COMÈTES

COMÈTES

Les comètes sont des astres qui appartiennent au système solaire; leur éclat est dû à la lumière solaire diffusée par les gaz et les grains de poussière et de glace émis par un corps solide de petite taille appelé noyau . Les comètes sont observées depuis la plus haute antiquité et connues pour leur extrême diversité et leur variabilité, puisque les astronomes grecs et romains en dénombraient déjà neuf espèces différentes.

À grande distance du Soleil, une comète se présente comme un objet stellaire, mobile par rapport aux étoiles et entouré d’une nébulosité parfois très ténue. L’astre se rapprochant, on voit ensuite se développer la tête , ou coma , ou encore chevelure , de forme à peu près sphérique et dont la dimension avoisine la centaine de milliers de kilomètres au niveau de l’orbite de la Terre.

La chevelure se prolonge souvent par des traînées lumineuses appelées queues , dont la longueur peut atteindre plusieurs millions de kilomètres. La morphologie des queues est très variée car elle dépend non seulement de la nature des particules qui la constituent – gaz, poussières petites et grosses – mais encore de l’activité solaire.

Si la tête et la queue forment deux parties bien distinctes et facilement observables dans la plupart des cas, la troisième partie, constituée par le noyau solide, n’est jamais visible depuis la Terre. Or c’est là qu’est concentrée toute la masse de la comète, celle de la tête ou de la queue étant négligeable, et c’est cette partie même qui est la source de gaz, de poussières et de glaces. Ce noyau a un diamètre compris entre 1 et 20 kilomètres et il est généralement masqué par une condensation brillante de cent à mille fois plus étendue.

1. Apparition et classification des comètes

Par apparition, on entend l’observation d’une comète au voisinage de son périhélie, point de l’orbite le plus proche du Soleil, opposé à l’aphélie, qui en est le plus éloigné. Dans la sixième édition de son catalogue des orbites cométaires parue en 1989, Brian G. Marsden dénombre 1 292 apparitions entre l’an 240 avant J.-C., date de la première apparition identifiée avec certitude de la comète périodique de Halley, et la fin de l’année 1988; la cadence annuelle des apparitions est passée de 4 en 1900, à 8 en 1960 et a atteint 20 en 1990, cette augmentation rapide étant due à l’utilisation par les astronomes amateurs et professionnels de télescopes à grand champ et de détecteurs de plus en plus sensibles, mais surtout à la mise en service d’ordinateurs ultrarapides qui permettent de prédire avec exactitude le retour des comètes périodiques. En effet, comme le montre le tableau, 482 apparitions représentent des retours de comètes périodiques sur le total de 1 292.

On compte donc 810 comètes individuelles, dont 155 sont classifiées comme périodiques, de période inférieure à 200 ans, les 655 restantes comme de longue période, c’est-à-dire de période supérieure à 200 ans (la période est la durée de révolution autour du Soleil).

Dès son apparition, une comète est désignée par le nom de son (ou de ses) découvreur(s), suivi du millésime de l’année de découverte et d’une lettre; si le calcul d’orbite montre qu’il s’agit d’une réapparition de comète périodique connue, les noms (ou le nom) sont ceux qui ont été associés à la première apparition. Ainsi, il y eut, en 1980, vingt et une apparitions, la septième étant la comète périodique P/Stephan-Oterma (1980 g), découverte en 1867, et la vingt-et-unième la nouvelle comète Panther (1980 u). La désignation définitive intervient beaucoup plus tard, selon la date de son passage au périhélie: le millésime est alors celui de l’année de passage et un nombre en chiffres romains en indique l’ordre chronologique. La nouvelle comète périodique P/Tritton, découverte le 11 février 1978 et provisoirement désignée 1978 d, est finalement numérotée 1977 XIII car elle était passée au périhélie le 30 octobre 1977.

Les comètes sont parfois anonymes, comme la «Grande Comète de septembre» (1882 II), «Tsuchinshan» (la «montagne pourpre», 1977 X); il arrive aussi qu’un astronome découvre plusieurs comètes périodiques (P/Neujmin 1, 2 et 3).

2. Orbites

Le calcul de l’orbite cométaire est d’un intérêt primordial non seulement pour prévoir et réaliser des observations dans les meilleures conditions ou encore pour préparer une mission spatiale de survol (de la comète de Halley en 1986, par exemple), mais aussi pour déterminer l’origine des comètes.

L’orbite calculée à partir des observations se rapporte au point le plus brillant de la coma, qui coïncide avec le noyau à quelques milliers de kilomètres près. La détermination des éléments orbitaux dépend de façon critique du nombre d’observations et de leur espacement dans le temps. En effet, la majorité des comètes (655 sur 810) ont une période supérieure à 200 ans et ne sont observées qu’une fois au voisinage du périhélie; leur orbite est quasi parabolique, c’est-à-dire d’excentricité voisine de 1. La classification (cf. tableau) en 341 paraboliques, 192 elliptiques et 122 hyperboliques doit être considérée avec prudence: elle favorise les comètes du premier type car on tente d’abord une approximation parabolique, qui se révèle souvent suffisante; de toute manière, il s’agit d’une orbite osculatrice, c’est-à-dire épousant au mieux l’orbite réelle, qui n’est pas une conique au voisinage du Soleil. Le noyau cométaire est soumis, d’une part, à l’attraction gravitationnelle conjuguée des neuf planètes qui perturbent le champ d’attraction solaire, d’autre part, à une force non gravitationnelle de réaction due au dégazage anisotrope de sa surface, dont la température est plus élevée du côté «jour» que du côté «nuit». Les ordinateurs permettent de remonter le temps et de calculer les orbites d’origine de ces diverses comètes lorsqu’elles se trouvaient encore au-delà de l’orbite de Neptune: invariablement, à une ou deux exceptions près, on obtient une orbite elliptique, prouvant ainsi l’appartenance des comètes au système solaire.

L’aphélie des comètes de longue période présente une concentration marquée vers 50 000 ua (1 ua = distance Terre-Soleil), c’est-à-dire à une distance comparable à celle qui sépare le Soleil des étoiles voisines (environ 200 000 ua); ce sont les seuls corps du système solaire qui proviennent de régions aussi éloignées et où règnent les conditions physiques du milieu interstellaire. L’inclinaison des orbites est quelconque et il existe autant de trajectoires directes – c’est-à-dire dont le sens de révolution est celui des planètes autour du Soleil – que de trajectoires rétrogrades.

La situation des comètes de courte période est différente; 93 parmi les 155 comètes de période inférieure à 200 ans ont été observées au moins deux fois près du périhélie et leurs orbites sont bien connues. En moyenne, une comète de courte période a une durée de révolution de 14 ans, un périhélie à 1,6 ua et une inclinaison de 19⁰ sur l’écliptique, c’est-à-dire une trajectoire directe; la moitié des comètes périodiques ont leur aphélie situé entre 4 et 6 ua et leur mouvement est fortement contrôlé par Jupiter, dont la distance moyenne au Soleil est de 5 ua. Leur durée de vie au sein du système solaire est éphémère pour plusieurs raisons: soit le noyau cométaire s’épuise ou se fracture (4 des 93 comètes ont déjà disparu), soit les perturbations planétaires transforment l’orbite en une ellipse de périhélie plus élevé. Ainsi, après un passage près de Jupiter en 1963, la comète P/Oterma a vu sa période s’accroître de 8 à 19 ans et son nouveau périhélie, distant de plus de 5 ua, laisse peu de chances de la retrouver. L’orbite peut encore être transformée en une hyperbole, auquel cas la comète est éjectée du système solaire; on parle alors d’évasion. Inversement, le groupe des comètes de courte période est régulièrement reconstitué par la capture de comètes de longue période d’orbite quasi parabolique, dont le périhélie se situe au voisinage des planètes géantes (Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune) et dont l’inclinaison est faible par rapport au plan de l’écliptique.

3. Le noyau

Le noyau de la comète P/Encke (1786 I) a été détecté par radar; il s’agit d’un corps solide dont le diamètre est d’environ 2 kilomètres. Celui de la comète de Halley, observé en 1986 par les sondes Vega et Giotto, présente une forme allongée dont les dimensions maximales sont de 15 et de 8 kilomètres.

Conformément au modèle de Fred L. Whipple proposé dès 1950, le noyau est une «boule de neige sale» formée d’un conglomérat de glaces de H²O, NH³, CH⁴, C², CO, ² ... et de poussières météoritiques, dont des silicates.

Sous l’action du rayonnement solaire, la surface du noyau s’échauffe, les glaces se subliment et les gaz libérés entraînent la poussière. Certains matériaux cométaires sont très volatiles car les noyaux sont actifs à 5, à 8 et parfois même à 15 ua du Soleil. Il s’ensuit que, même à très grande distance héliocentrique, la lumière solaire réfléchie par une comète ne provient pas du noyau solide mais bien du halo de matériaux qui l’entourent, d’où l’impossibilité de mesurer le diamètre nucléaire depuis la Terre.

Il existe un seul cas, celui de la comète P/Arend-Rigaux, où le noyau est si désactivé que la lumière réfléchie provient directement de la surface et présente une variation d’éclat en fonction de l’angle héliocentrique (courbe de phase) analogue à celle des astéroïdes. Le noyau de cette comète moribonde a un diamètre de l’ordre de 2 kilomètres. Pour des comètes brillantes comme Bennett (1970 II), diverses estimations conduisent à un diamètre de 10 à 20 kilomètres au plus.

La couche superficielle du noyau est loin d’être homogène ainsi que l’attestent les jets et enveloppes de poussières fréquemment observés à travers la coma: il existe des régions actives où le dégazage est intense et l’on peut déterminer la période de rotation du noyau. Elle est en moyenne de 23 heures, la plus courte étant de 4 heures, la plus longue de 70 heures.

On connaît même l’orientation de l’axe de rotation pour six d’entre elles. Enfin, F. L. Whipple et Z. Sekanina ont établi que celui de P/Encke est en précession rapide: dans leur modèle (cf. figure), le noyau est aplati aux pôles et la poussée de réaction au dégazage anisotrope vers le Soleil produit un couple qui agit sur l’axe de rotation et l’entraîne en précession.

Si les poussières et les gaz contenus dans la coma et la queue sont responsables de la lumière émise par une comète, leur masse est négligeable par rapport à celle du noyau, qui est comprise entre 10¹² et 10¹⁵ kilogrammes, soit au moins un milliard de fois inférieure à celle de la Terre et 300 milliards de fois inférieure à celle de Jupiter. Le noyau est comparable à un petit astéroïde sans en avoir la cohésion interne; en effet, on connaît une vingtaine de cas de fracturation en deux ou plusieurs parties, voire de complète désintégration. La fracturation est généralement spontanée et probablement liée à l’inclusion de poches de gaz; elle a lieu aussi très près du Soleil par effet de marée conjugué à un violent dégazage. Un cas remarquable est celui de la comète-mère du groupe dit «de Kreutz», qui s’est divisée en au moins une dizaine de comètes d’orbites similaires frôlant la surface du Soleil.

4. La tête ou coma

Nébulosité de forme à peu près sphérique et centrée sur le noyau, la tête a un diamètre de l’ordre de 200 000 kilomètres à 1 ua du Soleil; ce diamètre varie comme le carré de la distance héliocentrique. Le spectre visible dans la gamme de longueur d’onde 0,3 à 0,7 猪m révèle généralement une composante continue (continuum ) et des raies et bandes d’émission atomiques et moléculaires. Le continuum montre les raies de Fraunhofer du spectre solaire; il est donc dû au rayonnement solaire diffusé par des particules de poussière. Quant au spectre discret, il révèle les molécules OH, CN, C², C³, CH, NH, NH², les atomes H, O, K, Al, Na, Ca, Cr, Co, Mn, Fe, Ni, Cu (ces dix métaux n’apparaissant qu’à faible distance héliocentrique), les ions moléculaires C⁺, ²⁺, C²⁺, H²⁺, CH⁺, OH⁺ et les ions atomiques C⁺ et Ca⁺.

Grâce aux fusées et aux satellites, le spectre ultraviolet est accessible de 120 à 300 nanomètres: il permet l’étude de nouveaux constituants comme C, S, CO, CS, mais surtout celle de l’hydrogène neutre H (par sa raie intense à 121,6 nm), qui s’étend à plusieurs millions de kilomètres, bien au-delà de la coma visible, et de l’hydroxyle OH, dont les bandes d’émission sont difficilement observables du sol.

Plusieurs comètes ont été observées dans le domaine infrarouge de 1 à 20 micromètres: le spectre est dominé par le continuum des poussières dont la taille serait comprise entre 0,2 et 2 micromètres et on note les deux bandes d’émission dues aux silicates vers 10 et 18 micromètres.

Enfin, les comètes ont été étudiées en ondes centimétriques (radical OH à 18 cm de longueur d’onde) et millimétriques (molécule HCN à 3,4 mm); on a pu mesurer directement, par effet Doppler, la vitesse d’expansion des molécules dans la coma, qui est de l’ordre de un kilomètre par seconde.

L’excitation des gaz est principalement due à la fluorescence sous l’effet du rayonnement solaire, sauf dans la région proche du noyau (coma interne), où les collisions deviennent importantes. Chaque comète possède donc une atmosphère ténue dont l’extension dépend du dégazage central. H, OH, C, O et CO sont des constituants majeurs; leur taux de production est de l’ordre de 10²⁹ atomes ou molécules par seconde. C², CN, C³, NH, CH sont des constituants mineurs dont le taux de production n’excède pas 10²⁷ atomes ou molécules par seconde. Enfin, une statistique portant sur une douzaine de comètes indique que les taux de dégazage à 1 ua peuvent varier, d’une comète à l’autre, d’un facteur 100, voire 1 000, et qu’ils sont corrélés à l’éclat optique.

Les observations ont confirmé le modèle de conglomérats de glaces de H²O, NH³, CH⁴ et C² qui sont sublimées, dissociées et ionisées sous l’effet du rayonnement solaire. L’eau est le principal gaz cométaire: sa détection a été faite en 1986. Il doit exister également des molécules mères contenant du carbone; les molécules C², HCM et CO ont été détectées dans la comète de Halley. De nombreux théoriciens pensent que la densité au voisinage du noyau est suffisante pour permettre des réactions chimiques entre les divers constituants, tout au moins dans la coma interne: selon un modèle comportant quelque 97 espèces et 441 réactions photochimiques, il semble que certains composants proviennent directement du noyau alors que d’autres sont des sous-produits de réactions chimiques. Enfin, A. H. Delsemme a suggéré que diverses molécules et radicaux pouvaient être stockés dans des grains de glace d’eau (clathrates) de taille millimétrique entourant le noyau, puis libérés pendant l’évaporation du grain.

L’interprétation des observations nécessite une meilleure connaissance des processus physico-chimiques au sein de la coma et, à cet égard, l’exploration in situ par des sondes spatiales est du plus haut intérêt car les mesures effectuées depuis la Terre manquent de résolution spatiale.

5. Les queues

Les queues des comètes prennent naissance près du noyau, traversent la coma et s’étendent sur des distances considérables. On distingue deux types principaux de queues cométaires et un troisième, moins fréquent, apparenté au deuxième et appelé anti-queue.

La queue de type I, ou de plasma, est droite et fait un angle de quelques degrés avec le rayon vecteur (ligne joignant le Soleil à la comète), dans la direction opposée au mouvement; le spectre, qui est celui des ions déjà rencontrés dans la coma, est souvent dominé par le bleu de l’ion C⁺. Les queues ioniques présentent fréquemment des structures complexes et l’on y observe des inhomogénéités se déplaçant à des vitesses de l’ordre de 10 à 100 kilomètres par seconde et subissant des accélérations considérables qu’on ne peut imputer au seul rayonnement solaire. C’est ce qui a conduit Ludwig Biermann à postuler l’existence du vent solaire, dont le flux de protons et d’électrons se déplaçant à quelque 400 kilomètres par seconde entre fortement en interaction avec la queue cométaire et est responsable des instabilités de plasma. Les queues ionisées s’étirent sur plusieurs millions de kilomètres et sont autant de traceurs de l’activité du vent solaire mais ne concernent pas directement la physique cométaire.

On identifie deux zones importantes; en premier lieu, la source des ions que l’on observe à courte distance du noyau (CO⁺ et H²⁺ principalement); on admet que le rayonnement solaire ne peut suffire à produire ces ions et que l’interaction du vent solaire avec l’atmosphère raréfiée peut induire des décharges électrostatiques (instabilité de faisceau) susceptibles d’ioniser les molécules; en second lieu, l’interaction de l’ionosphère avec le vent solaire doit former une onde de choc en amont du noyau; cette onde dévie le flux supersonique du plasma solaire. Ce sillage magnétohydrodynamique pourrait expliquer les structures très fines observées au sein des queues de type I, et qui ressemblent à des rayons lumineux émanant du noyau.

Les queues de poussière, dites de type II, sont très différentes des premières. Bien que restant dans le plan de l’orbite, elles sont fortement courbées dans la direction opposée à la marche de la comète; les vitesses des poussières qui les composent sont de l’ordre de 0,1 à quelques kilomètres par seconde, bien inférieures à la vitesse orbitale du noyau, d’où l’effet de traînée observé. Le spectre est celui du continuum solaire qui donne la couleur jaunâtre caractéristique des queues de poussière. La théorie mécanique des queues de type II a été établie par Friedrich Bessel en 1835 et affinée en 1968 par Finson et Probstein: après sublimation des glaces, les molécules de gaz s’échappent aisément dans l’espace car leur vitesse thermique est de l’ordre de 500 mètres par seconde; dans la zone proche du noyau où la densité est suffisante, elles communiquent par collisions une partie de leur énergie cinétique aux poussières. Les grains de très petite taille sont entraînés à la vitesse du gaz, ceux de taille moyenne (de 0,1 à 10 猪m) finissent avec une vitesse de l’ordre de 100 mètres par seconde; enfin, les gros grains, de taille supérieure au millimètre, s’échappent difficilement du noyau. La pression du gaz est alors relayée par la pression de radiation due au vent solaire qui accélère sélectivement les grains dont les plus légers atteignent une vitesse de quelques kilomètres par seconde.

Comme la trajectoire des grains, dénommée syndyne, sera d’autant plus droite que leur diamètre est petit, l’étude photométrique des queues permet d’établir une distribution en taille des grains.

Le dernier type de queue, ou antiqueue, est observé lorsque la Terre est située à peu près dans le plan de l’orbite cométaire; on voit alors une queue pointée à peu près vers le Soleil, d’où son appellation. Elle est due à l’accumulation de grains de grosse taille (environ 50 猪m) qui s’échappent très lentement du noyau et ont été émis à une époque bien antérieure. De telles antiqueues furent observées dans les comètes Arend-Roland (1957 III) et Kohoutek (1973 XII).

6. Origine et évolution des comètes

La théorie la plus convaincante sur l’origine et sur l’évolution des comètes fut formulée dès 1950 par Adrianus van Woerkom et Jan Hendrik Oort: à grande distance du Soleil, 50 000 ua selon les estimations les plus récentes, il existerait un réservoir contenant quelque 10¹¹ comètes; Oort a démontré que le mouvement des comètes dans le nuage était contrôlé par les perturbations gravitationnelles induites par des étoiles voisines, dont la fréquence de passage à cette distance est en moyenne de un par million d’années; certaines perturbations éjectent des comètes hors du système solaire, d’autres au contraire les précipitent vers l’intérieur, abaissant leur périhélie au-dessous de 5 ua, où elles deviennent observables (c’est le cas des quelque 650 comètes quasi paraboliques); d’autres enfin abaisseraient le périhélie au niveau des orbites des planètes géantes où, dans certaines conditions, elles pourraient être capturées et transformées en comètes de courte période (c’est le cas des quelque 150 comètes périodiques).

Puisque les comètes proviennent du système solaire, il reste à savoir en quel endroit elles se sont formées: comme leur composition chimique s’apparente à celle des planètes géantes, l’hypothèse la plus vraisemblable est qu’elles se sont formées dans la même région et qu’ensuite les perturbations planétaires les ont éjectées sur des orbites stables à 50 000 ua, constituant le nuage de Oort ; la seconde hypothèse situe leur formation au sein même du nuage de Oort, mais on peut se demander comment la condensation d’un corps de un kilomètre a pu s’opérer dans un milieu aussi ténu, aux confins de la nébuleuse solaire primitive.

A. G. W. Cameron a émis l’hypothèse que les comètes pourraient se condenser à très grande distance du Soleil. Or entre 100 et 10 000 ua, ni les perturbations planétaires, ni les perturbations stellaires ne peuvent modifier les orbites initiales et F. L. Whipple a estimé qu’il pourrait exister 10¹⁴ comètes a jamais inobservables, soit 1 000 fois plus que dans le nuage de Oort. Ce dernier s’est d’ailleurs partiellement épuisé depuis le début de l’histoire du système solaire car les perturbations stellaires et planétaires éjectent un grand nombre de comètes dans le milieu interstellaire.

Pour la majorité des comètes, l’évolution consiste en l’éjection à plus ou moins long terme hors de notre système solaire, sans altération du noyau, car elles s’approchent peu du Soleil ou si rarement que la perte de masse est négligeable. Pour la minorité capturée par Jupiter, Z. Sekanina envisage deux évolutions possibles: dans le cas des noyaux constitués d’une matrice météoritique enrobée d’une épaisse enveloppe de glaces, il s’agirait d’une désactivation progressive à chaque périhélie jusqu’à épuisement du réservoir de neige (P/Arend-Rigaux, P/Neujmin 1, P/Encke) et peut-être le passage au stade d’astéroïde de type Apollo-Amor; dans le cas des noyaux ne comportant pas de matrice réfractaire, la sublimation se poursuivrait jusqu’à la désintégration complète (c’est le cas des comètes P/Biéla, P/Brorsen, P/Temple-Swift et P/Neujmin 2).

7. Comètes et essaims de météorites

Il existe une relation très étroite entre les grandes pluies de météorites observées visuellement mais surtout à l’aide de radars, et les comètes. Le meilleur exemple de cette relation a été donné par la comète P/Biéla (1826 I), dont la période initiale était de 6,62 ans et dont l’orbite coupait celle de la Terre. Après plusieurs retours, la comète se brisa en deux en 1846 et ne fut pas au rendez-vous en 1865. Mais en 1872, quand la Terre se trouva au point d’intersection des deux orbites, il y eut une très importante pluie d’étoiles filantes qui dura plusieurs heures et dont le radiant, c’est-à-dire le point d’où semble diverger cette pluie, se trouvait dans la direction de l’orbite cométaire. Il ne fait aucun doute que les grosses poussières, mises en évidence dans les anti-queues, comme les fragments de désagrégation du noyau, continuent à suivre la même orbite; c’est ainsi qu’on a pu observer bien d’autres averses de météores associées à des comètes dont l’orbite croise celle de la Terre; on peut citer les Léonides (associées à la comète Temple-Tuttle), les Perséides (comète Swift-Tuttle), les Draconides (comète GiacobiniZinner)... Les météorites sont d’abord proches de la comète, puis elles diffusent sous les effets conjugués de la pression de radiation du vent solaire et des perturbations planétaires. Elles donnent lieu à des averses lorsque l’orbite cométaire intercepte celle de la Terre.

Encyclopédie Universelle. 2012.