Unecomète (stylisée ensymbole astronomique) est, enastronomie, unpetit corps céleste constitué d'unnoyau, mélange de glace et de poussière. Elle peut être enorbite plus ou moinselliptique autour d’une étoile, ce qui l'amènepériodiquement près de cet astre, ou au contraire ne s'en approcher qu’une unique fois (par exemple, si elle suit unetrajectoire hyperbolique ou si elle se désintègre en passant trop près de l’étoile). Lorsqu'une comète franchit laligne des glaces, située à environ troisunités astronomiques duSoleil dans leSystème solaire, ses substances volatiles (dont la glace d'eau), échauffées par la proximité de l'astre, sesubliment et des jets sont expulsés, qui mélangent des gaz et de la poussière entrainée par ceux-ci. La matière éjectée génère une atmosphère ténue autour du noyau (lachevelure ou coma). Soumis à l'action de lapression de rayonnement de l’étoile et duvent stellaire, ces matériaux forment dans le voisinage de la comète deuxqueues deplasma et de poussières longues de plusieurs millions de kilomètres. La chevelure de la comète disparait dès que la comète s'éloigne de l'étoile.
SurTerre, les comètes sont parfois visibles à l’œil nu de nuit, voire de jour pour les plusbrillantes.
Dans le cas des comètes qui orbitent le Soleil, leursaphélies (point le plus distant d’une orbite héliocentrique) sont généralement situés dans les régions les plus éloignées du Soleil :système solaire externe pour les comètes de lafamille de Jupiter et decelle de Halley à une distance comprise entre 5 et30 unités astronomiques (1 au =150 millions de kilomètres), etnuage 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 recensés environ 4 600 (2024), mais compte tenu de la durée de la période orbitale de la plupart d'entre eux, 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 rayonnement,forces gravitationnelles des planètes (en particulier desplanètes géantes, telleJupiter dans notre système solaire) ainsi que celle de l'étoile, et forces de réaction produites par l'expulsion des jets de gaz et de poussière, qui rendent souvent son orbite instable à long terme. Peu dense (environ la moitié de la densité de l'eau) et constituée d'un empilement de blocs faiblement liés, une 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 estquasi 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 d'unastéroïde.
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 écritschinois datant de plus de 3 000 ans. 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 émerge grâce aux travaux, entre autres, deNewton etHalley. Ce dernier parvient pour la première fois à prédire en 1705 la date du retour de lacomète qui porte son nom. Lenoyau cométaire, petit et masqué par lachevelure lorsqu'il est à portée des télescopes, est difficile à observer. Il faut attendre l'ère spatiale pour obtenir des données plus précises dont l'intérêt scientifique est jugé très important : les comètes sont considérées comme des vestiges quasi inaltérés de laformation du système solaire et on leur attribue par ailleurs un rôle clé dans la présence d'eau sur Terre ainsi que 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 réalisent les premières images d'un noyau cométaire,Stardust ramène sur Terre un échantillon de la chevelure d'une comète etRosetta est la premièresonde spatiale (et la seule d'ici la fin de la décennie 2020) à se placer 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.
Diagramme d'Euler situant les comètes parmi les principales catégories d'objets du Système solaire.
Lors de lanaissance d'une étoile, laligne des glaces sépare la région interne dusystème planétaire (proche du proto-soleil), dans laquelle la température est trop élevée pour que la glace d'eau reste à l'état solide et ne sesublime 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 troisunités astronomiques du Soleil (au milieu de laceinture d'astéroïdes). Lespetits 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 volatils) qui font exception à cette règle car ils se caractérisent par uneorbite elliptique à cheval sur cette ligne. Lorsqu'ils la franchissent en se rapprochant du Soleil, la glace d'eau 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 laGalaxie.
Sur le plan de la nomenclature, les comètes sont rangées avec lesastéroïdes dans la catégorie despetits 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 a 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 lenoyau solide et d'autre part lachevelure (ou coma) et lesqueues 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.
Les caractéristiques dunoyau 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 unerésolution 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 (missionRosetta)[3].
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 lescomètes 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 etcomètes à longue période) ont un diamètre en moyenne plus important[4]. La comète à longue périodeHale-Bopp, dont le noyau fait60 kilomètres de diamètre, est la plus grande jamais observée.
Lapériode 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, lamasse des comètes est insuffisante pour que lagravité l’emporte sur les forces de cohésion ce qui exclut 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].
Les observations effectuées à distance à l'aide de télescopes parspectroscopie et les mesures effectuées à proximité par plusieurs missions spatiales indiquent que le noyau cométaire est un corps solide constitué pour moitié de glaces (essentiellementd'eau, ainsi que demonoxyde de carbone,dioxyde de carbone,méthane,éthane,acétylène) et pour moitié de matières météoritiques agglomérées (modèle dit de la« boule de neige sale » proposé parFred Whipple en 1950,« modèle en couche » proposé parMichael J. Belton à la suite de la missionDeep Impact). Ces glaces sesubliment (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, oucoma (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 lasublimation des glaces proches de la surface[8]. Cette chevelure est entourée d'un nuage d'hydrogène atomique produit parphotodissociation 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 % demonoxyde de carbone, 3 % dedioxyde de carbone, 2 % deméthane, moins de 1,5 % d'ammoniac et 0,1 % d'acide cyanhydrique.
Composants d'une comète lorsqu'elle devient active à proximité du Soleil.
Les gaz ionisés et les poussières éjectés et formant la chevelure sont repoussés dans le voisinage de la comète par lapression de radiation solaire et le champ magnétique généré par levent solaire. Si la comète est suffisamment active, la poussière et les gaz qui forment desqueues deviennent visibles. Une comète importante possède en général deux queues visibles aux dimensions considérables (des longueurs de 30 à80 millions de kilomètres sont relativement fréquentes)[10] :
la queue de poussière, plus large et de couleur blanchâtre, est constituée des poussières les plus fines (de diamètre en général inférieur au dixième de millimètre), qui sont facilement repoussées par lapression de radiation solaire compte tenu de leurs faibles 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 deFiodor 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)[11][réf. incomplète] ;
la queue deplasma, de couleur bleue et rectiligne, est composée de particules ionisées qui sont repoussées par levent solaire. Cette queue se maintient dans la direction du vent solaire, comme une ombre duSoleil. Sa direction évolue donc à mesure que la comète contourne l'astre. Les particules qui la composent se déplacent à grande vitesse (de l'ordre de500km/s). Les changements de polarité duchamp magnétique solaire produisent des ruptures dans la queue de plasma, qui se reconstitue dans les heures qui suivent.
Une troisième enveloppe, invisible avec des instruments optiques mais décelée grâce à laradioastronomie, est la queue d'hydrogène qui s'étend sur des dimensions considérables, uneanti-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.
Animation montrant la circulation d'une comète sur son orbite et la position du Soleil à l'un des foyers de l'ellipse, l'apparition de la queue et l'évolution de sa direction ainsi que l'accélération de la vitesse orbitale au voisinage du périhélie. Légende : A : Soleil, B :Pluton, C : Comète.
Une comète, à de rares exceptions près décrites plus loin, orbite autour duSoleil en circulant sur uneellipse extrêmement allongée dont cet astre constitue un desfoyers. Le point de cette orbite le plus distant du Soleil est l'aphélie tandis que le plus proche est lepérihélie. Comme pour tout corps céleste en orbite, l'orbite d'une comète est définie par six paramètres, leséléments orbitaux.
La forme de l'ellipse parcourue par la comète est définie par deux de ces paramètres :
ledemi-grand axe, notéa, 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 1unité astronomique (notée « au », soit environ150 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, notéee, 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.
À partir de ces deux seuls paramètres, on peut calculer deux autres caractéristiques importantes de l'orbite d'une comète :
lapériode de révolution, notéeP, 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.
Illustration de la loi des aires : chaque intervalle correspond à 5 % de la période. Pour que la surface des triangles A1SA2 et P1SP2 soient identifiques, la vitesse orbitale près du Soleil doit être d'autant plus élevée que l'ellipse est allongée).
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 :
Les comètes sont rangées officiellement dans plusieurs catégories en fonction des caractéristiques de leur orbite : comètes à courte et longue période, comprenant plusieurs sous-familles. Une terminologie spécifique non officielle désigne des catégories de comète en fonction de leur activité, de lamagnitude près du Soleil et de leur origine.
Les comètes sont classifiées en fonction de la taille de leur orbite, c'est-à-dire de la longueur dudemi-grand axe de l'ellipse qu'elles parcourent et donc de la distance entre le Soleil et leuraphélie (point de leurorbite le plus éloigné du Soleil). On distingue deux grandes populations : les comètes à courte période et les comètes à longue période.
Les comètes à courte période parcourent leur orbite en moins de 200 ans. Leur aphélie se situe dans lesystème solaire externe, où circulent lesplanètes géantes (Jupiter,Saturne,Uranus etNeptune) à une distance du Soleil comprise entre 5 et 30 unités astronomiques (au). Ces comètes sont rangées dans plusieurs sous-familles : lescomètes de la famille de Jupiter, caractérisées par une période orbitale inférieure à20 ans et dont l'aphélie est située au niveau de l'orbite de Jupiter, et lescomètes de la famille de Halley, dont l'aphélie est située au niveau de l'orbite de Saturne ou au-delà[12],[13]. Lescomètes quasi-Hilda constituent une sous-famille descomètes joviennes, qui présentent la particularité d'être fortement perturbées par la planète Jupiter et peuvent être temporairement capturées par celle-ci. La plus connue de ces comètes estShoemaker-Levy 9, qui en 1994 s'est disloquée en plusieurs fragments qui sont entrés en collision avec la planète géante.
L'orbite des comètes à longue période a une excentricité proche de 1 et leur aphélie se situe dans lenuage d'Oort, aux confins du système solaire, entre 2 000 et 50 000 (voire 200 000) unités astronomiques du Soleil. Celles dont l'orbite est la plus éloignée parcourent leur orbite en plusieurs milliers, voire plusieurs millions, d'années. Les limites du nuage de Oort font encore débat. La taille réduite des objets qu'il contient et leur éloignement ne permet aucune observation directe. Sa structure doit être imaginées à travers les rares représentants qui passent par lesystème solaire interne et une modélisation de l'évolution historique du système solaire. 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 (lenuage de Hills), tandis qu'une minorité proviendrait de la partie externe (entre 20 000 et 200 000 au), beaucoup moins dense[13].
À chaque passage près du Soleil, une comète perd une partie de son eau. Cette caractéristique conduit à distinguer lescomètes 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 épuisé leurs ressources en eau lors de survols antérieurs du Soleil (comète éteinte ou dégazée). Une sous-catégorie est constituée par lescomètes dynamiquement nouvelles (en anglais DNC ouDynamically New Comet), qui sont des comètes à longue période venant dunuage de Oort et effectuant leur premier passage près du Soleil en deçà de laligne des glaces, et qui sont donc potentiellement vierges de toute altération depuis leur formation à lanaissance du système solaire[14].
Lescomètes de la ceinture principale (renommées plus récemmentastéroïdes actifs) sont des objets mineurs dont l'orbite est similaire à celle desastéroïdes de laceinture principale d'astéroïdes (dont 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 portion de leur trajectoire. Ces comètes ne devraient pas exister dans la mesure où elles circulent depuis des milliards d'années à l'intérieur de laligne des glaces située à trois unités astronomiques dans le système solaire, donc que 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. La théorie la plus courante est que cette activité cométaire découlerait d'un impact subi par l'astéroïde qui aurait exposé des glaces enfouies sous sa surface. Ces réserves seraient constituées uniquement de glace d'eau dans un état cristallin, toutes les autres substances volatiles ne pouvant se conserver sur une période aussi longue.Elst-Pizarro est le premier astéroïde découvert de ce type, lors d'une observation effectuée en 1996[15]. Une trentaine d'astéroïdes actifs ont été identifiés courant 2018[16],[17].
Desexocomètes, c'est-à-dire des comètes circulant dans un autresystème planétaire, ont été observées de manière indirecte — par photométrie ou spectrométrie — à l'aide detélescopes spatiaux spécialisés. L'analyse de la lumière émise par leur étoile, plus précisément des changements de sonspectre, permet de détecter le transit des comètes devant l'astre. C'est ainsi qu'en 2022 des astronomes, en utilisant les données collectées par le télescopeTESS de la NASA, ont pu identifier une trentaine de comètes gravitant autour de la jeune étoileβ Pictoris (20 millions d'années)[18]
La probabilité de la visite de l'une de ces exocomètes dans lesystème solaire n'est pas nulle compte tenu 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 1012planétésimaux (1 000 milliards), qui partent ainsi à la dérive[19].
Les comètes interstellaires, sont une sous-classe d'objet interstellaire. Elles sont situées dans l'espace interstellaire et non liées gravitationnellement à une étoile.
On utilise aussi ce terme pour désigner ces objets lorsqu'ils entrent dans le Système solaire[réf. nécessaire].
Certaines sont potentiellement des ex-exocomètes éjectées hors de leur système planétaire, mais l’origine exactes des comètes interstellaires est actuellement hypothétique, car ce sont des objets récemment découverts.
À la date de, seules deux de ces comètes ont été découvertes dans le système solaire[Note 3] :
2I/Borissov, passée à environ 2 unités astronomiques du Soleil en. Elle a pu être observée longuement, ce qui a permis de déterminer que son diamètre était inférieur à400 mètres et que saexcentricité était particulièrement élevée (3,36) tout comme sa vitesse (32km/s). L'analyse spectrométrique a indiqué une composition peu fréquente dans les comètes du système solaire : une proportion d'eau peu élevée, une faible proportion decarbone diatomique, un taux élevé demonoxyde de carbone et d'acide aminé (R-NH2)[20] et un ratiomonoxyde de carbone/eau compris entre 35 % et 105 % alors que le ratio habituel est de 4 %[21].
3I/ATLAS, découverte le et qui devrait passer à environ 1,4 unité astronomique du Soleil en octobre 2025.
Le termecomète non périodique a été utilisé historiquement par opposition auxcomètes dites périodiques, dont on avait pu observer plusieurs passages. Il désignait donc des comètes dont lapériode de révolution était trop importante pour avoir été observée plus d'une fois. Cette appellation est impropre dans la mesure où pratiquement toutes les comètes sont par nature périodiques (la seule exception observée est la comète2I/Borissov, qui avait une origine extrasolaire et est passée dans lesystème 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 des comètes périodiques dont l'orbite a été modifiée en se rapprochant du Soleil. Elles ont subi desperturbations gravitationnelles, de la part par exemple desplanètes 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[12].
Lescomètes dites rasantes présentent la particularité de passer très près du Soleil, à quelques milliers de kilomètres de sa surface. Elles sont très différentes des autres comètes car elles sont de très petite taille (quelques mètres de diamètre), mais deviennent lumineuses du fait de la volatilisation de leurs roches lors leur passage près du Soleil, auquel les plus petites d'entre elles ne survivent généralement pas. Lorsqu'elles sont plus grandes, elles peuvent survivre à plusieurs passages près de l'astre mais l'importante évaporation et lesforces de marée entraînent souvent leur fragmentation. La majeure partie de ces comètes sont issues de la fragmentation d'une comète mère. C'est le cas par exemple des comètes rasantes dugroupe de Kreutz, qui passent à 0,006 au de la surface du Soleil[22],[23].
Unegrande 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. Le passage périodique de la comète de Halley lui a valu à plusieurs reprises ce qualificatif, mais les autres « grandes comètes » effectuaient leur premier passage dans le système solaire interne ou leur passage précédent remontait à des milliers voire des millions d'années[24].
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 duquel 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.
LeSystème solaire est né de la contraction d'unnuage interstellaire qui a formé undisque d'accrétion. Selon la théorie dominante, les corps à l'origine des comètes se sont formées durant cette phase — probablement dans les régions où étaient en train d'apparaitre les planètesUranus etNeptune — 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 parinteraction gravitationnelle circularisé leur orbite. Tout ce processus aurait donné sa forme actuelle aunuage d'Oort principal réservoir de comètes : sphérique et placé aux confins du système solaire[25].
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 lesforces de marée découlant des déplacements du système solaire lorsqu'il traverse leplan galactique ou lorsqu'il rencontre unnuage moléculaire[25].
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 lesplanètes géantes du système solaire. Après leur passage par un stade intermédiaire decentaure, leur orbite aurait été une deuxième fois perturbée, déplaçant leurpérihélie dans le système solaire interne (entre Mars et le Soleil).
Montage de photos successives de la surface de la comète67P/Tchourioumov-Guérassimenko prises par la sonde spatialeRosetta de l'Agence spatiale européenne. La comète est en pleine phase active. La photo montre les poussières, les traces des rayons cosmiques (traits blancs) et les étoiles en arrière plan (petites taches blanches animées d'un mouvement descendant).
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 laceinture d'astéroïdes. Les substances volatiles qui sont éjectées 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[26].
Les éjections de gaz et de poussière ne se produisent pas sur toute la surface et sont irrégulières. 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. Pour67P/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<[27],[28].
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 perdu10,5 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 de70 centimètres d'épaisseur[29].
Lorsqu'une comète passe à proximité des grosses planètes (essentiellementJupiter), elle subit desperturbations 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 dupérihélie, expulsion du système solaire ou destruction par éclatement ou collision avec le Soleil ou une planète.
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 deglace 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 unecomète éteinte (ou dormante). Par bien des aspects (en particulier l'albédo très faible), une comète qui n'est plus active a une apparence similaire à unastéroïde carboné. L'origine cométaire de plusieurs astéroïdes a pu être retracée, notamment pour l'astéroïde(4015) Wilson-Harrington, qui s'est avéré avoir été précédemment découvert en tant que la comète 107P/Wilson-Harrington. Il est probable qu'une partie des astéroïdes (en particulier près de la moitié desastéroïdes géocroiseurs) soient ainsi d'anciennes comètes[30],[31].
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, ditedormante, 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[30].
La destruction de la comète par éclatement a pu être fréquemment observée. Lenoyau cométaire est un empilement de blocs peu dense maintenus ensemble par des forces de cohésion très faibles. Laforce de marée découlant du passage près d'uneplanète géante (notammentJupiter) ou duSoleil peut être suffisante pour faire éclater le noyau en de multiples fragments. Lescomètes dites rasantes (principalement rattachées augroupe de Kreutz), dont l'orbite frôle le Soleil, sont fréquemment détruites de cette manière[30]. La plus ancienne observation de l'éclatement d'une comète remonte à 1846, lorsque les observateurs constatèrent que3D/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[32].
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 substances 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[30]. L'un des cas de désintégration de ce type les plus spectaculaires est l'explosion de17P/Holmes en 2007 qui aurait dégagé une énergie évaluée à 24 000 tonneséquivalent 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 lacomète 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 demonoxyde de carbone et dudioxyde de carbone qui se produit à des températures beaucoup plus basse que la glace d'eau[32].
Photo deJupiter montrant les traces de l'impact des fragments de la comèteShoemaker-Levy 9 (tâches noirâtres) en.
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 comèteShoemaker-Levy 9 avec la planète Jupiter[30].
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 uneorbite 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[30].
LeCentre des planètes mineures qui centralise les découvertes et le suivi de tous lespetits corps du système solaire du système solaire (comprend également lesplanètes naines,astéroïdes,centaures et lesobjets transneptuniens) avait recensé courant 4 594 comètes sur un total de 1 350 505 petits corps[33]. Chaque année, environ50 nouvelles comètes sont identifiées. Ainsi, sur la période allant de à,51 nouvelles comètes ont été observées, dont 19 à courte période et 32 à longue période. Par ailleurs,13 comètes ont effectué un deuxième passage observé près du Soleil (les comètes ayant effectué plus de deux passages ne font pas l'objet d'un recensement spécifique). Enfin,5 objets mineurs identifiés jusque là comme des astéroïdes ont été reclassés dans la catégorie des comètes[34].
Courant 2022, les astronomes connaissaient440 comètes à courte période ayant effectué au moins deux passages près du Soleil. Comme vu plus haut, on découvre régulièrement de nouvelles comètes à courte période, mais celles qui sont très actives ont été pratiquement toutes 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 actives. Elles n'ont fait qu'un seul passage dans le système solaire interne et ont donc été peu altérées par le Soleil, donc conservent leurs caractéristiques d'origine[35].
Comme toutes les comètes à l'ellipse très allongée, on ne sait pas si sa trajectoire est effectivement hyperbolique. Si ce n'est pas le cas, la période se chiffre sans doute en millions d'années.
L'hypothèse que l'eau de la Terre proviendrait des comètes a été formulée dès 1696 parWilliam Whiston dans saNouvelle Théorie de la Terre. Une équipe internationale a pu déduire, par les données du télescope spatialHerschel, que l'eau de la comèteHartley 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 desa 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 dunuage de Oort autour du système solaire. Les comètes de ce secteur renferment environ 50 % de glaces d'eau, bien que des analyses aient démontré que cette eau contenait beaucoup plus dedeutérium que celle de nos océans. Leschondrites carbonées, astéroïdes issus de laceinture située entre Mars et Jupiter comprenant une eau similaire à la nôtre, s'avéraient alors être les meilleurs candidats. Dorénavant, les comètes de typeHartley 2 rivalisent avec eux, ne provenant pas du nuage de Oort mais de laceinture de Kuiper[38].
La Terre s'est formée il y a 4,5 milliards d'années mais, selon la plupart des théories en vigueur, la vie n'y est apparue qu'après legrand bombardement tardif qui s'est achevé il y a3,8 milliards d'années. Durant cette phase cataclysmique, caractérisée par une notable augmentation des impactsmétéoriques ou cométaires sur lesplanètes telluriques[39], la Terre était beaucoup trop chaude et les océans avaient été vaporisés, ce qui ne permettait pas l'apparition de la vie. Lesfossiles les plus anciens remontent à3,6 milliards d'années, ce qui indique que la vie est très vite apparue après cet épisode. Cette brièveté et l'absence initiale des molécules nécessaires pour créer la vie donnent à penser que celles-ci ont été apportées sur Terre par les comètes venues percuter la Terre[40].
La présence demolécules organiques dans les comètes est un élément en faveur de la théorie de lapanspermie. Un scientifique de laNASA,Richard B. Hoover(en), prétend ainsi en 2011 avoir trouvé des bactéries fossiles extraterrestres dans des comètes[41], mais la NASA a pris ses distances avec ces travaux, leur reprochant un manque d'évaluation par les pairs[42]. Les noyaux cométaires sont parmi les objets les plus sombres du système solaire avec unalbedo compris entre 2 et 7 %[43].
Les comètes, comme lesastéroïdes géocroiseurs, ont une orbite qui coupe souventcelle de la Terre et sont donc susceptibles de heurter dans le futur notre planète. Compte tenu de leur taille et de leur vitesse, l'impact est susceptible de rayer l'humanité à la surface de Terre. L'extinction des dinosaures il y a65 millions d'années a été ainsi un temps attribuée à l'impact d'une comète, mais désormais la thèse privilégiée est que l'impacteur était un astéroïde[44].
Lesessaims 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 leradiant, 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, lesGémeaux pour les Géminides). Les poussières cométaires, lorsqu'elles pénètrent dans lahaute 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.
Les premières interprétations sur la nature des comètes viennent de laphilosophie naturelle grecque.Aristote, dans son traitéDu ciel, divise lecosmos en monde céleste, composé d'éléments sphériques parfaits, et monde sublunaire, aux objets imparfaits. Dans son traitéMeteorologia, le philosophe classe les comètes dans le monde sublunaire : elles sont selon lui des phénomènes atmosphériques de lasphère de l'air remontant dans la sphère du feu. Au contraire, lespythagoriciens considèrent qu'il s'agit deplanètes rarement observables.Diodore de Sicile y voit des poutres enflammées alimentant le soleil[48]. Chez les Romains,Sénèque reprend la théorie d'Apollonios de Myndos[49], selon laquelle les comètes sont des astres errants revenant à des périodes trop longues à l'échelle d'une vie humaine[50].
Les comètes étaient vues autrefois comme un halo lumineux qui apparaissait épisodiquement dans le ciel et qui était interprété, selon son aspect et selon le contexte historique, comme un signe de bon ou mauvais augure. En 1696 encore,William Whiston, dans saNouvelle Théorie de la Terre, avance que lacomète de 1680 est celle qui provoqua leDéluge lors d'un passage juste au-dessus de la Terre. Il soutient que les comètes sont responsables des catastrophes qu'a connues la Terre tout au long de son histoire et qu'elles sont guidées par la volonté divine :« La Terre selon lui existait dans le chaos avant la création dont parle Moïse et cette création n'eut d'autre effet que de lui donner une forme et une consistance propres à la mettre en état de servir d'habitation au genre humain. La Terre dit cet auteur devenue fertile et peuplée au temps de la création conserva cette forme et cette consistance jusqu'au dix-huitième jour de novembre de l'année 2565 avant la période julienne où elle eut le malheur de rencontrer et de traverser l’atmosphère d'une grande comète dont la queue l'inonda d'un immense volume d'eau ce qui produisit le mémorable fléau du déluge universel rapporté dans l'écriture, fléau d'où sont nés tous les ravages toutes les altérations tous les phénomènes physiques qu'on observe à la surface et dans intérieur de ce globe[53]. »
La nature véritable des comètes comme leur périodicité n'ont été trouvées qu'à partir de laRenaissance. En 1531,Petrus Apianus etGirolamo Fracastoro observent indépendamment que la queue des comètes est orientée à l'opposé duSoleil (des astronomes chinois auVIIe siècle l'avaient déjà remarqué), mettant ainsi en évidence l'effet desvents solaires[54].Tycho Brahe (1546-1601) montre en 1577, grâce au phénomène deparallaxe, que les comètes ne sont pas un phénomène sublunaire comme on le croyait couramment à son époque. En 1609,Johannes Kepler suppose, dans son ouvrageDe cometis, que les comètes naissent par génération spontanée et suivent une trajectoire rectiligne à une vitesse variable. En 1652, il est contredit parPierre Gassendi qui, dans sonTraité sur les comètes, leur attribue une vitesse constante, et parSeth Ward (1617-1689), qui comprend qu'elles suivent desellipses, d'où le fait qu'elles ne soient visibles que lorsqu'elles sont suffisamment proches de la terre et du soleil.
Après avoir d'abord réfuté cette théorie,Isaac Newton (1643-1727) prouve que les comètes obéissent aux mêmes lois demécanique céleste que les planètes et possèdent unemasse. En utilisant certaines de ces observations, dont plusieurs effectuées par lui-même, Isaac Newton élabore la théorie du mouvement des comètes dans le cadre de saLoi universelle de la gravitation et établit ainsi pour la première fois leur appartenance ausystème solaire. Dans la première édition de sesPrincipia, Newton hésite à attribuer aux orbites cométaires la forme de paraboles ou celle d'ellipses très allongées, plus apparentées aux trajectoires des planètes[55].John Flamsteed propose en 1680 une relation d'attraction-répulsion entre comètes et Soleil.
La seconde des hypothèses envisagées par Newton reçoit un appui décisif lorsqu'en 1695 l'un de ses amis, l'astronome et mathématicienEdmond Halley (1656-1742), se persuade de l'identité probable de certaines comètes dont il s'est efforcé de calculer les éléments de trajectoires (les apparitions cométaires de 1531, 1607 et 1682 ne seraient en fait qu'une seule et même comète). Annoncé par Halley en 1705 et précisé parAlexis Claude Clairaut en, le retour de la « comète de 1682 », observée à l'époque par Halley lui-même et qui sera bientôt appelée « comète de Halley », se réalise le, date du passage de la comète à sonpérihélie. La valeur symbolique du retour de cet astre — qui n'est pas le plus remarquable ni le plus étudié et qui lui vaut une place privilégiée aussi bien dans les observations des astronomes que dans l'attention d'un vaste public — tient dans le fait qu'il s'agit du premier retour prévu d'une comète et, pour le monde scientifique, qu'il s'agit de la plus éclatante vérification de la loi de gravitation universelle, tandis que sont définitivement éclaircis les principes de la théorie des comètes. La dernière version de l'étude de Halley, réalisée en 1717, doit être jointe à des « Tables astronomiques » qu'il vient de calculer, mais le tout n'est publié qu'après sa mort en version latine (1749), en version anglaise (1752) et en traduction française (1759). Toutefois la « prévision » de Halley est reprise dans les éditions et traductions successives desPrincipia de Newton ainsi que dans divers traités d'astronomie[55].
En tenant compte des études théoriques deJoseph-Louis Lagrange (1736-1813),Pierre-Simon de Laplace (1749-1827),Carl Friedrich Gauss (1777-1855), le retour suivant de la comète de Halley, celui de 1835, est l'objet de plusieurs prévisions, dont les meilleures se révèlent exactes à trois ou quatre jours près. La technique actuelle de calcul des orbites cométaires reprend avec de puissants ordinateurs la méthode de variation des éléments de la trajectoire introduite parPhilip Herbert Cowell etAndrew Crommelin (1865–1939) en 1910, en ajoutant, à l'ensemble des forces de gravitation classiques agissant sur la comète, des forces complémentaires non gravitationnelles de réaction, dues à l'éjection de matière cométaire sous l'action des rayons du Soleil. La prise en compte de ces dernières forces, introduites depuis 1973 à l'instigation deBrian G. Marsden (1937-2010), Z. Sekanina et D. K. Yeomans, permet d'améliorer suffisamment les calculs antérieurs et de reconstituer avec beaucoup de vraisemblance les caractéristiques essentielles des trajectoires cométaires correspondant à 1 109 apparitions de comètes attestées de -239 à[55].
La connaissance des comètes progresse rapidement auxixe siècle. En 1812, l'astronome allemandHeinrich Olbers avance que les queues des comètes seraient constituées de particules solides repoussées par le Soleil. En 1819, l'astronome françaisFrançois Arago découvre que lapolarisation de la lumière émise par une comète n'émane pas de ce corps mais qu'elle résulte de la réflexion de la lumière du Soleil. Malgré plusieurs siècles d'observations réalisées à l'aide de télescopes terrestres, les astronomes avaient très peu d'informations sur leur composition et leur origine. À partir de la deuxième moitié duxixe siècle, le développement de laphotographie et de laspectroscopie permet de collecter de nouvelles informations sur la composition des comètes. La première photographie d'une comète est réalisée en 1858. L'ItalienGiovanni Donati effectue en 1864 la première observation spectrale,Tempel, tandis que l'AnglaisWilliam Huggins réalise en 1881 le premierspectre photographique de laGrande comèteC/1881 K1[56]. Les astronomes découvrent des corps dont les caractérisques sont à la fois complexes et très variables. L'étude desraies spectrales permet d'identifier les principaux composants présents : ce sont des molécules contenant des atomes d'hydrogène, d'oxygène, decarbone et d'azote ainsi que des particules de poussières de typesilicate[57],[58].
Le modèle de Jan Oort est raffiné dans les années 1980, notamment par l'AméricainJack Hills. Celui-ci estime que, compte tenu de la position proposée du réservoir de comètes aux marges du système solaire et de l'influence gravitationnelle des étoiles voisines et de lamarée galactique, le nuage de Oort aurait dû se vider de son contenu depuis la formation du système solaire. Il propose donc que le réservoir principal des comètes à longue période se situe beaucoup plus près du Soleil, à environ 20 000 au de celui-ci. Baptisénuage de Hills (ou nuage de Oort interne), ce réservoir réapprovisionnerait régulièrement le nuage de Oort externe, dont la population serait beaucoup plus réduite.
L'acquisition de données scientifiques sur les comètes ne peut se faire à distance pour une grande partie d'entre elles. En effet, la taille dunoyau cométaire très réduite (diamètre généralement inférieur à20 kilomètres) et la présence d'unechevelure ne permettent pas de collecter des données suffisamment précises à l'aide de télescopes. Il est donc nécessaire d'envoyer des engins spatiaux à leur rencontre. Ce type demission spatiale doit surmonter deux difficultés. D'une part, l'orbite d'une comète très elliptique leur confère une vitesse très élevée à proximité du Soleil, par ailleurs souventrétrograde, ce qui rend très difficile la synchronisation de l'orbite de l'engin spatial et de la comète. Pour cette raison, toutes les missions ont effectué un simple survol très court à une vitesse relative atteignant plusieurs dizaines de kilomètres par seconde, à l'exception deRosetta qui s'est placée en orbite autour d'une comète relativement lente car à très courte période. Une autre source de difficultés est constituée par le nuage de particules qui entourent le noyau et qui sont animées d'une très grande vitesse. Malgré leur petite taille, cette vitesse se traduit par uneénergie cinétique qui peut endommager l'engin spatial et ses instruments.
L'étude des comètes progresse considérablement durant l'ère spatiale, grace à l'envoi de dix missions spatiales à la rencontre de comètes, dont quatre permettent des percées scientifiques notables.
La première mission spatiale survolant une comète n'est à l'origine pas dédiée à cette d'étude.ISEE 3 est un petit engin spatial développé conjointement par l'Agence spatiale européenne (ESA) et laNASA et lancé en 1978 pour étudier les interactions entre levent solaire et lamagnétosphère terrestre. Après quatre ans de fonctionnement, la NASA décide d'affecter la sonde spatiale à une nouvelle mission (baptiséeICE), dont l'objectif est l'observation de la comèteGiacobini-Zinner. Après avoir effectué plusieurs manœuvres, lasonde spatiale passe à 7 800 kilomètres dunoyau cométaire le. Elle est dépourvue de caméras, mais ses instruments lui permettent de caractériser les particules, les champs et les ondes lors de sa traversée de la queue de plasma[61].
Giotto (1985-1992) : première observation du noyau cométaire
Photo de lacomète de Halley prise par la sonde spatialeGiotto alors qu'elle survole la comète à une distance de 2 000 kilomètres.
À la fin des années 1970, alors que les missions spatialesPioneer etVoyager de la NASA achèvent la première étudein situ des lointaines planètes dusystème solaire externe (Jupiter,Saturne...), lespetits corps du système solaire (astéroïdes, comètes,Pluton) deviennent la « Nouvelle Frontière » de l'exploration spatiale. À l'époque, peu de données ont pu être collectées sur lenoyau des comètes. Celui-ci est trop petit pour être observé avec un télescope lorsqu'il est loin du Soleil, et est masqué par sachevelure lorsqu'il s'en approche. La présence même d'un noyau cométaire solide reste à confirmer, tandis que sa taille, sa forme, sa composition et les processus à l'origine de sa chevelure et de sesqueues restent méconnus[62]. Le passage près du Soleil de lacomète de Halley, bien connue et très active, qui doit avoir lieu en 1986, mobilise les principalesagences spatiales (soviétique, japonaise, américaine et européenne), qui décident de lancer à sa rencontre plusieurssondes spatiales pour la première étudein situ d'un noyau cométaire. Dans cette flotte d'engins spatiaux,Giotto doit effectuer les principales investigations. C'est initialement une mission conjointe de l'Agence spatiale européenne (ESA) et de la NASA, mais cette dernière, confrontée à des difficultés financières, abandonne le projet et l'ESA décide de développer seule la sonde spatiale, qui constitue la première véritable mission de l'agence dans l'espace interplanétaire[63].
Une minuscule particule de roche collectée parStardust et ramenée sur Terre. Composée deforstérite, un type d'olivine, elle n'a pu se former qu'à haute température, donc près du Soleil.
La missionStardust est développée par l'agence spatialeaméricaine, laNASA, dans le but de ramener sur Terre des échantillons de la chevelure d'une comète afin de pouvoir les analyser avec les instruments les plus puissants disponibles dans les laboratoires. L'enjeu scientifique est considérable. La théorie qui fait consensus à l'époque est que les comètes ont, dès le début de laformation du système solaire, échappé aux transformations subies par les autres corps. En mettant la main sur les matériaux de la comète, les scientifiques espèrent à la fois disposer d'informations sur la matière originelle ayant formé le système solaire (et donc sur la composition d'autres étoiles d'où elle provient) et obtenir indirectement des informations clés permettant de reconstituer le processus de formation du système solaire[64].
La collecte des échantillons est un succès. La sonde spatiale traverse en 2004 la chevelure de la comète81P/Wild 2 et parvient à recueillir de minuscules grains de poussière, malgré la vitesse relative très élevée, grâce à un système de capture rempli d'aérogel. Après leur retour sur Terre dans une capsule, les grains de poussière analysés mettent en évidence un processus de formation qui contredit complètement les hypothèses scientifiques. Les poussières sont constituées notamment dechondres et d'inclusions minérales riches en calcium et en aluminium, qui ne peuvent se former qu'à des températures très élevées qui n'existaient qu'à proximité immédiate du Soleil. Ce constat remet en question l'absence d'altération des matériaux des comètes durant le processus de formation du système solaire. Prenant en compte ces données, la nouvelle théorie est que les comètes se sont bien formées loin du Soleil (au-delà de Neptune) mais qu'elles ont agrégé la glace trouvée sur place et des roches qui ont été transportées depuis le système solaire interne. Le processus à l’œuvre dans ce déplacement reste à définir précisément. Les chercheurs trouvent néanmoins également, dans les échantillons ramenés par la mission, des poussières provenant d'autres étoiles non transformées qu'ils identifient grâce à leurcomposition isotopique inhabituelle. Enfin, alors que les scientifiques s'attendaient à ce que le noyau présente une surface pratiquement dépourvue de relief, les photos prises par la sonde spatiale durant le survol montrent un paysage très accidenté comprenant des falaises, des cavités d'un kilomètre de diamètre et des pics de plusieurs centaines de mètres[64]. Après avoir mené à bien sa mission principale, la sonde spatiale est redirigée vers une deuxième comète,Tempel 1, qu'elle survole en en passant à 190 km de son noyau. Ses observations permettent de compléter celles sur les conséquences de l'impact artificiel déclenché par la missionDeep Impact (voir paragraphe suivant)[65].
La récupérationin situ n'est pas l'unique moyen de récupérer de la matière cométaire. LaTerre traverse continuellement divers nuages de poussières stellaires, notamment de la matière cométaire lorsque l'orbite de la Terre coïncide avec le sillage d'une comète. C'est ainsi que depuis 1982, la NASA récupère, à l'aide d'avions pouvant voler à haute altitude, de la poussière cométaire[66].
Deep Impact (2005-2013) : la structure interne du noyau dévoilée
Image enhaute définition prise par la sonde spatialeDeep Impact67 secondes après l'impact.
Au début des années 2000, plusieurs sondes spatiales ont pu effectuer des observations d'un noyau cométaire en le survolant, mais les caractéristiques de sa structure interne restent incertaines. La NASA décide de développer une mission spatiale à cout réduit destinée à étudier celle-ci en créant un cratère artificiel dévoilant le sol sous-jacent. La sonde spatialeDeep Impact est lancée le. Arrivée le à portée de la comète9P/Tempel 1, elle éjecte unimpacteur de370 kilogrammes. Celui-ci percute sa surface à une vitesse de10km/s, dégageant une énergie considérable (4,5 tonneséquivalent en TNT). L'impact soulève un nuage de matériau de forme conique qui continue à s'élever pendant une heure. Les photos prises par la missionStardust six ans plus tard révèlent qu'un cratère de150 mètres de diamètre s'est formé et la quantité de matériau expulsé est estimée à 1 000 tonnes. La comparaison des proportions de poussière et de vapeur d'eau démontre que Tempel/1 est plus uneboule de poussière glacée qu'uneboule de neige sale. Par ailleurs, ladensité, déduite de la vitesse avec laquelle le cône de débris s'est soulevé, est évaluée à 0,6, donc nettement inférieure à celle de l'eau. Les scientifiques en déduisent que le noyau cométaire est largement constitué de cavités. Les observationsspectrales des éjectas réalisées par l'observatoire spatialinfrarougeSpitzer permettent d'identifier à la fois des matériaux issus de la nébuleuse à l'origine du système solaire, qui n'ont pas été transformés, et dessilicates, qui n'ont pu se former qu'à une température de700°C donc à proximité du Soleil. Pour la première fois, des plaques de glace d'eau sont observées à la surface d'un noyau cométaire. L'absence de dégazage consécutif à l'impact, alors que la comète se situait à proximité de sonpérihélie, tend à prouver que les impacts desmétéoroïdes ne peuvent provoquer ce type de phénomène[65].
Rosetta (2004-2015) : première étude détaillée d'une comète
Rosetta est une des quatre missions pivot sélectionnées en 1985 par l'Agence spatiale européenne (ESA) pour son programme scientifiqueHorizon 2000, qu'elle vient de mettre sur pied. L'objectif en est d'étudier une comète et de ramener sur Terre un échantillon de ce corps primitif. Les scientifiques estiment à l'époque que, contrairement aux astéroïdes, la comète est restée pratiquement inchangée depuis la formation du système solaire. Les données collectées devraient permettre d'obtenir des informations clé sur la formation du système solaire. La mission est d'emblée un projet conjoint ESA-NASA, mais en 1993 l'agence spatiale américaine, confrontée à des restrictions budgétaires, met fin à sa participation. Par la suite, le retour d'un échantillon sur Terre, trop couteux, est abandonné. Le nouveau scénario prévoit désormais que la sonde spatiale se mette en orbite autour d'une comète et l'accompagne durant son approche du Soleil. Un ou deux petits atterrisseurs doivent se poser à la surface du noyau cométaire pour effectuer des mesuresin situ[67].
La sonde spatiale européenne est lancée le et, après avoir survolé les astéroïdesŠteins () etLutetia (), se met en hibernation. Elle se met en orbite à 100 km autour de la comète67P/Tchourioumov-Guérassimenko dix ans après son lancement, le, ce qui constitue une première technologique. Les images dehaute définition sont transmises, révélant de nombreux détails de l'astre.Philae, un petitatterrisseur, se pose sur son noyau le[68]. Elle permet pour la première fois d'observer l'éveil de l'activité cométaire au fur et à mesure de son approche du Soleil et d'étudier de manière détaillée la morphologie du noyau, le processus desublimation et la composition de la surface dunoyau cométaire et de lachevelure[69].
Comet Interceptor (lancement prévu en 2029) : première observation d'une comète à longue période
L'Agence spatiale européenne prévoit de lancer en 2029 la sonde spatialeComet Interceptor, qui doit étudier en la survolant une comète à longue période ou éventuellement, même si la probabilité est plus faible, unobjet provenant d'un autre système solaire. Il s'agit d'une première car, jusque-là, toutes les comètes observées par des missions spatiales étaient des comètes à courte période qui avaient effectué auparavant plusieurs passages près du Soleil et qui aveint été partiellement transformées par ces passages dans le système solaire interne. L'objectif scientifique deComet Interceptor est de collecter des données sur le matériau à l'origine laformation du système solaire et de fournir ainsi de nouvelles données sur son déroulement et sur les matériaux de lanébuleuse solaire. La sonde spatiale doit être placée aupoint de Lagrange L2 en position d'attente. Des moyens d'observation terrestres puissants, comme l'observatoire terrestre Vera Rubin (ex LSST), qui doit entrer en service en 2025, seront utilisés pour identifier une cible et mesurer son orbite suffisamment à l'avance pour que la sonde spatiale puisse se placer sur une trajectoire d'interception avant que l'objet céleste ne s'approche du Soleil[70].
Liste des survols de comète par des missions spatiales effectuées ou planifiées[69]
Première mise en orbite autour d'une comète. Analyse détaillée de la morphologie de la surface et de la composition chimique du noyau et de la chevelure. Observation du processus de sublimation.
Depuis le début des années 2000, plusieurs programmes derecensement des objets mineurs à l'aide detélescopes terrestres sont à l'origine de la majeure partie des découvertes de comètes : sur une période allant de à,51 nouvelles comètes ont été observées, dont au moins 36 dans le cadre de relevés astronomiques systématiques (16 par le programmePan-STARRS, 9 parATLAS, 4 parLemmon, 5 parCatalina en incluant les découvertes de l'astronome Africano, 1 parLINEAR). Les observations ont également permis cette année-là de confirmer le caractère périodique de13 comètes qui effectuaient leur deuxième passage près du Soleil ayant donné lieu à une observation[34]. Le nombre et la précocité des découvertes devraient s'accroitre avec la mise en service auChili de l'observatoire terrestre Vera-C.-Rubin, qui dispose d'unmiroir primaire d'un diamètre de8,4 mètres et d'un détecteur de très grande dimension (3 000 mégapixels). Ces caractéristiques lui permettent de photographier l'ensemble du ciel visible depuis l'hémisphère sud en un peu plus de trois jours. Le télescope est optimisé pour la détection des phénomènes transitoires (variation de luminosité ou changement de position), ce qui est idéal pour la détection des comètes. Cet instrument devrait permettre d'accroitre les probabilités de découvertes précoces de nouveaux corps cométaires à longue période, qui sont aujourd'hui détectés trop tard pour permettre à une sonde spatiale de les survoler[72].
Lesobservatoires spatiaux consacrés à l'étude du Soleil qui orbitent autour dupoint de Lagrange L1 sont placés dans une position privilégiée pour identifier et observer de nouvelles comètes dont la trajectoire passe très près du Soleil. Cescomètes dites rasantes ne deviennent lumineuses que près du Soleil lorsqu'elles sont généralement détruites par ce passage à trop faible distance. Mais, masquées par l'éclat du Soleil, elles ne sont visibles que durant les éclipses du Soleil ou à l'aide d'instruments équipés d'uncoronographe comme les deux observatoires spatiaux suivants positionnés au point de Lagrange L1[22] :
l'observatoire européenSoHO (Solar and Heliospheric Observatory), lancé le, a permis d'identifier 1 200 comètes rasantes (début 2007) ;
les satellites jumeaux de la mission américaineSTEREO (Solar TErrestrial RElations Observatory), lancés le, ont permis, commeSoHO, la découverte de nombreuses comètes rasantes.
Avant la découverte en 1705 parEdmond Halley du caractère périodique de lacomète portant son nom, cespetits corps du Système solaire étaient considérés comme des phénomènes isolés, uniques et non périodiques. Aussi les comètes ne portaient pas de nom. Par la suite, certaines comètes historiques, spectaculaires et aisément visibles à l'œil nu, n'ont reçu aucun nom officiel et sont simplement désignées commegrande comète, comme lagrande comète de 1811.
Le nom d'une comète est à l'époque contemporaine attribué officiellement par une commission de l'Union astronomique internationale, dont le siège est àWashington. Le nom d'une comète comprend le nom de son ou de ses découvreur(s) (jusqu'à trois noms maximum). Dans le cas des comètes Halley, Encke ouLexell, il s'agit du nom des personnes qui ont déterminé lapériodicité de ces astres. Quelques comètes sont nommées d'après le lieu de leur découverte (la comèteC/2007 N3 (Lulin)) et un nombre de plus en plus important reçoit le nom d'un programme derecensement automatique des objets mineurs, commePan-STARRS,LINEAR ouNEAT, ou bien de l'observatoire spatial l'ayant détecté, commeSoHO.
En plus du nom, les comètes reçoivent une référence officielle qui respecte une norme qui a évolué en 1995[73] :
Une lettre servant à identifier le type de comète : « C » indique une comète à longue période (supérieure à200 ans ou, en pratique, plutôt à environ30 ans[réf. souhaitée]) ou non périodique ; « P » indique une comète à courte période (inférieure à200 ans ou, en pratique, plutôt à environ30 ans) ainsi que les comètes observées à au moins deux périhélies (lesquelles reçoivent une désignation permanente constituée d'un numéro suivi de « P ») ; « D » est utilisée pour lescomètes perdues ou qui n'existent plus (« détruite ») ; « X » désigne une comète dont l'orbite n'a pu être calculée ; enfin « A » désigne une planète mineure erronément annoncée comme comète (ce qui ne s'est produit qu'une seule fois, avec1I/ʻOumuamua), ou un objet inactif à l'orbite quasi parabolique ou hyperbolique (voirobjet A/) ;
L'année de la découverte ;
Une lettre majuscule correspondant à la quinzaine du mois de la découverte (voir tableau) ;
Tableau de correspondance entre lettre et quinzaine
Un chiffre précisant l'ordre chronologique de découverte durant cette quinzaine ;
Le nom du (ou des) découvreur(s) (astronome ou programme d'observation) ;
Lorsque plusieurs comètes portent le nom d'un même découvreur, un numéro est parfois ajouté pour les différencier (comèteHartley 2 par exemple). Les programmes d'observation systématique qui désormais réalisent la majorité des découvertes font que ce chiffre est souvent renseigné.
Exemple : dans le cas de la comète C/1995 O1 Hale-Bopp, « C/ » indique qu'il s'agit d'une comète à longue période (éventuellement non périodique), « 1995 » indique l'année de sa découverte, « O » indique qu'elle a été découverte au cours de la deuxième quinzaine de juillet, « 1 » signifie qu'il s'agit de la première comète découverte au cours de cette période et « Hale-Bopp » est la contraction des noms de ses deux découvreurs,Alan Hale etThomas Bopp.
Les comètes qui ont effectué au moins un deuxième passage observé près du Soleil venant confirmer la durée de la période reçoivent une appellation simplifiée. Ainsi la comèteP/2001 J1 (NEAT), observée pour la deuxième fois en 2008, conformément aux calculs de sa période orbitale, a reçu l'appellation définitive 207P/NEAT, indiquant qu'il s'agit de la207e comète périodique confirmée[74].
↑Lescentaures, corps mineurs qui orbitent autour du Soleil entreJupiter etNeptune, et lesobjets transneptuniens, qui orbitent au delà de Neptune, sont également caractérisés par des inclinaisons orbitales très variables.
↑Cette vitesse élevée découle de la secondeloi de Kepler (loi des aires), qui indique que l'aire balayée par la droite joignant le foyer de l'ellipse orbitale (le Soleil) et deux points de l'orbite parcourus en un temps donné reste constante. La vitesse orbitale (v) se calcule à un point donné de l'orbite autour du Soleil par la formule suivante : avecGMparamètre gravitationnel standard du Soleil qui vaut 1,3271244 1020 ,a demi grand axe de l'orbite etr distance de la comète au Soleil.
↑Le seul autre objet interstellaire observé,1I/ʻOumuamua, découvert en 2017, n'est pas classé comme une comète car il n'éjectait aucune vapeur d'eau ni poussière à son passage près du Soleil.
↑À l'époque, ces chroniques sont essentiellement de lascapulomancie gravée sur carapace de tortues ou omoplates d’animaux.
↑Anny-Chantal Levasseur-Regourd, André Brahic, Thérèse Encrenaz, François Forget, Marc Olivier et Sylvie Vauclair,Système solaire et planètes, Ellipses,, 237 p.(ISBN978-2-7298-4084-6),p. 108-109.
↑François Para du Phanjas,Théorie des êtres sensibles, ou cours complet de physique, spéculative, expérimentale, systématique et géométrique, mise à la portée de tout le monde, Jombert, 1772 (lire en ligne surGoogle Livres).
↑ab etcRené Taton, « Sur la « comète de Halley » et son « retour » en 1986 »,Revue d'histoire des sciences, tome 39, n°4, 1986, p. 289-300 (lire en ligne).
Rapport définissant le cahier des charges et l'architecture de la mission Comet Interceptor synthétisant l'état des connaissances sur les comètes en 2022.
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