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.

A 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.

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 1292 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, 482 apparitions représentent des retours de comètes périodiques sur le total de 1292.

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).

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).

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.

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 d'eau de, NH3, CH4, CO2, CO, N2 ... 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 du noyeau depuis la Terre.

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 mm révèle généralement une composante continue 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 CO+, N2+, CO2+, H2O+, CH+, OH+ et les ions atomiques C+ et Ca+.

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 d'ions, est droite et fait un angle de quelques degrés avec la 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 CO+. 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.

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

Document Astro5000