR.

Ces collectes intègrent toutes les contributions extraterrestres (+ les débris orbitaux )

Les expériences COMET (Collecte en Orbite de Matière Extra Terrestre) ont aussi participé à la collecte de grains de poussières. (on lira avec intérêt l'article de J Borg à ce sujet notamment dans la revue l'Astronomie datée Juin 2006 de la SAF) : c'est la collecte de grains cométaires, pendant la rencontre de la Terre et d’un essaim cométaire

"La coopération scientifique franco-russe sur MIR a également permis de réaliser des expériences de collecte de matière extraterrestre directement dans l'espace et donc exempte de toute contamination terrestre éventuelle, pour l'analyser ensuite en laboratoire. Au voisinage du soleil, le noyau solide de la comète se sublime et libère une partie de ses couches superficielles. Les grains les plus gros se rassemblent sur une orbite proche de la comète mère et constituent progressivement un essaim. Tous les ans, la Terre croise de tels essaims, responsables de pluies d'étoiles filantes. Les expériences COMET (Collecte en Orbite de Matières Extraterrestre), réalisées sur plusieurs vols, ont permis de collecter des micrométéorites dont le corps parent a ainsi pu être identifié. La première expérience fut réalisée sur Salyut-7, en 1985, durant la traversée des Draconides qui sont associées à la comète Giacobini-Zinner. La seconde fut réalisée sur MIR, en octobre 1995, durant le passage de la Terre dans les Orionides associées à la comète de Halley. Enfin, la troisième collection eut lieu en novembre 1998, au sein des Léonides, associées à la comète Temple-Tittle. Il semble que lors de cette dernière expérience, nous ayons pu collecter un grain de taille significative, vraisemblablement d'origine cométaire. L'extraction et l'analyse de ces échantillons sont actuellement en cours." (d'après texte du Sénat sur la politique spatiale française).

EN RÉSUMÉ : POURQUOI :

· En rapportant des grains cométaires d’origine certaine, on apportera une pièce au puzzle de la formation de notre système solaire et on pourra valider (ou pas) les modèles de formation des comètes.

· On a la possibilité de procéder à des analyses chimiques, structurales, isotopiques avec des instruments haute résolution, accessibles seulement en laboratoire

· On pourra mettre en parallèle avec les autres missions vers les comètes ou les astéroïdes (Deep Impact, Rosetta,...) et les observations.

STARDUST : COMMENT?

La mission Stardust a maintes fois été résumée dans ces colonnes, nous ne signalerons que l'essentiel.

Notamment, une chose sur laquelle je n'avais pas assez insisté : la raquette de réception avait deux faces : une face pour les poussières interstellaires et une face pour les poussières de comètes.

Et elles ont servi toutes les deux, en effet lors du voyage vers la comète Wild 2, Stardust a rencontré deux fois un jet de particules interstellaires et a présenté sa raquette à celles ci.

Au moment de la rencontre avec la comète (vitesse relative 6km/s) la raquette de réception a recueilli les grains cométaires.

Quelle quantité de grains cométaires et interstellaires alors?

On a recueilli quelques milliers de grains cométaires de taille raisonnable (>1µ) et un million de taille <1µ et une centaine de grains interstellaires de taille <1µ.

Pourquoi cette comète Wild 2 (non elle n'est pas "sauvage" son nom vient de Mr Paul Wild, un Hollandais, on prononce "viltt"), parce que c'est une comète "récente", fraîche de la famille de Kuiper, elle a effectué seulement 5 passages au périhélie (au plus près du Soleil) depuis 1974, date à laquelle elle passe très près de Jupiter, son orbite change et devient intéressante, elle se rapproche de nous.

On pense qu'elle a un matériau primitif (car elle vient du fin fond du système solaire avant son changement d'orbite). On ne voit aussi pas de cratères d'impact à sa surface. 5km de diamètre.

LES INSTRUMENTS À BORD DE STARDUST.

Principalement :

· CIDA (Cometary and Interstellar Dust Analyzer) c'est un spectrographe de masse qui mesure la masse des particules détectées.

· DFM (Dust Flux Monitor) c'est un capteur piezo électrique qui compte les particules.

· Caméra de navigation (Navigation camera) sert à la conduite de la sonde et à l'approche de la comète.

· Le collecteur en aerogel (Aerogel Dust Collector) chargé de recueillir les particules dans cette substance ultra légère qu'est l'aerogel, un composé à base de verre mais qui contient aussi 99,8% d'air!!!

LES DATES IMPORTANTES.

Départ de Cap Canaveral : Février 1999

Survol de la comète : Janvier 2004

Retour sur Terre : 15 Janvier 2006

Grand succès de la récupération

LES ANALYSES.

Il y a en fait deux types de collecteurs :

Les collecteurs en aerogel et

L'armature de ces collecteurs en Alu

L’aérogel, matériau transparent, de très faible densité, dans lequel le grain incident est ralenti puis arrêté après un trajet plus ou moins long; il a été mis au point par Peter Tsou du JPL.

Comme déjà dit, il y a deux côtés à la raquette de réception qui sont collés dos à dos, un côté pour les grains interstellaires de 1cm d'aerogel et celui pour grains cométaires de 3cm d'épaisseur.

Il y a 132 cellules de 4*2 cm2, soit environ 1000 cm2 d’aérogel.

Les armatures en Alu sont aussi des collecteurs, les particules y créent des cratères d'impact qui donnent des informations même si la particule s'évapore complètement.

L'AEROGEL ET L'EXTRACTION DES PARTICULES.

On voit ici une cellule d'aerogel en train d'être extraite du collecteur. (photo NASA)

Ensuite il faut isoler les particules prises dans cet aerogel, à cet effet on les laisse généralement dans leur gangue de silice et on découpe autour à l'aide d'instruments très perfectionnés un ensemble que l'on appelle "keystone" (je pense que c'est parce qu'ils ressemblent à ces pierres de voûte (keystone en anglais) des anciennes cathédrales, comme sur la photo suivante.

On voit ici un grain cométaire (au fond de la trace à gauche) qui a pénétré dans cet aerogel par la droite, et y a créé une onde de choc causant cette forme.

Tout le long de la trace, il y a d'autres grains cométaires.

(Photo NASA : Westphal,Snead, Nakamura/Messenger)

La vitesse d'impact étant constante (6km/s) la longueur de la trace est proportionnelle à la taille du grain.

Voici encore une superbe photo (NASA) d'un impact dans l'aerogel.


Janet Borg a eu la gentillesse de faire circuler un peu d'aerogel afin que tout le monde puisse toucher	Voici ce petit échantillon d'aerogel, quand on le touche c'est comme du verre très très fin.

Une deuxième méthode d'étude des grains est de les extraire de l'aerogel et de les déposer sur différents supports (Or par exemple).

LES ARMATURES EN ALUMINIUM.

Se sont avérées très efficaces, des mini cratères sont formés à l'impact des particules qui disparaissent en général.

La taille du cratère est directement liée à la taille du grain.

(Photo d'un cratère de 700nm de diamètre : 0,7µ; c'est une simulation).

(Photo Janet Borg)

La plupart des échantillons n'ont pas encore été distribué, cela devrait commencer à partir de Septembre 2006.

En France, Consortium d’analyses regroupant 7 laboratoires:

CRPG (Nancy)

CSNSM (Orsay)

ENS, Sciences de la Terre (Lyon)

IAS (Orsay)

Laboratoire de Planétologie (Grenoble)

LSPES (Lille I)

MNHN (Paris)

sous la direction de François Robert (MNHN) et Louis d’Hendecourt (IAS)

Mise au point sur le même échantillon d’une chaîne d’analyses, de la moins destructive à la plus destructive

LES PREMIERS RÉSULTATS.

LES QUESTIONS QUE L'ON DOIT SE POSER :

· A-t-on déjà rencontré ce type de matériau?

· Leur nature est elle plutôt proche des IDP ou des micrométéorite

· Est ce du matériau solaire ou pré-solaire?

· Quelle est la nature des produits organiques si ils en contiennent et origine de la matière carbonée.

· Lien entre matière cométaire et matière interstellaire?

Autre question : Quelle est la nature des silicates?

Dans le Milieu interstellaire, leur structure est amorphe

Alors qu'autour de certaines étoiles elle est partiellement cristallin

Pour certaines comètes : évidence de cristallisation

Les IDPs les plus « primitifs » ont des pyroxènes dominants

Rappel : amorphe ou cristallin? C'est la première question que se posent les chimistes lorsqu'ils étudient un matériau solide. Ce dernier est cristallin quand il y a un arrangement ordonné des atomes. Il est amorphe quand les atomes qui le composent sont désordonnés. En chimie minérale, la vitesse est souvent synonyme de désordre. Au laboratoire comme dans la nature. Ainsi un magma qui s'échappe du cratère d'un volcan se refroidit très rapidement à la surface de la terre ; les atomes qui le composent se figent d'une manière désordonnée et constituent un solide amorphe. En revanche, un magma, qui remonte lentement vers la surface de la terre se refroidit pendant plusieurs centaines de milliers d'années ; les atomes qu'il contient se mettent alors en ordre dans différentes phases solides cristallines appelées minéraux. L’assemblage de ces minéraux constitue les roches. Par exemple le quartz, le mica et le feldspaths. (définition tirée de Espace des Sciences).

Une autre question fondamentale : les rapports isotopiques, certains sont très importants comme :

D/H : il est > 10^-3 nuages moléculaire et de 1,5 10^-4 pour l'eau sur Terre

~ 3 10^-4 Halley ; 3 10 ^-4 Hale-Bopp et de ~ 10^-4 à ~ qques 10^-3 pour certains IDPs

qu'en sera t il pour les échantillons de Stardust?

Autres rapports isotopiques :

¹²C/¹³C ; O¹⁶,O¹⁷,O¹⁸ ; N¹⁴/N¹⁵

Dernière question : la nature des matières organiques?

LES PREMIÈRES INFORMATIONS.

Les mesures sur les armatures d'Alu.

Analyses de composition globale de la matière cométaire par Spectroscopie optique (IR, Raman) avec MEB (Microscopie Électronique à Balayage) avec spectrométrie en énergie (EDS = Energy Dispersive Spectrometry).

Analyse des cratères et composition chimique du résidu, répartition géographique.

Bilan de l'analyse de l'Alu :

-Peu de gros grains

-La distribution en taille diffère des mesures in-situ

-De même pour l’estimation du flux total

-Plusieurs distributions en amas (agrégats de grains < mm)

- Compositions variées toutes potentiellement extraterrestres

Sur les 26 résidus d'analysés, il y a une majorité de grains silicates et sulfure de Fer.

bref les collecteurs en Alu sont très prometteurs.

Les mesures sur l'aerogel :

Il faut analyser les grains prisonniers de l'aerogel (les keystones) par microscopie X (à l'ESRF de Grenoble) et les sortir puis les mettre sur un substrat adéquat.

Voici un bon exemple d'une trace de grains cométaires ayant pénétré l'aerogel.

On analyse aussi les grains nus par effet Raman qui a montré la grande primitivité du Carbone présent par rapport aux IDP stratosphériques.

L'ENS de Lyon a participé à cette campagne concernant les grains interstellaires.

PREMIÈRES CONCLUSIONS.

-I - Prouesses et développements techniques

Cela concerne le découpage des keystones, extraction de grains de quelques mm et l'analyse de résidus de grains microscopiques

À étudier : mieux comprendre interaction grains - aerogel

- II - Distribution en taille des grains

On a noté une surabondance de grains < 1 mm et on a remarqué la présence d'amas dans l’aerogel et l’aluminium, pourquoi?

On a aussi noté que toutes les traces dans l’aerogel contiennent des grains

-III - composition des grains et de la comète

Chaque trace est différente des autres, mais aussi à l’intérieur d’une trace : le grain terminal n’est pas représentatif du grain incident.

Comparaison avec données chondritiques problématique.

Il faudrait pouvoir analyser d’avantage de matière pour remonter à une composition globale de la comète

-IV - minéralogie des grains

C'est la donnée fondamentale pour comprendre l’évolution de la matière cométaire

On a remarqué jusqu'à présent :

Abondance de silicates (Fe+Mg) cristallins et amorphes et de sulfures Fe/Ni, pauvres en Ni

Existence de minéraux réfractaires type CAI (Carbone Alu Inclusion).

On n'a pas pu identifier des argiles ou des carbonates, par contre on a du pyroxène et de l'olivine.

Il faudrait pouvoir comparer avec les données sur les IDPs d’origine cométaire et confirmer l'absence de minéraux hydratés et la présence de minéraux réfractaires.

- V - matière organique

Elle est effectivement présente dans les grains qui sont de distribution hétérogène.

La matière est riche en O, N et liaison C=O

Dans le futur il faut s’assurer de l’absence de contaminations

- VI - rapports isotopiques

On n'a pas encore noté d’anomalies isotopiques

Le D/H est très proche du (D/H) terrestre (l'eau des océans viendrait donc bien en partie des comètes).

Plus d'échantillons nécessaires.

DE NOUVELLES QUESTIONS SONT POSÉES.

De ce premier bilan émanent de nouvelles interrogations comme par exemple :

D’où proviennent ces minéraux de type « chauds » dans ces objets froids ? du système solaire interne ou d'autres étoiles? Est ce solaire ou pré solaire ? lien entre matière cométaire et poussière interstellaire?

De manière plus générale, quelle est l’origine de ces grains ?

A-t-on déjà rencontré ce type de matériau?

Quelle est l’origine de la matière carbonée?

Etc…

C'est sur ces questions que Janet Borg conclue cette passionnante conférence.

Merci pour ce voyage fantastique.

Rendez vous dans quelques mois pour les premières publications officielles.

POUR ALLER PLUS LOIN.

Sur Stardust :

Toute l'histoire par la NASA.

Quelques photos faites par John Bradley de l'aerogel.

Le projet Stardust@home : http://www.planetary.org/programs/projects/stardustathome/letter1.html