La découverte de la comète 19P/Borrelly remonte au 24 décembre 1904, réalisée par l'astronome Alphonse Louis Nicolas Borrelly depuis l'observatoire de Marseille. Initialement identifiée comme un objet faiblement lumineux et sans particularité dynamique immédiate, cette comète s'est progressivement imposée comme une cible de premier plan pour la communauté scientifique internationale. Classée parmi les comètes de la famille de Jupiter, elle orbite avec une période d'environ 6,9 années terrestres. Ce qui a longtemps distingué Borrelly des autres comètes périodiques n'était pas tant sa luminosité intrinsèque, souvent modeste, que sa trajectoire et sa stabilité orbitale relative, qui en ont fait, près d'un siècle après sa découverte, le candidat idéal pour une exploration spatiale in situ. L'étude de Borrelly offre ainsi une fenêtre privilégiée sur la physique des comètes à courte période, servant de chaînon essentiel dans la compréhension de l'évolution dynamique, morphologique et chimique des noyaux cométaires soumis aux contraintes répétées des passages périhéliens.

Sur le plan de la mécanique céleste et de la dynamique orbitale, 19P/Borrelly présente des caractéristiques typiques des comètes de la famille de Jupiter, avec un paramètre de Tisserand par rapport à cette planète géante d'environ 2,9, ce qui confirme son lien gravitationnel étroit avec le géante gazeuse. Son orbite, caractérisée par une excentricité modérée de 0,62 et une inclinaison d'environ 30 degrés par rapport à l'écliptique, est le fruit d'une longue évolution dynamique. Les modèles de rétro-intégration suggèrent que Borrelly, comme la majorité des comètes de sa famille, est originaire de la ceinture de Kuiper ou du disque des objets épars. Elle a transité par la phase de centaure, une étape intermédiaire durant laquelle l'objet a migré vers l'intérieur du Système solaire sous l'influence des planètes géantes, avant d'être capturée sur son orbite actuelle. Cette capture n'est pas figée; les rencontres rapprochées avec Jupiter continuent de perturber ses éléments orbitaux, dictant une durée de vie dynamique limitée à quelques dizaines de milliers d'années, à l'issue de laquelle la comète sera soit éjectée vers le nuage de Oort, soit désintégrée, soit précipitée dans le Soleil. Cette instabilité à long terme contraste avec la relative prévisibilité de ses passages récents, qui a permis aux astrodynamiciens de planifier des missions spatiales complexes.

L'exploration directe de la comète Borrelly a été rendue possible par la mission Deep Space 1 (DS1) de la NASA, qui a marqué un tournant technologique et scientifique majeur dans l'histoire de l'exploration du Système solaire. Initialement conçue comme une mission de démonstration technologique pour valider la propulsion ionique et l'autonavigation, DS1 avait pour cible primaire l'astéroïde 9969 Braille. Cependant, suite à des difficultés de navigation et à un rendement scientifique jugé insuffisant lors du survol de l'astéroïde, la NASA a pris la décision de rediriger la sonde vers Borrelly. Le survol historique a eu lieu le 22 septembre 2001, à une distance minimale d'environ 2171 kilomètres du noyau. Cette rencontre, bien que brève, a permis d'acquérir les premières images à haute résolution d'un noyau cométaire depuis la mission Giotto de l'ESA vers la comète de Halley en 1986, tout en bénéficiant d'une technologie d'imagerie et de spectroscopie nettement supérieure. Les instruments de DS1, notamment le système MICAS (Miniature Integrated Camera and Spectrometer) et l'analyseur de plasma PEPE, ont fourni un ensemble de données sans précédent sur la morphologie, la topographie, la composition de surface et l'environnement plasma de la comète.

Les images transmises par DS1 ont révélé que le noyau de Borrelly possède une morphologie hautement irrégulière, souvent décrite comme ayant une forme de noeud papillon ou de cacahuète, avec une structure bilobée ou fortement allongée. Les dimensions estimées du noyau sont d'environ 8,1 kilomètres de long pour 4,1 kilomètres de large et 3,5 kilomètres d'épaisseur. L'une des caractéristiques les plus frappantes mises en évidence par la sonde est l'extrême obscurité de sa surface. L'albédo géométrique de Borrelly a été mesuré à environ 0,03, ce qui en fait l'un des objets les plus sombres jamais observés dans le Système solaire, réfléchissant à peine 3 % de la lumière solaire incidente. Cette noirceur abyssale est attribuée à la présence d'une croûte superficielle riche en matériaux carbonés réfractaires, des composés organiques complexes et des silicates amorphes qui se sont déposés à la surface au fil des siècles, formant un manteau isolant de quelques mètres d'épaisseur. Cette découverte a renforcé le paradigme selon lequel les noyaux cométaires ne sont pas des "boules de neige sale" brillantes, mais des corps recouverts d'une croûte sombre et poreuse, résultat de l'évolution de surface et de la perte préférentielle des glaces volatiles au profit des réfractaires.

Au-delà de la morphologie globale, l'analyse topographique de la surface de Borrelly a révélé des caractéristiques géologiques inattendues, notamment la présence de mesas, de collines aux sommets plats et de profondes fractures. C'est cependant dans la compréhension des mécanismes d'activité cométaire que ces observations topographiques ont apporté la contribution la plus significative. Avant DS1, les modèles thermiques simplifiés supposaient que les jets de gaz et de poussière émanaient principalement des régions directement illuminées par le Soleil, le point subsolaire étant le siège d'une sublimation maximale. Or, les images de DS1 ont montré que les jets actifs de Borrelly ne provenaient pas des zones les plus ensoleillées, mais de dépressions profondes, de parois abruptes et de fractures situées dans des zones d'ombre ou partiellement éclairées. Cette observation a démontré que l'activité cométaire n'est pas uniquement contrôlée par l'insolation directe de la surface, mais qu'elle est fortement régulée par la topographie locale. Les volatiles, piégés sous la croûte sombre, peuvent être protégés du réchauffement direct tout en sublimant lorsqu'ils sont exposés via des parois raides ou des fractures, créant des jets collimatés et intenses. Ce mécanisme explique la présence de régions actives localisées et persistantes, qui modifient le moment angulaire du noyau et contribuent à son évolution rotationnelle.

L'analyse spectrale de la coma et de la surface, réalisée à la fois par les instruments de DS1 et par de puissants télescopes terrestres et spatiaux (comme le télescope spatial Spitzer et l'observatoire spatial ISO), a permis de contraindre la composition minéralogique et chimique de la comète. L'un des résultats les plus surprenants de la spectroscopie infrarouge de Borrelly a été la détection abondante de silicates cristallins, tels que l'olivine et le pyroxène, au sein de la poussière cométaire. Cette découverte a alimenté ce que les planétologues ont appelé le paradoxe des silicates cristallins. Étant donné que les comètes de la famille de Jupiter sont censées être des reliques primitives formées dans les régions froides et éloignées du Système solaire, on s'attendait à ce que leur poussière soit principalement constituée de silicates amorphes, non transformés par la chaleur. La présence de minéraux cristallins, qui nécessitent des températures élevées (supérieures à 1000 Kelvin) pour se former, implique que ces matériaux ont dû se former très près du Soleil, dans les régions internes de la nébuleuse protosolaire, avant d'être transportés radialement vers les confins froids du système solaire en formation. Borrelly a ainsi fourni l'une des preuves observationnelles les plus solides en faveur des modèles de mélangeage radial à grande échelle dans le disque protoplanétaire, validant les théories prédisant un transport efficace de la matière vers l'extérieur par les flux turbulents ou les vents solaires primordiaux.

Sur le plan de la composition volatile, les observations spectroscopiques ont confirmé la prédominance de la vapeur d'eau, tout en détectant des abondances significatives de dioxyde de carbone, de monoxyde de carbone, de méthanol et de formaldéhyde. Le rapport de production de ces gaz, comparé à celui d'autres comètes, place Borrelly dans la moyenne des comètes de la famille de Jupiter, bien que l'on note une certaine appauvrissement en monoxyde de carbone par rapport aux comètes dynamiquement nouvelles issues du nuage de Oort. Cette différence est cohérente avec l'hypothèse de l'évolution séculaire : les passages répétés près du Soleil épuisent progressivement les volatiles les plus actifs, comme le CO, qui subliment même à de très grandes distances héliocentriques, laissant un noyau dont l'activité est de plus en plus dominée par l'eau et le CO2. L'analyse des matériaux organiques réfractaires a également révélé une signature spectrale typique des macromolécules carbonées complexes, contribuant à la teinte rougeâtre prononcée de la coma de poussière. Ces composés organiques, qui présentent des similitudes avec les météorites carbonées de type chondrite, soulignent le lien fondamental entre la matière cométaire et les briques de base de la chimie prébiotique, renforçant l'idée que les comètes ont pu jouer un rôle dans l'ensemencement de la Terre primitive en molécules organiques.

L'environnement de la coma et l'interaction de la comète avec le vent solaire ont également été finement caractérisés lors du survol de DS1. L'instrument PEPE a mesuré les populations d'ions et d'électrons, mettant en évidence le processus de mass loading (chargement de masse) du vent solaire. Alors que le vent solaire, composé de protons et de particules alpha rapides, pénètre dans la coma, il interagit avec les molécules neutres libérées par le noyau. Ces neutres sont ionisés par photoionisation ou par impact électronique, et les nouveaux ions cométaires, initialement au repos par rapport au vent solaire, sont chargés et accélérés par le champ électrique convectif du vent solaire. Ce processus ralentit et dévie le flux de plasma solaire, créant une onde de choc en amont de la comète et une queue de plasma structurée en aval. Les données de DS1 ont permis de cartographier cette frontière avec une précision inégalée pour l'époque, fournissant des contraintes observationnelles rigoureuses pour les modèles magnétohydrodynamiques (MHD) des interactions comète-vent solaire. Il a été noté que l'interaction était particulièrement asymétrique, reflétant la distribution hémisphérique inégale des jets de gaz et l'orientation complexe du champ magnétique interplanétaire lors du survol.

L'analyse des poussières, déduite à la fois des images de la coma et des modèles théoriques, a permis d'estimer les taux de production de poussière et la distribution en taille des grains. Borrelly s'est avérée être une comète relativement pauvre en poussière par rapport à son émission de gaz, avec un rapport poussière/gaz inférieur à celui observé pour des comètes comme Hale-Bopp ou Hyakutake. Les grains éjectés présentent une large distribution de tailles, des nanoparticules submicroniques aux macrograins de plusieurs millimètres. La dynamique de ces grains est dictée par la pression de radiation solaire et le champ gravitationnel du noyau, qui, compte tenu de la faible masse de Borrelly, exerce une attraction négligeable sur les particules une fois qu'elles ont quitté le voisinage immédiat de la surface. L'étude de la courbe de phase de la poussière a également confirmé la nature très absorbante et fortement diffusante vers l'avant des grains cométaires, une caractéristique typique des agrégats poreux et irréguliers qui composent la matière cométaire, par opposition aux sphères parfaites ou aux cristaux compacts.