Les comètes, de l'Antiquité à Rosetta - UTINAM / OSU THETA Philippe Rousselot Professeur Univ. de Franche-Comté - CNRS

Les comètes, de
              l’Antiquité à Rosetta

        Philippe Rousselot
Professeur Univ. de Franche-Comté
      UTINAM / OSU THETA

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Plan de l’exposé :

1. Historique : de l’Antiquité à Edmund Halley
2. La dynamique des comètes
3. Rosetta et l'exploration spatiale des comètes
4. Quelques comètes récentes particulières .
5. Petit résumé de nos connaissances scientifiques sur les
comètes

1. Historique : de l’Antiquité à Edmund
                 Halley
Premiers observateurs connus : les Chinois. 338 apparitions
distinctes entre –1400 et +1600 ( ≈ 1 comète brillante / 10 ans).

En occident : Aristote (384-322 av. J.C.). Il explique les comètes
comme un phénomène météorologique.

Durant le Moyen-Âge : peu d’évolution (les comètes servent de
présages).
Tapisserie de Bayeux (1066, comète de Halley) :

Apian (1532) : découverte de la queue opposée au Soleil (comète
de Halley, en 1531)

Tycho Brahé (1546-1601) : observation d’un supernova (1572) et
tentative de mesure de la parallaxe d’une comète (1577). C’est la fin
de la vision aristotélicienne des comètes.

Même après la découverte des lois de Kepler (1609-1619) le
mouvement des comètes demeurait mystérieux.

Trois hypothèses :
 → mouvement circulaire
 → mouvement parabolique
 → mouvement rectiligne

                 « Cometographie »
                  d'Hevelius (1668) →

Edmund Halley (1656-1742) : il a d’abord « découvert » Isaac
Newton (1642-1727) et aidé à publier les Principiae Mathematica
(1687) qui posent les bases de la mécanique.

Comète de 1682 observée par Halley :

En 1758 : Lalande, Clairaut et Mme Lepaute refont tous
les calculs de Halley. Lalande et Clairaut annoncent
devant l’Académie des sciences en novembre 1758 que
la comète repassera le 13 avril 1759 à un
mois près.
                         Retrouvée à noël 1758. Passe au
                         périhélie le 13 mars 1759…

Passage de la comète de Halley en 1910 :

2. La dynamique des comètes

3 types d’orbite (coniques) :

→ Elliptiques (A) (18% avec P200 ans)
→ Paraboliques (B) (43%)
→ Hyperboliques (C) (15%)

Découverte du nuage de Oort (1950) :

Distribution de
l'inclinaison orbitale des
comètes paraboliques
ou presque
paraboliques :

Le pic vers 130-140° est
dû aux comètes de la
famille de Kreutz (qui
passent très près du
Soleil)

Distribution de
l'inclinaison orbitale
des comètes de la
famille de Jupiter
ou de type Halley :

Classification moderne des comètes :
→ Comètes presque isotropiques :
       - Comètes à longue période (P>200 ans)
       - Comètes de type Halley (20

3. Rosetta et l'exploration spatiale des
                     comètes
Une première, la comète de Halley en 1986 : cinq sondes envoyées
à sa rencontre !

→ Vega 1 et Vega 2 : coopération ex-Union soviétique /
      France / pays d’Europe de l’Est. Passage près de
      Halley les 6 et 9 mars 1986 à 8900 et 8030 km du noyau.

→ Giotto (ESA) : passage à 600 km du noyau le 13 mars 1986.

→ Suisei et Sakigake (Japon) : passage les 8 et 11 mars 1986
à 151000 et 7 millions de km du noyau.

                         Suisei :

Projet de mission NASA :

ASTRO 1

Mais accident de la navette
Challenger en janvier 1986...

La première rencontre spatiale (Etats-Unis)...

→ ICE (International Cometary Explorer) : rencontre avec la
comète Giacobinni-Zinner en septembre 1985.

→ « Recyclage » d'un satellite, en fait peu adapté à ce type
de rencontre..

→ Passé à 7800 km, mais sans caméra...

Redécouverte du noyau le 16 octobre 1982
(magnitude 24,2; télescope de 5 m du mont Palomar)

 Lancement de Giotto (juillet 1985) :

Rencontre avec les sondes Véga 1 et Véga 2 les 6 et mars 1986.

Réception des données à Moscou...

Et première image du noyau de Halley →

12 mars 1986 : rencontre avec la sonde Giotto
(passage à 600 km) :

                                          Les plus belles
                                          images du noyau de
                                          Halley...

Principaux résultats obtenus sur Halley :

→ Première vue détaillée d’un noyau cométaire (plus accidenté
et sombre que prévu)
→ Grains de poussières : existence d’éléments organiques légers.
→ Les molécules-mères : détection directe de plusieursmolécules
supposées (fragmentation de grains).
→ Distribution du gaz : existence de sources étendues.
→ Interaction avec le vent solaire : globalement, confirmation des
modèles

Deep Space 1 :
→ Sonde américaine destinée à tester de nouvelles
technologies.
→ Lancée le 24 octobre 1998.
→ survol rapproché de la comète Borelly (2200 km) le 22 sept 2001.

Stardust :
Mission NASA lancée le 7 février 1999.
Elle a survolé la comète Wild 2 le 2 janvier 2004 et a ramené des
poussières de cette comète sur Terre le 15 janvier 2006.

La méthode du « coup de poing américain »…
Tir en décembre 2004, la cible choisie était
la comète Tempel 1, percutée en
juillet 2005.

Bouclier en cuivre de 400 kg projeté à 10 km/s le 4 juillet 2005.
Observations directes depuis la sonde Deep Impact
(dist. min=500 km) et depuis de nombreux observatoires au sol.

Le noyau de Tempel 1 a été réobservé de près en 2011 par la sonde
Stardust (rebaptisée New Exploration of Tempel 1, ou NExT), ce qui a
permis d'observer le cratère formé par Deep Impact (environ 150 m de
diamètre) :

Sonde Deep Impact rebaptisée EPOXI :
Rencontre avec la comète 103P/Hartley 2 le 4 novembre 2010

Rosetta
Une mission de longue haleine...

→ Premières discussions ESA / NASA dès 1986. Projet baptisé
Rosetta (hommage à la pierre de Rosette et à Champollion) :
l'objectif est un retour d'échantillons sur Terre avec la comète
67P/C-G.

→ Problèmes budgétaires au début des années 1990 : abandon
pour l'ESA de la collaboration avec la NASA pour l'orbiteur et
redéfinition à la baisse des objectifs. Plus de retour d'échantillons
mais deux atterrisseurs : ROLAND (ROsetta LANDer) et
Champollion (participation NASA).

→ Après l'abandon de la NASA pour Champollion un seul
atterrisseur, rebaptisé Philae (référence à l'obélisque de Philae),
est construit. Objectif : comète 46P/Wirtanen. Projet officiellement
approuvé par l'ESA en novembre 1993. Tir prévu en janvier 2003.

→ Echec du tir d'Ariane 5 le 11 décembre 2002 (perte de contrôle
lors du tir et destruction en vol).

→ Report du tir de Rosetta et redéfinition de la cible.

→ Retour à la cible initiale : comète 67P/Churyumov-Gerasimenko.

→ Lancement le
2 mars 2004.

Comète 67P/Churyumov-Gerasimenko
 (parfois orthographiée « Tchourioumov-Guérassimenko »
                      ou « Tchouri »)

→ Découverte le 11 septembre 1969 par Klim Churyumov (Клим
Чурюмов, décédé le 15 octobre 2016) sur des plaques photos prises
par Sveltana Gerasimenko à l'observatoire d'Alma Ata (actuel
Kazakhstan, astronomes soviétiques à l'époque et maintenant
ukrainiens).

→ Eléments orbitaux :   Demi-grand axe 3,4630 ua
                        Excentricité 0,6410
                        Périhélie 1,2432 ua
                        Aphélie 5,6829 ua
                        Période 6,44 années
                        Inclinaison 7,0405°
                        Dernier périhélie : 28 février 2009
                        Prochain périhélie : 13 août 2015

→ Comète très faible et difficile à observer depuis le
sol (magnitude de l'ordre,
au mieux, de 11) !
                 Photos prises en
                 2003 :
                 télescope de 60 cm
                 (observatoire de
                 Crni Vrh, en
                 Slovénie) et Schmidt
                 de 1,20 m (Mont
                 Palomar)

Rosetta
→ Orbiteur : 2970 kg (dont 1670 de carburant). 2,8x2,1x2 m. 64 m2
de panneaux photovoltaïques (2x15 m de long) car relativement
éloigné du Soleil.

→ 11 expériences scientifiques sur l'orbiteur :

→ Philae : 97,9 kg dont 26,7 kg d'instruments scientifiques. cylindre
polygonal (1m de diamètre, 0,80 m de hauteur).

→ 10 expériences scientifiques dont SD2 (Sample and Distribution Device) :
comprend un système de forage jusqu'à 25 cm pour alimenter les
instruments PTOLEMY et COSAC (pyrolyse et analyse par spectromètre de
masse.

→ 10 ans et demi de voyage :

→ 3 août 2014 : insertion en orbite

→ Gravité trop faible pour une « vraie » satellisation sans risque :
pseudo orbite triangulaire avec des segments de 100 km de long.

→ 10 septembre : mise en orbite « réelle ». 30 km de rayon.
V=0,1 m/s. P=14 j.

→ 8 octobre : orbite réduite à une ellipse de 20x10 km.

→ 15 octobre : orbite réduite à 10 km.

Noyau « double » :
2.5 km x 2.5 km x 2.0 km
4.1 km x 3.2 km x 1.3 km

P=12,4 h

Masse volumique = 0,4 g.cm-3

12 novembre : largage de Philae

→ Largage « en vol libre » à 9h35 (heure française, durée de
transmission des infos à la Terre : 28mn 20s) à 20 km du noyau.

→ Vitesse / noyau de 1 m/s (3,6 km/h).

→ 16h34mn : arrivée au sol de Philae (poids équivalent à 1g). Arrivée
     mouvementée qui ne correspond pas à ce qui était prévu !!

   → Les harpons ne fonctionnent pas

  → Premier rebond qui dure 2 h (!) et
emmène Philae jusqu'à 1 km d'altitude...

   → Deuxième rebond (qq mn de vol)

   → Atterrissage final contre une paroi
dans une position inclinée (seuls 2 pieds
touchent le sol).

Succès médiatique de grande ampleur !

→ Retranmission en direct sur le
web du centre de contrôle de
l'ESA à Darmstadt en présence
de hauts responsables politiques
allemands.

→ Evénement spécial à La Villette,
en présence de François Hollande.

→ « Une » du Monde, du journal
de France 2, France 3 etc...

Mise en hibernation rapide de Philae

→ Placé dans l'ombre (environ 1h30 de Soleil / période de 12h) les
batteries de Philae n'ont pas pu durer longtemps.

→ Expériences scientifiques réalisées rapidement.

→ Mise en hibernation le 15 novembre à 1h36 heure française
(environ 57 h de fonctionnement avec les batteries), après émission
des données
scientifiques.

→ Réveil possible
si assez de lumière
sur les panneaux
photovoltaïques.

→ Philae a finalement retrouvé sur des images obtenues
par Rosetta le 2 septembre 2016 :

30 septembre 2016 : fin de la mission Rosetta

→ Rosetta a été envoyé au contact de la comète Churyumov-
Gerasimenko à faible vitesse(0,9 m/s ou 3,24 km/h).

→ La sonde a cessé toute émission au moment du contact final
et a probablement été partiellement détruite lors de cette
rencontre. Sa fin a eu lieu à 11h19 TU

→ Dernière image transmise,
à 20 m du sol (échelle : 96x96 cm) :

4. Quelques comètes récentes particulières
Comète Hyakutake

Découverte le 30 janvier 1996 elle est passée au plus
près de la Terre fin mars 1996.
Aspect spectaculaire !

Comète Hale-Bopp

Découverte en juillet 1995.
Passage au périhélie le
1er avril 1997.

Cliché Robert Bettinelli.

Quelques résultats obtenus sur Hale-Bopp :

→ Diamètre du noyau : entre 40 et 80 km
→ Rotation du noyau en 11,3 heures
→ Observations en IR : glaces de H2O, CO et CO2
→ Observations de 8 nouvelles espèces moléculaires en
     radio mm :
     SO2, SO, HCOOH, HC3N, HNCO, NH2CHP, CH3OCHO
     et H2CS
→ Détection de RX, comme sur Hyakutake
→ Nouveau type de queue : au sodium (observée le 16 avril
     1997 aux Canaries)
→ Dernier passage en –2214 et prochain en 4400…
     (changement d’orbite)

La grande comète de 2007 :
C/2006 P1 McNaught est passée à seulement 0,17 UA du
Soleil le 12 janvier 2007. Super brillante (magnitude -6 !)
mais très proche du Soleil (et visible surtout dans l'hémisphère
Sud)...

Shoemaker-Levy 9 : collision avec Jupiter !

→ Comète découverte sur une plaque photo au mont Palomar
le 24 mars 1993.

→ Orbite autour de Jupiter depuis les années 1920.
Dernier passage le 8 juillet 1992 (fragmentation).
Passage suivant entre le 16 et le 22 juillet 1994 : collision !!

→ Collision de 20 morceaux de 0,5 à 1 km de diamètre et
à 60 km/s…

5. Petit résumé de nos connaissances
      scientifiques sur les comètes

Structure type
d'une comète
(échelle
logarithmique) :

Le noyau : modèle de la « boule de neige sale » (Whipple, 1950) :

Aujourd'hui : modèle du « Rubble pile » (Weissman, 1986)
(« pile de débris »)

Aggrégat de planétésimaux de glace plus petits assemblés
ensemble à faible vitesse de façon aléatoire. Ce modèle
prévoit une grande porosité (et donc une faible densité).

Nouveau modèle avec les résultats de Rosetta ?? → voir plus loin

Quelques caractéristiques des noyaux cométaires :

→ Taille : quelques centaines de mètres à ≈70 km (Hale-Bopp)

→ Albédo : objets très sombres ! (qv=2 à 6%)

→ Couleur : plus rouges que le Soleil (mais très variable)

→ Période de rotation : 5 à 70 heures

→ Rapport de dimension a/b : 1,5 en moyenne (comètes
écliptiques)

Un premier bilan scientifique de Rosetta

→ Mesure de la masse volumique du noyau de 67P : 530 kg/m3

→ Noyau très poreux (estimée entre 57 et 88%)

→ 2 ellipsoïdes, « corps » 4,1x3,2x1,3 km et « tête » 2,5x2,5x2 km,
reliés par un « cou »

→ « Cou » plus actif

→ Surface avec
molécules organiques
complexes riches
en carbone et
pauvres en azote.
(molécules
type HAP ?)

→ Structures dans la région Hapi montrant les effets du transport du
gaz avec des dunes en forme d’ondes (à gauche) et des « queues de
vent » à droite.

→ Ces dernières structures apparaissent lorsqu’un obstacle
se présente à l’écoulement du gaz.

→ Détection de « givre » (glace d'eau) qui apparaît et disparaît dans
la journée et de glace de CO2 qui évolue avec la saison.

→ Détection de l'oxygène (O2) : 3,8 % / H2O et rapport O2/H2O
constant donc certainement issu du noyau.

→ Détection de N2 : N2/CO=0,17 à 1,6 %. Azote 25 fois moins
abondant que dans le Soleil → T formation < 30 K (?).

→ Détection de l'argon, du xénon et du krypton.

→ Rapport D/H (3,3x rapport terrestre).

Molécules identifiées dans les comètes ( % / eau) :

eau                       H2O          100            IR, radio

monoxyde de carbone       CO           0,2-23         radio, IR, UV
dioxyde de carbone        CO2          2,5-30         IR

Hydrocarbures ( ≈ 2%) :

méthane                   CH4          0,12-1,5       IR
acétylène                 C2H2         0,04-1,5       IR
éthane                    C2H6         0,14-2         IR

Molécules CHO ( ≈ 4%) :

méthanol                  CH3OH        0,6-6,2        radio, IR
formaldéhyde              H2CO         0,13-1,4       radio
éthylène glycol           HOCH2CH2OH    0,07-0,35     radio
acide formique            HCOOH        0,028-0,18     radio
éthanal                   CH3CHO       0,047-0,08     radio
formiate de méthyle       HCOOCH3      0,07-0,08      radio
Ethanol                   C2H5OH       0,12           radio
Glycolaldéhyde            CH2OHCHO     0,016          radio

Molécules avec de l'azote ( ≈ 1%) :

ammoniac               NH3              0,3-0,7       radio, IR
cyanure d'hydrogène    HCN              0,085-0,25    radio, IR
isocyanure d'hydrogène HNC              0,002-0,035   radio
cyanure de méthyle     CH3CN            0,008-0,035   radio
cyanoacétylène         HC3N             0,002-0,068   radio
acide isocyanique      HNCO             0,009-0,08    radio
formamide              NH2CHO           0,008-0,021   radio

Molécules avec du soufre ( ≈ 1,5 %) :

sulfure d'hydrogène     H2S             0,13-1,5      radio
monoxyde de soufre      SO              0,04-0,3      radio
dioxyde de soufre       SO2             0,2           radio
oxysulfure de carbone   OCS             0,03-0,4      radio, IR
disulfure de carbone    CS2             0,2           UV, radio
thioformaldéhyde        H2CS            0,009-0,09    radio
disoufre                S2              0,001-0,25    UV

Molécules détectées par Rosetta (instrument ROSINA) :

O2                             3,8
N2
C2H5NO2 (glycine)              0-0,25
CH5N (méthylamine)
C2H7N (éthylamine)
CS2 (disulfure de carbone)     0,003-0,024
S3
S4
CH3SH
C2H6S                          0,0002

A noter également la détection de l'argon, du xénon et du krypton (et du
phosphore (P) peut-être issu de PH3)

Composition des comètes :

   la vue « classique »...

→ Glace d'eau ≈ 50%
→ Silicates ≈ 25%
→ Matériaux organiques réfractaires ≈ 25%
→ Petites molécules carbonées : quelques %

« Briques » : grains interstellaires qui ont subi des
transformations durant la formation des comètes dans le
système solaire (par exemple molécules comme CS2 et C2H6
non identifiées dans les nuages moléculaires).

revisitée par Stardust...

L'analyse des grains de Wild 2 ramenés par Stardust a révélé :

→ Une grande hétérogénéité de la composition des grains
→ De l'olivine, qui ne peut s'être formée qu'à très haute
température (1300 K).
→ Des matériaux organiques très
volatils qui ne peuvent subsister
qu'au delà de l'orbite de Jupiter
→ Des similitudes de composition
avec les météorites (particules
cristallines avec des rapports
isotopiques similaires).

Un outil de diagnostic puissant : les rapports isotopiques

→ Les atomes sont constitués d'un noyau et d'électrons. Noyau :
protons (charge +) + neutrons (nombre de protons = nombre
d'électrons).
→ Si le nombre de protons est identique mais que le nombre de
neutrons change on parle d'isotopes différents du même atome.

→ Jusqu'à présent les rapports suivants ont pu être mesurés, au moins
dans quelques comètes et pour certaines molécules / radicaux : D/H,
16O/18O, 14N/15N, 12C/13C, 32S/34S

→ Rapports mesurés avec des observations au sol (domaine radio
millimétrique, IR, visible) et par les sondes spatiales par spectrométrie
de masse du gaz de la coma.

Cas du rapport D/H

→ Traceur des conditions de formations et de l'origine de l'eau
sur Terre.

→ Rapport très faible : VSMOW Terre D/H=1,557x10-4, donc
difficile à mesurer.

→ Première mesure : in situ avec H2O dans 1P/Halley (spectro
de masse, instruments, instruments IMS et NMS), D/H~3x10-4
(réanalyse à 2,1x10-4).

→ observations radio mm de HDO au sol dans C/1996 B2
Hyakutake et C/1995 O1 Hale-Bopp : D/H = 2,9x10-4 et
3,3x10-4.

→ Autres mesures avec des valeurs différentes, allant de la
valeur terrestre (103P/hartley 2) à 5,3x10-4 (67P, ROSINA)
(mesures au sol – aussi en IR ou proche-UV avec OH - ou
spatiales avec Rosetta)

Cas de l'argon

→ Gaz rare traceur de l'apport possible des comètes à la
composition de l'atmosphère terrestre.

→ 3 isotopes stables : 36Ar, 38Ar, 40Ar

→ Sur Terre 40Ar dominant (99,6 %) car produit par la
désintégration du potassium (40K, demi-vie de 1,248 milliards
d'années), mais ce n'est pas le cas ailleurs pour le Soleil : 40Ar~0
et 36Ar/38Ar=5,46.

→ Détection de 36Ar et 38Ar dans 67P (ROSINA)

→ Ces mesures montrent que les éléments volatils terrestres ne
proviendraient pas des comètes, sauf pour l'argon (Marty et al., 2016) :

Cas du xénon

→ Détection des 7 isotopes stables les plus abondants du xénon
par ROSINA dans 67P : 128Xe, 129Xe, 130Xe, 131Xe, 132Xe,
134Xe, 136Xe.

→ Excès de 129Xe et déficit de 134Xe et 136Xe / vent solaire.

→ L'atmosphère terrestre actuelle contiendrait 22±5 % de
xénon cométaire (en plus du xénon chondritique) (Marty et al.,
2017)

L'origine de comètes :

→ Ejection de grains de silicates dans des étoiles lointaines
→ Passage à travers des nuages moléculaires et près
      d’étoiles brillantes :
      formation d’une couche de
      matériaux organiques
      réfractaires
→ Arrivée dans la nébuleuse
      protosolaire (manteau
      de glaces)
→ Agglomération des grains
      dans la zone externe
      (ceinture de Kuiper)
→ Mélange de matière avec les
zones internes du système
Solaire (mouvements violents
de matière)

Origine actuelle des comètes :
- Courte période, famille de Jupiter P

Les leçons de Rosetta pour l'origine du noyau...

Beaucoup de noyaux « bilobaux »… Deux possibilités :

→ « Pile de débris » primordial (donc comètes = matière primitive
du système solaire)

→ « Pile de débris » collisionnelle, semblable à l'astéroïde
Itokawa (donc comètes = matière plus jeune,
jusqu'à seulement 0,5 million d'années d'âge
pour certaines d'entre elles, et matière
plus évoluée).

Quelques éléments observationnels :

→ 67P formée de deux lobes sans doute formés séparéments et
qui se seraient ensuite assemblés lentement (semblable à
103P/Hartley et 19P/Borelly). Structures de 2-3 m observées à la
surface de 67P (cométésimaux ?)

→ Pas d'altération aqueuse détectée à la surface de 67P (spectro
IR)

→ Présence de composés supervolatils (CO, O2, N2 et Ar) : pas
de chauffage durable au-dessus de 90 K.

⇨ Contrainte forte sur la formation des comètes car chauffage
par 26Al au début de l'histoire du système solaire : traces
d'altération aqueuse détectées sur les satellites glacés ou OTNs…
Donc comètes formées plus tard, après la diminution de 26Al ?

Une proposition de modèle (qui ne fait pas l'unanimité) de formation
des comètes :

→ Formation de « galets » de qq cm au tout début de l'histoire du
système solaire → essaims de galets → effondrement gravitationnel
qui forme des OTN moyens (qq centaines de km) (qq 100 000 ans après
les inclusions alumino-calciques (CAI))

→ Fraction de galets en dehors des essaims : processus lent
d'accrétion (2-3 millions d'années après les CAI) pour former des
comètes de 6 km environ.

→ Période de qq centaines de millions d'années avant la dispersion des
petits corps (migration puis résonance des planètes géantes) : accrétion
lente des comètes (structure bilobale) / formation de gros OTN.

→ Dispersion des comètes dans le nuage d'Oort ou disque
dispersé.

⇨ Dans ce scénario les comètes ont une origine différente des
OTN.

Critique de ce scénario : la période de collisions aurait due détruire
les noyaux cométaires, qui seraient plutôt des réassemblages de
particules formées par des collisions destructives (piles de débris
collisionnelles).

A suivre…

Remarque : première image d'un objet
transneptunien obtenue le 1er janvier 2019
(2014 MU69, surnommé « Ultima Thulé »,
photographié par la sonde New Horizon)… →

Des exocomètes ?

→ Il existe aujourd'hui presque 4000 exoplanètes officiellement
répertoriées, ainsi que de nombreux disques protoplanétaires
détectés.

→ Présence très probable de comètes autour d'autres étoiles, car
phénomènes de formation de planètes similaires.

→ Raies du calcium détéctées en 1987 autour de
b Pictoris : présence probable de comètes. Deux
groupes : comètes jeunes et actives et comètes plus
anciennes (analyse des décalages Doppler).

→ Détection de CO et CO2 dans b Pictoris par ALMA, sans doute
issu de comètes.

→ Observations IR : présence de vapeur d'eau attribuée aux
comètes autour de certaines étoiles jeunes.

L'avenir de l'étude des comètes, comme celle des planètes, se
situe donc sans doute, en partie, dans l'étude des comètes
dans les systèmes planétaires en général…

Copie pdf des diapos :
perso.utinam.cnrs.fr/~phil/uo1.php