Comète
petit corps du Système solaire constitué d'un noyau de glace et de poussière / De Wikipedia, l'encyclopédie encyclopedia
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Une comète (stylisé en symbole astronomique ) est, en astronomie, un petit corps céleste constitué d'un noyau constitué de glace et de poussière dont l'orbite autour de son étoile, de forme très elliptique, l'amène périodiquement près de cet astre. Lorsque la comète franchit la ligne des glaces, située à environ trois unités astronomiques du Soleil dans le Système solaire, les volatiles (dont la glace d'eau), échauffés par la proximité de l'astre, se subliment et des jets sont expulsés, qui mélangent des gaz et de la poussière entrainée par ceux-ci. La matière éjectée forme une atmosphère ténue autour du noyau (la chevelure ou coma). Soumis à l'action de la pression de radiation solaire et du vent solaire, ces matériaux forment dans le sillage de la comète deux queues de plasma et de poussières longues de plusieurs millions de kilomètres. Elles sont, dans certains cas, visibles de jour à l’œil nu. Ce phénomène disparait dès que la comète s'éloigne de l'étoile.
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Dans le cas du système solaire, l'aphélie de l'orbite (point le plus distant de l'orbite) des comètes est situé généralement dans les régions les plus éloignées : système solaire externe pour les comètes de la famille de Jupiter et celles de Halley à une distance comprise entre 5 et 30 unités astronomiques (1 au = 150 millions kilomètres) et nuage d'Oort pour les comètes à longue période à une distance comprise entre 2 000 et 50 000 (voire 200 000) unités astronomiques du Soleil. Ces objets célestes de petite taille (entre quelques centaines de mètres et quelques dizaines de kilomètres de diamètre) peuvent mettre plusieurs millions d'années pour boucler une orbite. Les astronomes en ont recensé environ 4 600 comètes (2024), mais compte tenu de la durée de la période orbitale de la plupart d'entre elles, il en existe sans doute des millions dans le Système solaire.
En s'approchant de son étoile, une comète est soumise à différentes forces : vent stellaire, pression de radiation, forces gravitationnelles des planètes (en particulier de Jupiter) ainsi que du Soleil et forces de réaction produites par l'expulsion des jets de gaz et de poussière. Celles-ci modifient souvent son orbite. Peu dense (environ la moitié de la densité de l'eau) et constituée d'un empilement de blocs faiblement liés, la comète peut, sous l'action de ces forces, connaitre une fin prématurée par éclatement ou s'écraser sur une planète, ou encore être expulsée du système solaire si son orbite est quasi parabolique. Dans tous les cas, une comète n'est pas immuable car l'activité qui la caractérise repose sur la présence d'un stock de glace d'eau. Lorsque celui-ci s'est épuisé après un nombre variable de passages près du Soleil, la comète, qui est alors dite éteinte, présente la plupart des caractéristiques des astéroïdes.
Depuis le début de l'humanité, les comètes, phénomènes célestes à la fois spectaculaires et apparemment aléatoires, ont frappé les esprits, ce qui permet de disposer de témoignages écrits datant de près de 3 000 ans (Chine). Dans les temps anciens, on considérait souvent qu'une telle apparition était le précurseur de cataclysmes ; à l'époque moderne, les passages les plus spectaculaires ont déclenché des mouvements de panique liés à la crainte d'une collision avec la Terre. La connaissance de l'orbite et de la nature des comètes émergent grâce aux travaux, entre autres, de Newton et Halley. Ce dernier parvient pour la première fois à prédire en 1705 la date du retour de la comète qui porte son nom. Le noyau cométaire, petit et masqué par la chevelure lorsqu'il est à portée des télescopes, est difficile à observer. Il a fallu attendre l'ère spatiale pour obtenir des données plus précises dont l'intérêt scientifique est jugé très important car les comètes sont considérées comme des vestiges quasi inaltérés de la formation du système solaire et parce qu'on leur attribue un rôle clé dans la présence d'eau sur Terre et dans l'apparition du vivant sur notre planète. Parmi les dix missions spatiales ayant survolé une comète, trois ont permis des avancées scientifiques particulièrement importantes : Giotto a réalisé les premières images d'un noyau cométaire, Stardust a ramené sur Terre un échantillon de la chevelure d'une comète et Rosetta est la première sonde spatiale (et la seule d'ici la fin de la décennie 2020) à s'être placée en orbite autour d'une comète, permettant de découvrir l'ensemble du cycle d'activation et d'effectuer un nombre considérable de mesures remettant en question certaines hypothèses scientifiques.
Le mot « comète » vient du grec ancien κομήτης ἀστήρ, komếtês astếr, qui signifie « astre chevelu ». Il est employé en ce sens chez Aristote[1] et chez Aratos de Soles dans son poème sur l'astronomie, Les Phénomènes[2].
Lors de la naissance d'une étoile la ligne des glaces sépare la région interne du système (proche du proto-soleil) dans lequel la température est trop élevée pour que la glace d'eau reste à l'état solide et ne se sublime pas de la région externe où la glace d'eau peut persister. De nos jours et dans notre système solaire, cette ligne se situe à environ 3 unités astronomiques du Soleil (au milieu de la ceinture d'astéroïdes). Les petits corps situés à l'extérieur de cette ligne des glaces comprennent une proportion importante de glace d'eau alors que les corps situés en deçà en sont pratiquement dépourvus. L'orbite de la plupart des corps du système solaire est pratiquement circulaire et donc entièrement située soit d'un côté soit de l'autre de cette ligne. Les comètes sont des petits corps constitués d'un agglomérat de poussière et de glace d'eau (et d'autres volatiles) qui font exception à cette règle car ils se caractérisent par une orbite elliptique à cheval sur cette ligne. Lorsqu'ils la franchissent en se rapprochant du Soleil la glace d'eau, qui subit un échauffement, se sublime et est éjectée en entrainant la poussière formant une queue longue de plusieurs millions de kilomètres. Ce phénomène s'interrompt lorsque la comète s'éloigne du Soleil. Le passage près du Soleil épuisant relativement rapidement le stock de la glace à l'échelle de l'histoire du système solaire, la comète circulait à l'origine en permanence au-delà de la ligne des glaces et était inerte. Son accession au statut de comète résulte d'une modification de son orbite sous l'influence gravitationnelle d'autres corps du système solaire ou de la galaxie.
Sur le plan de la nomenclature, les comètes sont rangées avec les astéroïdes dans la catégorie des petits corps du système solaire. L'émission périodique de gaz et de poussière et son origine à l'extérieur de la ligne des glaces sont ce qui distingue principalement une comète d'un astéroïde. Mais la découverte relativement récente d'astéroïdes dits actifs orbitant en permanence à l'intérieur de la ligne des glaces et produisant parfois des jets de gaz et de poussière ont contribué à brouiller la ligne de démarcation entre ces deux types de petits corps.
Une comète se compose essentiellement de trois parties : d'une part le noyau solide et d'autre part la chevelure (ou coma) et les queues qui n'apparaissent que lorsque la comète est proche du Soleil. L'ensemble formé par le noyau et la chevelure constitue la tête de la comète.
Le noyau
Les caractéristiques du noyau cométaire sont difficiles à obtenir. Sa petite taille le rend difficile à observer à grande distance et lorsqu'il se rapproche de la Terre et que les télescopes terrestres deviennent capables d'obtenir des images ayant une résolution spatiale plus satisfaisante, la chevelure qui l'entoure le masque au moins en partie. Les données dont on dispose reposent en partie sur des modèles théoriques consolidés par la dizaine de missions spatiales ayant pu effectuer des observations in situ du noyau en le survolant ou en se plaçant en orbite (mission Rosetta)[3].
Morphologie
Le noyau des comètes est de petite taille. Les 200 comètes dont le noyau a pu être mesuré (à date de 2022) ont un diamètre allant de quelques centaines de mètres à quelques dizaines de kilomètres. Alors que les comètes de la famille de Jupiter ont une taille inférieure à cinq kilomètres, les comètes circulant sur des orbites plus larges (comètes de la famille de Halley et comètes à longue période) ont un diamètre en moyenne plus important[4]. La comète à longue période Hale-Bopp, dont le noyau fait 60 kilomètres de diamètre, est la plus grande jamais observée.
La période de rotation est compris selon les comètes entre 5 à 70 heures. Des variations de cette période, comprises entre quelques secondes et quelques heures, ont été observées dans une douzaine de cas. Ces variations ont pu être observées directement par la mission Rosetta qui a mis en évidence qu'elles étaient provoquées par les jets de matériau induits par le processus de sublimation à l'approche du Soleil[5],[6].
Comme les astéroïdes, la masse des comètes est insuffisante pour que la gravité l’emporte sur les forces de cohésion ce qui exclue une forme sphérique. La forme du noyau des comètes n'a pu être observée de manière détaillée que dans une quinzaine de cas. Pour les autres comètes, seul le rapport entre longueur et largeur a pu être évalué de manière indirecte. Le rapport longueur sur largeur s'échelonne entre environ 1 et 3 avec un pic situé entre 1,5 et 2. Par rapport aux autres objets mineurs on observe une proportion anormalement élevé de corps bi-lobés (dont la comète observée par la mission Rosetta) ce qui semble indiquer un processus de formation ou d'évolution particulier[6].
La densité du noyau cométaire est faible, en moyenne 480 kg/m³ soit moins de la moitié de la densité de l'eau, et sa porosité est élevée (70 à 80%). Ces données suggèrent que le noyau est constitué d'un empilement de blocs peu dense avec des forces de cohésion peu importantes. Les mesures directes effectuées par l'atterrisseur Philae de Rosetta, corroborées par des mesures indirectes d'autres comètes, indiquent une densité plus importante en surface qu'à l'intérieur de la comète. La densité de l'intérieur reflèterait l'état originel de la comète tandis que que la surface aurait été compactée par différents processus physiques[7].
Composition
L'hypothèse de formation du noyau la plus communément admise et confirmée par les récentes expériences spatiales de spectroscopie, est qu'il serait un corps solide constitué pour moitié de glaces (essentiellement d'eau, puis de monoxyde de carbone, dioxyde de carbone, méthane, éthane, acétylène) et pour moitié de matières météoritiques agglomérées (modèle dit de la « boule de neige sale » proposé par Fred Whipple en 1950, « modèle en couche » proposé par Michael J. Belton à la suite de la mission Deep Impact). Ces glaces se subliment (lorsque la comète est à une distance d'une à trois unités astronomiques du Soleil) sous l'action du rayonnement solaire et donnent naissance à la chevelure, puis aux queues[5].
La chevelure
La chevelure, ou coma (mot latin de même sens) forme un halo à peu près sphérique entourant le noyau et constitué de particules neutres de gaz et de poussières éjectées du noyau sous forme de jets lorsque la comète se rapproche du soleil. L'échauffement qui résulte de la proximité du Soleil provoque la sublimation des glaces proches de la surface[8]. Cette chevelure est entourée d'un nuage d'hydrogène atomique produit par photodissociation d'un certain nombre d'espèces, principalement H2O et OH[9]. Son diamètre est généralement compris entre 50 000 et 250 000 kilomètres, avec des limites extrêmes de 15 000 et 1 800 000 kilomètres. La chevelure s'identifie fréquemment avec la tête de la comète, étant donné le faible diamètre relatif du noyau. Les analyses du gaz de la chevelure de la comète de Halley indiquent que celle-ci contient 80 % d'eau, 10 % de monoxyde de carbone, 3 % de dioxyde de carbone, 2 % de méthane, moins de 1,5 % d'ammoniac et 0,1 % d'acide cyanhydrique.
Les queues
Les gaz ionisés et les poussières éjectés et formant la chevelure sont repoussés dans le sillage de la comète par la pression de radiation solaire et le champ magnétique généré par le vent solaire. Si la comète est suffisamment active, la poussière et les gaz qui forment des queues deviennent visibles. Une comète importante possède en général deux queues visibles aux dimensions considérables (des longueurs de 30 à 80 millions de kilomètres sont relativement fréquentes)[10] :
- la queue constituée d'un plasma, de couleur bleue et rectiligne est composée de particules ionisées qui sont repoussées par le vent solaire émis par le Soleil. Cette queue se maintient à l'opposé de la direction d'ou provient le vent solaire donc du Soleil (comme une ombre). Sa direction évolue donc au fur et à mesure que la comète contourne l'astre. Les particules qui la composent se déplacent à grande vitesse (de l'ordre de 500 km/s). Les changements de polarité du champ magnétique solaire produisent des ruptures dans la queue de plasma qui se reconstitue dans les heures qui suivent ;
- la queue de poussière, plus large et de couleur blanchâtre, est constituée des poussières les plus fines (diamètre en général inférieur au dixième de millimètre) qui sont facilement repoussées par la pression de radiation solaire compte tenu de leur faible masse et densité. La queue de poussière qui est confinée dans le plan de l'orbite de la comète est incurvée sous l'influence de la gravité du Soleil sur ces petits grains de matière. Elle est clairement dissociée de la queue de plasma. Grâce aux travaux de Michael Finson et Ronald Probstein (1968), qui ont mis en œuvre les hypothèses de Fiodor Bredikhine (1885) qui faisaient elles-mêmes suite à celles de Bessel, on peut modéliser la queue de poussières. Les trajectoires (képlériennes) des grains peuvent ainsi être analysées en fonction de la durée d'émission (synchrones) ou en fonction de leur taille (syndynes).
Une troisième enveloppe, invisible avec des instruments optiques, mais décelée grâce à la radioastronomie, est la queue d'hydrogène qui s'étend sur des dimensions considérables. Une anti-queue, constituée de gros grains qui, par effet de perspective lorsque la Terre traverse le plan de l'orbite cométaire, semble pointer vers le Soleil.
Une comète, à de rares exceptions près décrites plus loin, orbite autour du Soleil en circulant sur une ellipse dont cet astre constitue un des foyers. Le point de cette orbite le plus distant du Soleil est l'aphélie tandis que le plus proche est le périhélie. Comme tout corps céleste en orbite, celle-ci peut être définie par six paramètres, les éléments orbitaux.
La forme de l'ellipse parcourue par la comète est définie par deux de ces paramètres :
- le demi-grand axe est la moitié de la distance qui sépare l'aphélie du périhélie c'est-à-dire la moitié du plus grand diamètre de l'ellipse. Une des caractéristiques majeures des comètes est que cette distance peut être énorme. Alors que le demi-grand axe de la Terre est de 1 unité astronomique (notée « au », soit environ 150 millions de kilomètres), celui d'une comète peut atteindre 200 000 unités astronomiques, plaçant dans ces cas extrêmes l'aphélie non loin de la zone d'influence des étoiles voisines ;
- l'excentricité définit le degré d'allongement de l'ellipse c'est à dire le rapport entre le diamètre de l'ellipse le plus grand et le plus petit. Elle prend la valeur 0 pour une orbite circulaire et est supérieure ou égale à 1 lorsque l'allongement devient infini (dans ce cas la comète ne suit plus une orbite mais sa trajectoire est hyperbolique ce qui lui fait quitter le système solaire). Une deuxième caractéristique majeure de l'orbite des comètes est que l'ellipse est très allongée et que la valeur de l'excentricité est souvent très proche de 1.
Muni de ces deux seuls paramètres on peut calculer deux autres caractéristiques importantes de l'orbite d'une comète :
- la distance rp du Soleil au périhélie c'est-à-dire au point de sa trajectoire où la comète passe au plus près de cet astre. Pour qu'un corps soit désigné comme une comète il faut qu'au moins sur une partie de sa trajectoire elle soit échauffée suffisamment pour commencer à libérer de la glace d'eau et des poussières. Ce phénomène se produit lorsque la comète franchit la ligne des glaces située pour le système solaire à environ 3 au du Soleil. Le périhélie de la plupart des comètes est donc généralement situé à moins de 3 au. Mais il existe des cas où le périhélie peut se situer plus loin lorsque la taille de la comète est importante comme l'a démontré la comète Hale-Bopp (60 kilomètres de diamètre) qui est devenue active à 7 au du Soleil du fait sans doute de la très grande taille de son noyau ;
- la période qui est la durée que la comète met pour boucler une orbite. Les comètes sont caractérisées par des périodes très longues. S'il existe quelques comètes ayant une période de seulement quelques années, pour certaines il s'écoule plusieurs millions d'années entre deux passages près du Soleil.
Ces deux caractéristiques de l'orbite sont calculées à partir du demi-grand axe (a) et de l'excentricité (e) à l'aide des formules suivantes :
- distance du périhélie au Soleil : rp= (1-e)*a ;
- période de l'orbite : p² = a³.
Un autre paramètre orbital important est l'inclinaison orbitale, notée , qui est l'angle que fait le plan orbital (plan dans lequel circule la comète) avec le plan de l'écliptique. Ce dernier est (de manière approchée) le plan orbital dans lequel circule la plupart des objets célestes du système solaire[Note 1]. Les comètes à longue période et les comètes de la famille de Halley (cf paragraphe suivant pour la définition de ces catégories) constituent une exception dans ce domaine car la valeur de cet angle est distribué de manière uniforme entre les valeurs 0 (le plan orbital coïncide avec le plan de l'écliptique) et 360 degrés.
Du fait de l'ellipse très allongée de l'orbite d'une comète, celle-ci est caractérisée par une vitesse orbitale élevée à proximité du Soleil, qui peut de plus être rétrograde (dans le sens inverse de la vitesse orbitale des planètes du système solaire). Alors qu'un engin spatial libéré de l'attraction terrestre a une vitesse orbitale (minimum) dans le référentiel solaire d'environ 30 km/s, une comète venant du nuage de Oort a une vitesse d'environ 42 km/s au niveau de l'orbite terrestre. Si la comète décrit une orbite rétrograde, la vitesse relative de la sonde spatiale au moment du survol de la comète peut dépasser les 70 km/s quand il se produit au niveau de l'orbite terrestre[Note 2].
Comète à courte et longue période
L'aphélie des comètes (point de leur orbite le plus éloigné du Soleil) se situe principalement dans deux régions du système solaire : le système solaire externe où circule les planètes géantes (Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune) à une distance du Soleil comprise entre 5 et 30 unités astronomiques (au) et le nuage d'Oort situé aux confins du système solaire entre 2 000 et 50 000 (voire 200 000) unités astronomiques du Soleil. Les comètes sont classifiées en fonction de la taille de leur orbite. On distingue les comètes à longue période et les comètes à courte période. Ces dernières parcourent leur orbite en moins de 200 ans et comprennent deux sous-familles : les comètes de la famille de Jupiter caractérisées par une période orbitale inférieure à 20 ans et dont l'aphélie est située au niveau de l'orbite de Jupiter et les comètes de la famille de Halley dont l'aphélie est située au niveau de l'orbite de Saturne ou au-delà. Les comètes à longue période sont les comètes dont l'orbite passe par le nuage d'Oort. Là encore on distingue deux sous-ensembles : la majeure partie de ces comètes proviennent de la région interne de ce nuage située entre 2 000 et 20 000 au du Soleil (baptisé nuage de Hills) tandis qu'une minorité proviendrait de la partie externe (entre 20 000 et 200 000 au) beaucoup moins dense[11],[12].
Comète active
À chaque passage près du Soleil la comète perd une partie de son eau. Cette caractéristique conduit à distinguer les comètes actives qui libèrent une grande quantité d'eau à leur passage près de notre astre et les comètes qui le sont moins ou pas du tout car elles ont épuisées leurs ressources en eau lors de survols antérieurs du Soleil (comète éteinte ou dégazée). Une sous-catégorie est constituée par les comètes dynamiquement nouvelles (en anglais DNC ou Dynamically New Comet) qui effectuent leur premier passage près du Soleil en deçà de la ligne des glaces et qui sont donc potentiellement vierge de toute altération depuis leur formation à la naissance du système solaire.
Astéroïde actif
Les comètes de la ceinture principale (renommées plus récemment astéroïdes actifs) sont des objets mineurs dont l'orbite est similaire à celle des astéroïdes de la ceinture principale d'astéroïdes (l'orbite est donc comprise entre celles de Mars et de Jupiter) mais qui ont une activité cométaire (sublimation de glace d'eau) sur une fraction de leur trajectoire. Ces comètes ne devraient pas exister dans la mesure où elles circulent semble t'il depuis des milliards d'années à l'intérieur de la ligne des glaces située à trois unités astronomiques dans le système solaire et leur glace d'eau devrait s'être sublimée depuis longtemps. La découverte de cette population de comète est venue brouiller la division qui semblait clairement établie entre astéroïde et comète. Elst-Pizarro est la première astéroïde de ce type découverte (en 1996).
Exocomète
Des exocomètes, c'est à dire des comètes circulant dans un autre système planétaire, ont été observées de manière indirecte — par photométrie ou spectrométrie — à l'aide de télescopes spatiaux spécialisés. La probabilité de la visite d'unes de ces exocomètes dans le système solaire n'est pas nulle compte du nombre considérable de petits corps circulant dans l'espace interstellaire : on estime que chaque étoile éjecte, dans celui-ci, au moment de sa formation, environ 1012 planétésimaux (1 000 milliards) qui partent ainsi à la dérive[13]. Mais l'espace est immense et, à la date de , une seule exocomète a pu être découverte dans notre système solaire[Note 3] : 2I/Borissov est passée à environ deux unités astronomiques du Soleil en . Elle a pu être observée longuement ce qui a permis de déterminer que son diamètre était inférieur à 400 mètres, que son excentricité était particulièrement élevée (3,36) tout comme sa vitesse (32 km/s). L'analyse spectrométrique a indiqué une composition peu fréquente dans les comètes du système solaire avec une proportion d'eau peu élevée, une faible proportion de carbone diatomique, un taux élevé de monoxyde de carbone et d'acide aminé (R-NH2)[14] et enfin un ratio monoxyde de carbone/eau compris entre 35 % et 105 % alors que le ratio habituel est de 4 %[15].
Autres catégories
Des catégories de comète plus marginales sont identifiées :
- Le terme comète non périodique a été utilisé historiquement par opposition aux comètes dites périodiques, dont on avait pu observer plusieurs passages. Il désignait donc des comètes dont la période de révolution était trop importante pour avoir été observée plus d'une fois. Cette appellation est impropre dans la mesure où toutes les comètes sont par nature périodiques (la seule exception est l'exocomète 2I/Borissov qui est passée dans le système solaire interne en 2019). Lorsque ce terme est utilisé pour désigner des comètes dont l'orbite est hyperbolique (excentricité supérieure à 1), il désigne en réalité de comètes périodiques dont l'orbite a été modifiée en se rapprochant du Soleil. Elles ont subi des perturbations gravitationnelles, de la part par exemple des planètes géantes gazeuses, d'une intensité suffisante pour que, en l'absence d'une perturbation ultérieure agissant en sens inverse, elles soient amenées à sortir du système solaire[11].
- Les comètes quasi-Hilda constituent une sous-famille des comètes joviennes qui présentent la particularité d'être fortement perturbées par la planète Jupiter et qui peuvent être temporairement capturées par celle-ci. La plus connue de ces comètes est la comète Shoemaker-Levy 9 qui en 1994 s'est disloquée en plusieurs fragments qui sont entrés en collision avec la planète géante.
- Une grande comète qualifie de manière non officielle une comète exceptionnellement brillante. Il n'existe pas de définition précise, mais cette qualification est généralement attribuée aux comètes qui deviennent assez brillantes pour être visibles par des observateurs occasionnels. Les grandes comètes sont rares : on en observe en moyenne une par décennie.
Contrairement à quasiment tous les autres corps du système solaire, les comètes ont un cycle de vie relativement court à l'échelle de l'histoire du système solaire. Initialement petit corps glacé inerte, la comète acquiert son statut à la suite d'une perturbation de son orbite. Elle entame alors un cycle de vie mouvementé au cours de laquelle elle perd régulièrement de la matière et son orbite est bousculée par différentes forces. Lorsqu'elle a épuisé son stock de glace elle retourne à son état d'objet inerte si elle n'a pas subi auparavant une fin prématurée en se fragmentant ou en s'écrasant sur un autre corps du système solaire.
Origine
Le Système solaire est né de la contraction d'un nuage interstellaire qui a formé un disque d'accrétion. Selon la théorie dominante, les comètes se sont formées durant cette phase - probablement dans les régions où étaient en train d'apparaitre les planètes Uranus et Neptune - par un processus d'accrétion similaire à celui qui est à l'origine des astéroïdes et des planètes. Ces petits corps ont presque immédiatement été éjectés par les géantes gazeuses et placés sur des orbites très elliptiques et parfois paraboliques avec des inclinaisons très variables par rapport au plan de l'écliptique dans lequel circulaient les planètes. Ces éjections ont été violentes provoquant de nombreuses collisions conduisant à leur fragmentation ce qui expliquerait la petite taille des noyaux cométaires. Au fil du temps, le passage d'étoiles au voisinage du système solaire aurait par interaction gravitationnelle circularisé leur orbite. Tout ce processus aurait donné sa forme actuelle au nuage d'Oort principal réservoir de comètes : sphérique et placé aux confins du système solaire[16].
Les objets situés dans le nuage d'Oort circulent sur une orbite circulaire et donc n'approchent jamais le système solaire interne. Ils n'acquièrent leur statut de comète que lorsque leur orbite est modifiée par les forces de marée découlant des déplacements du système solaire lorsqu'il traverse le plan galactique ou lorsqu'il rencontre un nuage moléculaire[16].
Les comètes à courte période quant à elles sont initialement des comètes à longue période dont l'orbite a été modifiée par des perturbations gravitationnelles induites notamment par les planètes géantes du système solaire. Après leur passage par un stade intermédiaire de centaure, leur orbite aurait été une deuxième fois perturbée, déplaçant leur périhélie dans le système solaire interne (entre Mars et le Soleil).
Éveil de la comète à l'approche du Soleil
Loin du Soleil, l'énergie solaire reçue par la comète est trop faible pour initier un quelconque changement. Le noyau reste froid et solide. Cet état commence à changer lorsque la comète se trouve à environ 7 unités astronomiques (au) du Soleil, c'est à dire entre les orbites de Jupiter et de Saturne. La température augmente suffisamment pour que certaines substances volatiles stockées sous forme de glace et situées à proximité de la surface commencent à se sublimer, c'est à dire à passer directement de l'état solide à l'état gazeux (en l'absence de pression atmosphérique, ils ne passent pas par un état liquide intermédiaire). Le premier volatile concerné est le monoxyde de carbone à environ 6,5 au du Soleil, puis viennent l'ammoniac à environ 6 au et à moins de 5 au des radicaux hydroxyle, du carbone moléculaire et du méthane. Ce processus est toutefois freiné car la sublimation absorbe la chaleur[17].
La sublimation de la glace d'eau, qui est le processus dominant dans les émissions de gaz et des poussières de la comète, débute à environ 3 au, c'est à dire au niveau de la ceinture d'astéroïdes. Les volatiles qui sont éjectés se trouvent en surface comme en dessous de celle-ci. Les matériaux solides (silicates, oxydes de fer, chondrites), qui composent une partie du noyau et sont intimement mélangés avec la glace, sont entrainés et expulsés avec les gaz[17].
La sublimation n'est pas le seul processus à déclencher une activité au sein de la comète. En observant la comète Hale-Bopp, qui est passée près du Soleil en 1996 et qui constitue courant 2024 la plus grosse comète jamais observée, les astronomes ont sontaté qu'elle était déjà active bien au-delà des 6,5 au (en 2012, alors qu'elle s'éloignait du Soleil elle restait encore visible, donc active, à une distance de 33,2 au du Soleil, c'est à dire au delà de l'orbite de Neptune). L'hypothèse proposée par les scientifiques est que cette activité est liée à la transformation de la glace amorphe (forme que la glace prend dans le vide) en glace cristalline (la forme habituelle sur Terre). Ce processus, qui dégage une chaleur latente importante, peut se déclencher à des températures très basses[17].
Évolution de l'activité près du Soleil
Comète | Diamètre noyau kilomètres |
Masse gaz tonnes/seconde |
Masse poussière tonnes/seconde |
---|---|---|---|
Wirtanen | 1 | 0,3 | 0,1 |
Giacobini-Zinner | 6 | 1,5 | 0,4 |
Halley | 10 | 30 | 20 |
Hale-Bopp | 60 | 300 | 600 |
Au fur et à mesure que la comète se rapproche du Soleil, son activité s'intensifie et la masse de gaz et de poussière éjectée augmente.
Au pic de l'activité, les masses de gaz et de poussière éjectées peuvent être considérables. La plus grosse comète observée, Hale-Bopp, lorsqu'elle était au plus près du Soleil (1 au), laissait s'échapper 300 tonnes de gaz et 600 tonnes de poussière par seconde. Ces quantités éjectées sont très variables d'une comète à l'autre et même pour une même comète d'un passage près du Soleil au suivant. Il en est de même pour le ratio poussière/gaz. La taille du noyau est un facteur déterminant, comme le montre le tableau ci-contre, tout comme le nombre de passages déjà effectués près du Soleil. Il existe d'autres facteurs plus difficiles à apprécier, qui font que les astronomes restent prudents dans leur prévisions d'activité même lorsque la comète est bien connue ou qu'elle semble manifester une activité importante au début de son approche du Soleil[11].
Les éjections de gaz et de poussière ne se produisent pas sur toute la surface et elles sont irrégulieres. On distingue des régions actives qui éjectent en permanence gaz et poussières et des régions qui restent inertes, sans doute parce que recouvertes d'un manteau de poussière trop épais pour que les gaz puissent s'échapper à ces endroits. Les régions actives couvrent généralement 10 à 20 % de la surface. Pour 67P/Tchourioumov-Guérassimenko, qui a sans doute effectué de nombreux passages près du Soleil, les régions actives ne représentaient que 1,4 % de sa surface. Des jets plus violents mais d'une durée limitée se produisent de temps à autre. Sur 67P, la localisation de ces jets coïncidait le plus souvent avec des régions accidentées (falaises, puits...) et ces phénomènes seraient provoqués par des glissements de terrain exposant des poches remplies de gaz ou de glace[18],[19].
À l'issue de sa période d'activité, alors qu'elle s'éloigne du Soleil, la comète a perdu une quantité substantielle de matière. On estime ainsi que la comète 67P/Tchourioumov-Guérassimenko, pourtant peu active, a perdu 10,5 millions de tonnes (0,1 % de sa masse) durant son passage près du Soleil en 2015. Réparties sur l'ensemble de la surface, cela représenterait une couche de 70 centimètres d'épaisseur[20].
Évolution de l'orbite
Lorsqu'une comète passe à proximité des grosses planètes (essentiellement Jupiter), elle subit des perturbations gravitationnelles qui peuvent modifier son orbite. Celle-ci peut être également modifiée de manière difficilement prévisible par les jets de matériau produits à l'approche du Soleil (perturbations non gravitationnelles). Pour ces raisons, les paramètres définissant l'orbite d'une comète ne sont jamais définitifs et sont recalculés après leur passage dans le système solaire. Ces modifications peuvent conduire à un changement radical de catégorie : déplacement important du périhélie, expulsion du système solaire ou destruction par éclatement ou collision avec le Soleil ou une planète.
Les comètes rasantes se caractérisent par un périhélie extrêmement proche du Soleil, qui peut être situé seulement à quelques milliers de kilomètres seulement de sa surface. Alors que les petites comètes rasantes peuvent complètement s'évaporer lors d'un tel passage, celles de plus grandes tailles peuvent survivre à plusieurs passages. Cependant, l'importante évaporation et les forces de marée entraînent souvent leur fragmentation.
Mort des comètes
Mort par épuisement
La mort par épuisement est sans doute le destin le plus fréquent. Une comète n'est pas immuable car l'activité qui la caractérise repose sur la présence d'un stock de glace d'eau qui finit par s'épuiser. Une comète perd ainsi plusieurs dizaines de centimètres à chacun de ses passages près du Soleil. Une fois le stock de glace épuisé, la comète devient une comète éteinte. Il est probable qu'une partie des astéroïdes (en particulier des astéroïdes géocroiseurs) soient ainsi d'anciennes comètes[21].
La comète peut devenir inactive avant que le stock de glace d'eau ne soit complètement épuisé. En effet, les gros grains de poussière, qui sont expulsés par les jets de gaz à l'approche du Soleil, tendent à retomber à la surface de la comète. Ils s'accumulent et peuvent former une croute épaisse qui recouvre la glace d'eau, l'isolant thermiquement de l'action du Soleil. Si toute la surface de la comète est ainsi recouverte, elle devient complètement inactive. Cette comète, dite dormante, peut toutefois redevenir active si, par exemple, à l'occasion d'un changement d'orbite qui la rapproche du Soleil, la glace d'eau située sous la surface est de nouveau échauffée et la croute qui s'est formée est éventrée par le jet de gaz généré. Les astronomes ont ainsi observé des petits corps classés comme astéroïdes qui ont eu brutalement manifesté une activité cométaire[21].
Destruction par éclatement
La destruction de la comète par éclatement a pu être fréquemment observée. Le noyau cométaire est un empilement de blocs peu dense maintenus ensemble par des forces de cohésion très faibles. La force de marée découlant du passage près d'une planète géante (notamment Jupiter) ou du Soleil peut être suffisante pour faire éclater le noyau en de multiples fragments. Les comètes dites rasantes (principalement rattachées au groupe de Kreutz), dont l'orbite frôle le Soleil, sont fréquemment détruites de cette manière[21]. La plus ancienne observation de l'éclatement d'une comète remonte à 1846, lorsque les observateurs constatèrent que 3D/Biela qui bouclait son orbite en six ans s'était divisée en deux comètes aux trajectoires presque identiques. Six ans plus tard, la comète n'était pas réapparue, mais à compter de 1872, des centaines de météores illuminaient le ciel en novembre tous les six ans, dont l'orbite correspondait à celle de 3P/Biela. En , la comète C/1999 S4 Linear s'est désintégrée près de son périhélie. Une analyse des événements a permis de reconstituer que la comète, ayant épuisé son stock de glace d'eau qui maintenait les blocs le constituant, est partie progressivement en morceaux[22].
Une comète peut également éclater sous l'action de la pression des gaz sous sa surface. Ce peut être le cas lorsque la comète est échauffée par l'action du Soleil déclenchant la sublimation de la glace d'eau (ou d'autres volatiles) présente sous la surface et que les gaz produits ne peuvent s'échapper car celle-ci est recouverte d'une couche de poussière trop épaisse. La pression augmente et les gaz finissent par faire sauter cet obstacle. Si la pression est suffisamment forte, le noyau éclate en de multiples fragments[21]. L'un des cas de désintégration de ce type les plus spectaculaires est l'explosion de 17P/Holmes en 2007 qui aurait dégagé une énergie évaluée à 24 000 tonnes équivalent en TNT et aurait éjecté dans l'espace dix millions de tonnes de matériau. Un autre événement encore plus intrigant est l'apparition en 1991 d'un coma de 300 000 kilomètres de diamètre autour de la comète de Halley, résultant d'une éruption colossale qui s'est produite alors que la comète à 14,3 unités astronomiques donc très loin de la région placée sous l'influence thermique du Soleil. Cette explosion a été attribuée à la sublimation de monoxyde de carbone et du dioxyde de carbone qui se produit à des températures beaucoup plus basse que la glace d'eau[22].
Destruction par collision
La destruction d'une comète par collision avec un autre corps est un phénomène rare à l'échelle de temps de l'homme compte tenu de l'immensité de l'espace. Mais depuis la formation du système solaire ces collisions ont été fréquentes et ont joué un rôle important dans l'évolution des planètes. Parmi les théories de formation des océans et de l'apparition de la vie sur Terre, la collision des comètes avec notre planète venant apporter l'eau et les briques élémentaires de la vie tient une place importante. Les astronomes ont pu observer en la collision des fragments de la comète Shoemaker-Levy 9 avec la planète Jupiter[21].
Éjection du système solaire
Au moment de la formation du système solaire un très grand nombre de petits corps glacés (donc des comètes potentielles) ont été expulsés dans l'espace interstellaire. Ces événéments continuent à se produire. En particulier les comètes à longue période caractérisées par une orbite presque parabolique (excentricité proche de 1) peuvent être facilement éjectées sous l'influence de gravitationnelle de Jupiter si leur trajectoire les fait passer trop près de cette planète[21].
Le Centre des planètes mineures qui centralise les découvertes et le suivi de tous les petits corps du système solaire du système solaire (comprend également les planètes naines, astéroïdes, centaures et les objets transneptuniens) avait recensé courant 4 594 comètes sur un total de 1 350 505 petits corps[23]. Parmi celles-ci les astronomes avaient identifié, courant 2022, 440 comètes à courte période ayant effectué au moins deux passages près du Soleil. On découvre en moyenne 40 nouvelles comètes à courte période chaque année. Mais pratiquement toutes les comètes à courte période actives ont été recensées et les nouvelles découvertes portent sur des comètes largement transformées par leurs passages à proximité du Soleil. Par contre les 3 000 comètes à longue période observées sont pour beaucoup d'entre elles actives. Elles n'ont fait qu'un seul passage dans le système solaire interne et ont donc été peu altérées par le Soleil et conservent leurs caractéristiques d'origine[24].
Comète | Famille de comète | Période (années) | Paramètres de l'orbite | Autre caractéristique | ||
Excentricité | Aphélie (au) | Périhélie (au) | ||||
Tchourioumov-Guérassimenko | Comète jovienne | 6,44 | 0,640 | 5,68 | 1,243 | Seule comète ayant été visitée longuement par une sonde spatiale (Rosetta) qui a pu se placer en orbite autour de celle-ci[25],[26]. |
Halley | Halley | 75,31 | 0,967 | 35,1 | 0,586 | Comète très active et ayant un long historique d'observations. Survolée par quatre missions spatiales. |
Encke | Encke | 3,30 | 0,847 | 4,096 | 0,339 | Comète dont la période est la plus courte. |
Hale-Bopp | Comète à longue période | 2 537 | 0,994 | 371,146 | 0,914 | Noyau de très grande taille (~60 km), devenue active à très grande distance (> 7 au), une des plus lumineuses du xxe siècle. |
Ciffréo | Comète jovienne | 7,23 | 0,542 | 5,774 | 1,713 | |
Olbers | Halley | 69,51 | 0,930 | 32,635 | 1,178 | |
West | Comète à longue période | 558 306 | 0,999 | 13 560,217 | 0,196 | |
Swift-Tuttle | Halley | 133,28 | 0,963 | 51,225 | 0,959 | |
Biela | Comète jovienne | 6,64 | 0,751 | 6,190 | 0,879 | |
Bradfield | Comète à longue période | 3 679 | 0,999 | 476,543 | 0,168 | |
Bennett | Comète à longue période | 1 678 | 0,996 | 281,892 | 0,537 | |
Elst-Pizarro | Comète de la ceinture principale | 5,6 | 0,16 | 3,67 | 2,65 | |
Morehouse | Comète à longue période | ? | 1,0007 ? | ? | 0,945 | Comme toutes les comètes à l'ellipse très allongée, on ne sait pas si la trajectoire est effectivement hyperbolique. Si ce n'est pas le cas la période se chiffre sans doute en millions d'années. |
NEOWISE | Visible à l’œil nu pendant le mois de , la plus brillante dans l’hémisphère Nord depuis 23 ans, découverte par NEOWISE. | |||||
McNaught | Très brillante. | |||||
Hyakutake | Également baptisée Grande comète de 1996. | |||||
Shoemaker-Levy 9 | Détruite par collision avec Jupiter en . | |||||
Borrelly | Visitée par la sonde Deep Space 1. | |||||
Tempel | Première comète à être visitée par deux sondes : Deep Impact en 2005, qui lui a envoyé un impacteur, et Stardust en 2011. | |||||
Wild 2 | Survolée par la sonde Stardust. | |||||
Hartley 2 | Survolée par la sonde Deep Impact. |
Les essaims d'étoiles filantes (par exemple : Perséides, Orionides, Géminides) sont associés à des comètes. Les poussières perdues par une comète lors d'un passage se répartissent le long de l'orbite de celle-ci en formant une sorte de vaste nuage. S'il advient que la Terre, dans son mouvement orbital annuel, traverse un tel nuage, on assiste alors à une pluie d'étoiles filantes plus ou moins dense suivant l'activité et la nature de la comète. Ces « étoiles filantes » semblent provenir d'un même point du ciel appelé le radiant, un peu comme lorsqu'on est dans un tunnel rectiligne et que l'on a l'impression que les bords de celui-ci convergent vers un même point. L'essaim est nommé d'après la constellation où est situé le radiant (par exemple : Persée pour les Perséides, les Gémeaux pour les Géminides). Les poussières cométaires, lorsqu'elles pénètrent dans la haute atmosphère de la Terre, s'échauffent et s'ionisent, produisant la traînée lumineuse que l'on connaît. L'intensité d'un essaim météoritique est variable et dépend notamment du réensemencement en poussières lors de chaque passage des comètes.
L'hypothèse que l'eau de la Terre proviendrait des comètes a été formulées dès 1696 par William Whiston dans sa Nouvelle Théorie de la Terre. Une équipe internationale a pu décrypter, par les données du télescope spatial Herschel, que l'eau de la comète Hartley 2 ressemblait parfaitement, au niveau chimique, à celle des océans de la Terre alors que, jusqu'ici, on croyait que celle-ci avait été apportée par les astéroïdes. Lors de sa formation, la Terre était très chaude et ses petites réserves d'eau se seraient évaporées. L'eau que l'on retrouve aujourd'hui serait présente grâce au bombardement de corps célestes, quelques dizaines de millions d'années après la naissance de la Terre. La plupart des comètes viennent du nuage de Oort autour du système solaire. Les comètes de ce secteur renferment environ 50 % de glaces d'eau, bien que des analyses avaient démontré que cette eau contenait beaucoup plus de deutérium que celle de nos océans. Les chondrites carbonées, astéroïdes issus de la ceinture située entre Mars et Jupiter, similaire à notre eau, s'avéraient alors être les meilleurs candidats. Dorénavant, les comètes de type Hartley 2 rivalisent avec eux, ne provenant pas du nuage de Oort mais de la ceinture de Kuiper[27].
La présence de molécules organiques dans les comètes est un élément en faveur de la théorie de la panspermie. Un scientifique de la NASA, Richard B. Hoover (en), prétend ainsi en 2011 avoir trouvé des bactéries fossiles extraterrestres dans des comètes[28], mais la NASA a pris ses distances avec ces travaux, leur reprochant un manque d'évaluation par les pairs[29]. Les noyaux cométaires sont parmi les objets les plus sombres du système solaire avec un albedo compris entre 2 et 7 %[30].