1- Les Grandes Dates de la Science des Comètes
1531 P. Apian et J. Frascator observent que les queues des comètes
sont opposées au Soleil.
1577 Tycho Brahe et d'autres observateurs mesurent la parallaxe
de la comète de 1577, établissant qu'elle est plus loin que
la Lune, alors que l'on croyait que les comètes étaient des
phénomènes atmosphériques.
ca 1600 J. Kepler propose ses fameuses lois, qui permettront de
comprendre les orbites cométaires.
1686 I. Newton calcule l'orbite de la comète de 1680 et montre
qu'elle a décrit une parabole autour du Soleil.
1705 E. Halley réalise que les comètes de 1531, 1607
et 1682 sont un seul et même objet et prédit son retour pour
1758.
1812 H.W.M. Olbers, puis F.W. Bessel en 1836 proposent que les queues
de comètes sont constituées de particules solides repoussées
par le Soleil.
1819 F. Arago mesure la polarisation de la comète de 1819,
établissant ainsi qu'elle réfléchissait la lumière
du Soleil et n'était pas un objet lumineux par lui-même.
1864 Première observation spectrale d'une comète,
la comète C/1864 N1 (Tempel) par G. Donati.
1881 Premier spectre photographique d'une comète, la Grande
comète C/1881 K1 par W. Huggins.
1886 J.V. Schiaparelli relie l'essaim météoritique
des Perséïdes à la comète 109P/Swift-Tuttle.
ca 1900 Plusieurs chercheurs, comme H. Deslandres et F. Baldet à
l'Observatoire de Meudon, identifient les bandes observées dans
les spectres cométaires à des radicaux et ions observés
dans des spectres de laboratoire.
ca 1930-1940 K. Wurm puis P. Swings proposent que les radicaux observés
dans les comètes proviennent de molécules mères telles
que l'eau, l'ammoniac, le méthane.
1950 J.H. Oort, poursuivant les idées d'Öpik (1932),
postule l'existence d'un réservoir de comètes vers 10000
unités astronomiques, source de comètes dynamiquement
nouvelles.
ca 1950 G. Kuiper (et indépendamment K.E. Edgeworth vers
1948) postulent l'existence d'une ceinture d'objets trans-Neptuniens.
ca 1950 F. Whipple propose son modèle de noyau cométaire
en boule de neige sale.
ca 1950 P. Swings et ses collègues calculent à Liège
des spectres synthétiques de fluorescence moléculaire reproduisant
fidèlement les spectres des comètes.
1951 L. Biermann suivi par H. Alfvén (1957) émettent
l'hypothèse de l'existence d'un vent solaire pour expliquer
les queues d'ions des comètes.
1973 L'apparition de la comètes C/1973 E1 (Kohoutek) est
l'occasion d'une campagne d'observation internationale conjuguant moyens
spatiaux et instruments au sol, préfigurant les campagnes d'observations
modernes comme celle de la comète de Halley.
1986 Exploration spatiale de la comète de Halley, appuyée
par une importante campagne d'observations au sol (International Halley
Watch).
1992 J. Luu et D. Jewitt découvrent le premier objet trans-Neptunien
1992 QB1.
1994 La chute de la comète Shoemaker-Levy 9 sur Jupiter est
observée.
1996-1997 Les grandes comètes C/1996 B2 (Hyakutake) et
C/1995 O1 (Hale-Bopp). Leurs observations conduit à d'importants
résultats. Entre autres, la découverte d'une vingtaine de
nouvelles molécules cométaires et la première détection
d'un émission de rayons X par des comètes.
2- Les Orbites des Comètes
Ce n'est pas notre propos de détailler ici les lois qui régissent
les mouvements des planètes et des comètes (voir les
pages sur la mécanique céleste). Rappelons cependant
que l'excentricité caractérise la forme d'une orbite.
Une excentricité nulle correspond à une orbite circulaire,
une excentricité de 1, à une parabole. Entre 0 et 1, on a
une orbite elliptique. Pour une excentricité supérieure à
1, on a une hyperbole.
Alors que les planètes et (pour leur majorité) les astéroïdes
ont des orbites quasi circulaires (excentricité proche de 0), les
comètes sont caractérisées par des orbites de fortes
excentricités : ellipses allongées, paraboles, voire hyperboles.
Planètes et astéroïdes ont leurs orbites pratiquement
confinées dans un même plan, le plan de l'écliptique.
Ce n'est pas le cas des comètes dont une grande partie ont leurs
orbites inclinées à peu près au hasard par rapport
au plan de l'écliptique.
L'édition 1996 du Catalogue des Orbites Cométaires
recense 883 comètes. 185 ont des orbites elliptiques dont la période
orbitale (le temps qu'elles mettent pour faire un tour autour du Soleil)
est inférieure à 200 ans : elles sont appelées comètes
à courte période et pour la plupart d'entre-elles, ont
été observées à plusieurs de leurs retours.
Pour les 698 autres, 347 ont des orbites paraboliques, ce qui signifie
en fait qu'elles ont une orbite allongée, mais que la précision
des observations n'est pas suffisante pour leur attribuer une excentricité
différente de 1. 213 ont des orbites elliptiques avec des périodes
orbitales supérieures à 200 ans : ce sont les comètes
à longue période. Et 138 sont hyperboliques, ce qui veut
dire qu'elles vont quitter notre Système solaire.
Les comètes à orbite hyperbolique ont des excentricités
qui ne sont que faiblement supérieures à 1 (la comète
la plus hyperbolique connue, la comète C/1980 E1 Bowell,
avait une excentricité de 1,057). Dans tous les cas où des
calculs précis ont été possibles, il s'est avéré
que ces comètes étaient à l'origine des comètes
elliptiques dont l'orbite a été modifiée par des perturbations.
Ces perturbations peuvent être soit gravitationnelles (dues à
l'influence des planètes géantes Jupiter ou Saturne), soit
non-gravitationnelles (suite à l'effet fusée dû
à l'éjection de gaz par leur noyau). Aucune de ces comètes
ne semble donc avoir une origine extérieure à notre Système
solaire. (Il n'est nullement exclu que de telles comètes extra-solaires
puissent nous parvenir. Nous savons que notre Système solaire a
éjecté un grand nombre de ses comètes. Réciproquement,
nous pouvons être visités par les comètes d'autres
systèmes solaires ; mais la probabilité semble faible.)
consultez ici la liste des comètes
numérotées à courte période
consultez ici une liste d'une sélection
de comètes célèbres à longue période
ou non périodiques
consultez ici une liste alphabétique
de comètes
consultez ici la liste des comètes
s'approchant de la Terre
On pourra consulter également la
page consacrée à la nomenclature des comètes.
3- La Nature des Comètes
Depuis plus de deux siècles, nous savons que les comètes
sont, comme les planètes, des objets soumis au champ de gravitation
solaire. Elles se déplacent sur des orbites très excentriques,
qui les emmènent, dans certains cas, à de très grandes
distances héliocentriques, au-delà de l'orbite des planètes
géantes les plus lointaines. Notre connaissance de la nature physique
des comètes est plus récente. C'est vers 1950 que l'américain
Fred Whipple a émis l'hypothèse qu'il s'agissait de petits
corps d'un diamètre de l'ordre de quelques kilomètres, constitués
essentiellement de glace d'eau et de roches. Les observations récentes
ont confirmé cette hypothèse.
Loin du Soleil, les comètes ne sont constituées que de
leur noyau, ce qui les rend encore inaccessibles à l'observation,
compte-tenu de la petite taille et du faible éclat de celui-ci.
Lorsque la comète se rapproche du Soleil, la température
de la surface du noyau s'élève et les glaces se subliment,
entraînant l'éjection de gaz et de poussières. Ces
poussières, diffusant la lumière solaire, émettent
un rayonnement observable depuis la Terre. On voit apparaître une
"chevelure", encore désignée par son nom latin "coma", qui
s'étend au fur et à mesure que la comète se rapproche
du Soleil. Si la comète est suffisamment "active" - c'est-à-dire
si l'éjection de gaz et de poussières est suffisante - ,
on voit se dessiner deux queues, l'une large et incurvée, l'autre
étroite et rectiligne. La première est due à des poussières
qui diffusent la lumière solaire; la seconde est due à des
gaz ionisés dont la fluorescence est excitée par le rayonnement
solaire.
Structure d'une comète
Crédit : H. Cottin
Tableau : Caractéristiques de quelques comètes typiques.
------------------------------------------------------------------------------
Comète taille du noyau production de gaz production de
(diamètre équiv.) -------------------- poussiere
km molécules/s kg/s kg/s
------------------------------------------------------------------------------
46P/Wirtanen 1 1. x 1028 300 100
21P/Giacobini-Zinner 6 5. x 1028 1 500 400
1P/Halley 10 1. x 1030 30 000 20 000
C/1995 O1 (Hale-Bopp) 60 1. x 1031 300 000 600 000
------------------------------------------------------------------------------
Ce tableau donne les caractéristiques de deux petites
comètes à courte période, de la comète
de Halley et de la comète géante Hale-Bopp : taille
du noyau, taux de production de gaz et de poussière à
environ 1 unité astronomique du Soleil.
Noyau, Coma et Queues
L'activité de la comète est liée à
deux facteurs : sa composition, avec en particulier sa
teneur en éléments volatils ; sa distance
au Soleil, la comète étant d'autant plus active
qu'elle passe près du Soleil. Les possibilités
d'observation des phénomènes liés à
l'activité d'une comète dépendent encore
d'un troisième facteur : sa distance à la
Terre au moment de l'observation.
Nous avons mentionné que l'eau est, parmi les éléments
volatils, le constituant majoritaire. Connaissant l'énergie nécessaire
pour provoquer la sublimation de l'eau, ainsi que le rayonnement émis
par le Soleil, il est possible de calculer à quelle distance distance
héliocentrique la sublimation de l'eau est susceptible de se produire.
Les calculs montrent que le dégazage est attendu à une température
d'environ 200 K (soit -73 degrés Celcius), ce qui correspond à
une distance héliocentrique de 2,5 unités astronomiques.
Or, de nombreuses comètes se sont montrées actives à
de plus grandes distances héliocentriques. Ceci implique la présence
dans le noyau d'autres composés plus volatils; c'est le cas en particulier
du monoxyde de carbone (CO) et du dioxyde de carbone (CO2).
dont la présence a été mise en évidence sur
la comète de Halley. Bien d'autres molécules ont été
identifiées depuis (voir le paragraphe 5, Les Molécules des
Comètes ).
Les constituants volatils sublimés sous l'action du rayonnement
solaire, entraînant avec eux la poussière du noyau, forment
la coma qui entoure le noyau. Mais les "molécules-mères"
ainsi formées ont elles-mêmes une durée de vie relativement
courte : sous l'action du rayonnement ultraviolet solaire, elles se dissocient
en radicaux, en atomes et en ions. Les poussières vont former une
traînée appelée "queue de poussières" tandis
que les ions s'alignent dans la direction opposée au Soleil, le
long de la "queue ionisée"; celle-ci peut s'étendre sur plusieurs
millions de kilomètres.
Processus physiques de l'activité cométaire
Crédit : La Recherche
C'est donc la diffusion du flux solaire visible par les particules cométaires
qui est essentiellement responsable de l'aspect des comètes que
nous connaissons; le noyau, quant à lui, est masqué par la
forte luminosité de l'enveloppe de gaz et de poussières qu'il
éjecte.
4- Les Noyaux des Comètes
Les noyaux cométaires sont trop petits pour pouvoir être
résolus par l'observation à distance : ils apparaissent comme
un point sur les images. La seule exception à ce jour est le noyau
de la comète de Halley qui a pu être imagé
par les sondes spatiales VEGA et Giotto et celui de la comète Borrely
observé par la sonde Deep Space 1 (voir ci-dessous). Lorsqu'une
comète est active, le noyau est noyé dans la brillance intense
du nuage de poussière qui l'entoure. Il est donc souvent nécessaire
d'étudier les noyaux cométaires lorsqu'ils sont inactifs,
donc très éloignés et malheureusement alors peu brillants.
Le noyau de la comète Borrely (8km de long) vu en par la
sonde Deep Space One.
L'absence de jets catactéristiques violents s'explique par
la grande distance du Soleil.
Crédit: NASA
Les tailles des noyaux cométaires, évaluées par photométrie
ou par écho radar, s'étalent de 1 km de diamètre à
40 km pour les comètes géantes comme Hale-Bopp. Dans les
rares cas où elle est connue, leur forme est irrégulière,
allongée (ce qui est également le cas des petits astéroïdes).
Les noyaux cométaires sont très noirs : ils ne réfléchissent
que 4% de la lumière qu'ils recoivents. Ce sont les objets les plus
sombres du Système solaire. Ceci est peut-être dû à
une couche de molécules organiques solides (comme du goudron) qui
recouvrent les poussières cométaires.
Il est très difficile d'évaluer la masse des noyaux cométaires.
Des évaluations précises seront ne possibles que lorsque
des sondes spatiales auront pu être mises en orbite autour de noyaux
cométaires. En attendant, des évaluations très indirectes
ont été faites en se basant sur les perturbations des orbites
cométaires induites par les jets de gaz issus du noyau (qui se comportent
comme des fusées et exercent des forces non-gravitationnelles).
Les densités correspondantes tombent dans une grande fourchette
d'incertitude : de 0,25 à 1,2 g/cm3. Le matériel
cométaire doit donc être très poreux, voire floconneux.
Ce résultat trahit sans doute le mécanisme de formation des
noyaux cométaires, par agglomération de petits grains.
Très peu denses, sans grande cohésion interne, les noyaux
cométaires sont très fragiles. Ceci est attesté par
la facilité avec laquelle ils peuvent se fractionner ou même
éclater complètement (voir le paragraphe 7, la mort des Comètes).
Les noyaux cométaires tournent sur eux-mêmes. La période
de rotation a pu être mesurée dans certains cas : soit en
étudiant la courbe de lumière du noyau (la brillance du noyau
varie périodiquement s'il est irrégulier) ; soit en étudiant
les images des jets de poussière qui s'échappent d'un noyau
en rotation à la manière d'un tourniquet. Les périodes
de rotation observées vont de quelques heures à quelques
jours. Parfois on observe un état de rotation est complexe : une
combinaison de rotation et de précession, voire un mouvement chaotique.
5- Les Molécules des Comètes
La Composition des Comètes
Pour connaître la composition chimique des comètes, c'est-à-dire
la nature des glaces et des roches qui composent le noyau, l'idéal
serait d'envoyer une sonde automatique se poser à sa surface pour
en effectuer l'analyse. C'est l'objectif de la mission spatiale ROSETTA
qui doit atteindre la comète Wirtanen vers 2012. En attendant, nous
sommes contraints d'observer à distance les produits relâchés
par la sublimation des glaces cométaires.
Cette tâche est difficile. Les molécules volatiles directement
issues du noyau (nommées molécules mères) sont
difficilement observables, car leurs signatures spectrales (bandes de rotation
et de vibration-rotation) apparaissent dans les domaines infrarouge et
millimétrique, moins facilement observables que les ondes visibles.
En revanche, les radicaux, atomes et ions produits par la photodissociation
des molécules-mères (que l'on nomme molécules filles),
présentent des signatures spectrales très intenses, liées
à leurs transitions électroniques, dans le domaine visible;
ces produits secondaires sont observés depuis les débuts
de la spectroscopie il y a plus d'un siècle, et ont été
identifiés depuis de nombreuses décennies (O, C, C2,
C3, CH, CN, CS, CO+,CO2+, H2O+...).
Les produits secondaires observés sont nombreux, et les réactions
de dissociation et d'ionisation sont multiples; dans la plupart des cas,
l'observation des produits secondaires ne permet pas de déterminer
sans ambiguïté la composition des molécules-mères
dont ils sont issus. C'est pourquoi il est préférable d'observer
directement les molécules-mères, dans les domaines infrarouge
et millimétrique, la méthode ultime consistant bien évidemment
à effectuer une observation in situ depuis une sonde spatiale.
Voir le paragraphe 8, l'exploration spatiale des Comètes.
La Chasse aux Molécules Mères
Mais les techniques spectroscopiques ont récemment fait des progrès
spectaculaires dans des domaines exotiques de longueurs d'onde : en ultraviolet
avec le satellite IUE (International Ultraviolet Explorer) et le télescope
spatial Hubble; en infrarouge, soit du sol avec des télescopes et
des détecteurs performants, soit de l'espace avec l'Observatoire
spatial infrarouge (ISO); en radio avec des radiotélescopes et des
radiointerféromètres qui couvrent maintenant les domaines
millimétriques et submillimétriques (comme ceux de l'Institut
de radioastronomie millimétrique IRAM). L'application de ces techniques
modernes aux comètes exceptionnellement brillantes Hyakutake et
Hale-Bopp ont permis de récolter une moisson de nouvelles molécules
cométaires.
Les molécules cométaires que l'on observe provenant des glaces du noyau.
-----------------------------------------------------------
molécule abondance technique
relative d'observation
-----------------------------------------------------------
eau H2O 100 IR, radio
monoxyde de carbone CO 23 radio, IR, UV
dioxyde de carbone CO2 6 IR
méthane CH4 0.6 IR
acétylène C2H2 0.1 IR
éthane C2H6 0.3 IR
méthanol CH3OH 2.4 radio, IR
formaldéhyde H2CO 1.1 radio
acide formique HCOOH 0.09 radio
éthanal CH3CHO 0.02 radio
formiate de méthyle HCOOCH3 0.08 radio
ammoniac NH3 0.7 radio, IR
cyanure d'hydrogène HCN 0.25 radio, IR
isocyanure d'hydrogène HNC 0.04 radio
cyanure de méthyle CH3CN 0.02 radio
cyanoacétylène HC3N 0.02 radio
acide isocyanique HNCO 0.1 radio
formamide NH2CHO 0.015 radio
sulfure d'hydrogène H2S 1.5 radio
monoxyde de soufre SO 0.3 radio
dioxyde de soufre SO2 0.2 radio
oxysulfure de carbone OCS 0.4 radio, IR
disulfure de carbone CS2 0.2 UV, radio
thioformaldéhyde H2CS 0.02 radio
disoufre S2 0.005 UV
-----------------------------------------------------------
Les glaces cométaires sont donc essentiellement constituées
d'eau, de monoxyde et de dioxyde de carbone, d'hydrocarbures comme le méthane,
de molécules à base de C, H, O comme l'alcool méthylique
et le formaldéhyde. Un certain nombre de molécules azotées
et soufrées sont identifiées, mais avec des abondances bien
moindre. Notre inventaire des molécules cométaires est certainement
encore bien loin d'être complet, mais les molécules sont de
plus en plus difficiles à mettre en évidence au fur et à
mesure que leur complexité augmente et que leur abondance diminue.
Il est important de noter que les molécules les plus abondantes
des glaces cométaires - l'eau, le monoxyde et le dioxyde de carbone,
le méthanol, le formaldéhyde, l'ammoniac, le méthane
- se trouvent également dans les glaces interstellaires.
Bien sûr, la composition des comètes nous renseigne sur
leur origine (voir le paragraphe 6 sur l'origine des comètes).
Les Poussières Cométaires
C'est la spectroscopie infrarouge et (dans le cas de l'exploration spatiale
de la comète de Halley) l'analyse directe par spectroscopie de masse
qui nous ont permis de connaître la composition des grains et des
poussières cométaires. Une grande fraction ce ces grains
sont des silicates réfractaires (comme l'olivine), semblables à
ceux qui constituent en grande partie l'écorce terrestre. Certains
de ces silicates sont cristallins, d'autres sont amorphes (c'est à
dire sous forme vitreuse).
Des silicates semblables sont observés dans les météorites
et les poussières interstellaires, dont l'origine est surement liées
aux comètes Mais on les retrouve également dans la poussière
intestellaire et dans les disques de poussière entourant certaines
étoiles.
Les sondes spatiales nous ont révélé qu'une fraction
importante des grains cométaires étaient riches en atomes
d'hydrogène, carbone, oxygène et azote (les grains "CHON").
Ces grains sont probablement recouverts d'un manteau de molécules
organiques. Ces molécules, sans doute de masse moléculaire
élevée, s'évaporent difficilement, ou bien se décomposent
en molécules plus légères qui contribuent à
l'atmosphère cométaire lorsque les grains sont chauffés
par le Soleil.
Des grains glacés sont également entraînés.
Près du Soleil, ils s'évaporent très vite, contribuant
également à la formation de l'atmosphère gazeuse.
6- L'Origine des Comètes
L'origine du Système solaire et la formation des comètes
Le Système solaire se serait formé à la suite de la
contraction d'un nuage interstellaire qui a formé un disque. Les
comètes seraient alors des planétoïdes résultant
de l'accrétion de poussières et de la condensation de gaz
dans ce disque. Si ce scénario est communément retenu, de
nombreuses variantes ont été proposées et bien des
détails de son déroulement sont encore très incertains.
La présence de molécules très volatiles dans les
noyaux cométaires, la similarité de leur composition avec
la matière interstellaire suggèrent fortement que ces corps
ont retenu sous une forme quasi intacte la matière présente
dans la Nébuleuse solaire primitive. D'où l'intérêt
de l'étude des comètes pour comprendre l'histoire de notre
Système solaire.
Cependant, les comètes ont pu retenir des compositions différentes,
et subir des histoires diverses, suivant leur lieu de formation dans le
Système solaire.
Le Nuage de Oort
Les comètes formées à l'intérieur de l'orbite
de Neptune n'avaient pas des orbites stables. Perturbées par l'attraction
gravitationnelle des planètes géantes, elles ont été
soit éjectées à l'extérieur du Système
solaire, dans l'espace interstellaire, soit rejetées sur des orbites
plus éloignées. Elles ont alors formé le Nuage
de Oort, du nom de l'astronome néerlandais Jan Oort (1900-1992)
qui a formulé cette hypothèse vers 1950.
Le nuage de Oort serait sphérique et s'étendrait jusqu'à
près de 100000 unités astronomiques du Soleil. Il pourrait
contenir environ mille milliards de comètes. Des perturbations occasionnelles
(par des étoiles proches du Soleil) peuvent à nouveau changer
les orbites de ces comètes et les réinjecter vers le Soleil.
Ce sont alors des comètes dynamiquement nouvelles. Elles
sont caractérisées par une gamme étendue de périodes
orbitales, et des orbites inclinées au hasard sur l'écliptique
(le plan dans lequel tournent toutes les planètes). Les comètes
P/Halley et Hale-Bopp sont de telles comètes. Le Nuage de Oort est
donc un réservoir de comètes.
La Ceinture de Kuiper
Les comètes formées au delà de l'orbite de Neptune
sont restées sur des orbites relativement stables. Elles ont formé
la Ceinture de Kuiper, ou Ceinture d'Edgeworth-Kuiper - des
noms des astronomes irlandais Kenneth Edgeworth (1880-1972) et américain
Gerard Kuiper (1905-1973).
Les orbites de telles comètes peuvent cependant évoluer : elles deviennent alors des comètes à courte période,
gardant leur faible inclinaison sur le plan de l'écliptique. Les
comètes dites de la famille de Jupiter, de faible inclinaison
et de période inférieure à 20 ans, auraient ainsi
évolué à partir de la Ceinture de Kuiper, qui constituerait
ainsi notre deuxième réservoir de comètes.
Certains astéroïdes ont été découverts
entre Jupiter et Neptune, sur des orbites à forte excentricité : ce sont les Centaures. Ils pourraient être des objets en
migration provenant de la Ceinture de Kuiper. L'un d'entre-eux, (2060)
Chiron, présente même une activité cométaire
(il a été renommé comme la comète 95P/Chiron).
Longtemps simple hypothèse, la Ceinture de Kuiper est devenue
une réalité en 1992 avec la découverte de l'objet
trans-Neptunien 1992 QB1. Depuis, plusieurs centaines d'objets
trans-Neptuniens ont été découverts. La planète
Pluton ne serait que le plus gros représentant de cette classe d'objets.
Les comètes sont-elles à l'origine de l'eau terrestre
?
Tous les corps du Système Solaire sont bombardés sans cesse
par des astéroïdes des comètes et autres petits corps.
La présence de cratères d'impact sur la Lune et d'autres
planètes ou satellites en est la preuve. On estime que ce bombardement
était bien plus intense autrefois. D'où l'hypothèse
que les chutes de comètes sur Terre auraient pu contribuer à
la composition actuelle de son atmosphère et de ses océans.
En particulier, la glace des comètes aurait pu apporter l'eau des
océans.
Un test puissant permettant de comprendre l'origine de l'eau cométaire
et de la comparer à l'eau terrestre est la mesure de la proportion
de deutérium dans l'eau. Le deutérium (D) est un isotope
de l'hydogène : son atome contient un neutron en plus du proton
unique de l'hydrogène normal. Hydrogène et deutérium
ont les mêmes propriétés chimiques, mais des propriétés
physiques différentes dues à leur différence de masse.
Le deutérium ne représente que 1/30000 de l'hydrogène
du milieu interstellaire ou de la Nébuleuse primitive pré-solaire.
Il a été possible d'observer HDO et de mesurer ainsi le
rapport deutérium/hydrogène dans l'eau de quelques comètes.
On trouve ainsi un enrichissement en deutérium d'un facteur 10 par
rapport au milieu cosmique (où D/H = 1/30000) et à la Nébuleuse
primitive qui a donné naissance au Système solaire. Cependant,
la concentration en deutérium est deux fois plus élevée
dans l'eau cométaire que dans l'eau terrestre. Ce qui suggère
une autre origine pour l'eau terrestre. Peut-être à partir
de météorites carbonées, qui auraient le bon
rapport D/H.
Mais cette conclusion n'est peut-être pas définitive. Elle
est basée sur l'étude du deutérium dans seulement
trois comètes, toutes à longue période, provenant
du nuage de Oort. On ignore encore tout de ce rapport pour les comètes
à courte période, qui ont probablement été
plus nombreuses à percuter la Terre, et qui ont suivi une histoire
différente.
Les comètes ont-elles apporté la vie sur Terre ?
Les comètes ont-elles apporté la vie sur la Terre ? Parmi
les molécules cométaires identifiées se trouvent des
molécules prébiotiques comme HCN, HC3N,
H2CO ou H2S. Des molécules organiques encore
plus complexes sont probablement aussi présentes. L'apport de telles
molécules sur la Terre primitive, à un moment où les
collisions cométaires étaient fréquentes, a pu jouer
un rôle majeur dans le développement de la vie sur la Terre.
Une grande partie de ces molécules est probablement détruite
lors de l'impact à grande vitesse des comètes sur la Terre.
On sait, cependant, que les comètes explosent dans la haute atmosphère
lors de cet impact. Des petits fragments se produisent, qui peuvent être
ensuite efficacement freinés et atteindre la surface terrestre en
conservant une partie de leur contenu moléculaire organique.
L'apport de matière organique extraterrestre est par ailleurs
attesté par l'analyse des météorites. Certaines d'entre
elles, les chondrites carbonées, contiennent, outre un matériau
organique insoluble de nature mal définie (goudron), certaines
molécules organiques parfaitement identifiables, dont des composés
complexes incluant même des acides aminés (glycine, alanine,
acide glutamique...). Ces molécules complexes ne sont présentes
qu'en quantités infimes, et il faut toutes les ressources sophistiquées
de la microanalyse chimique moderne pour les identifier. On voit ainsi
ce que l'on peut espérer des retours sur Terre d'échantillons
cométaires.
Tout ceci rappelle l'ancienne hypothèse de la panspermie
selon laquelle la vie aurait pu être transportée sur Terre
par des spores provenant de mondes extérieurs. Mais il y
a une différence fondamentale : comètes et météorites
ne nous auraient apporté que les briques à partir
desquelles la vie aura pu se construire, et non pas la vie elle-même.
Et ensuite ?
Une fois formées, les comètes évoluent et finissent
parfois par disparaître comme on va le voir dans le paragraphe suivant.
7- La mort des Comètes
Les comètes ne sont pas des astres immuables. Elles évoluent
et peuvent disparaître de bien des manières.
La mort par épuisement
Une comète peut perdre une couche de glace de plusieurs dizaines
de centimètres à chacun de ses retours près du Soleil.
Après de multiples retours, elle peut avoir complètement
épuisé ses éléments volatiles et cesser toute
activité : la comète est épuisée. Il est probable
qu'un certain nombre de petits corps classifiés comme astéroïdes
soient en fait des noyaux d'anciennes comètes, maintenant épuisées.
La mort par étouffement
Les gros grains de poussière (les galets sont difficiles
à entraîner par le gaz qui s'échappe des noyaux cométaires.
Ils peuvent s'accumuler et former une croûte. Cette croûte
isole et protège la glace sous-jacente du chauffage du Soleil. Si
elle recouvre toute la surface, la comète devient est étouffée
et devient inactive. Un chauffage plus intense (par rapprochement du Soleil
ou changement d'orientation) peut cependant souffler et faire disparaître
la croûte, et ainsi réveiller l'activité de la comète.
Une croûte peut se former ou disparaître au cours d'un seul
passage près du Soleil. On a ainsi vu des objets, classifiés
comme astéroïdes, se réveiller et révéler
une activité cométaire.
Il semble que les surfaces de la plupart des noyaux cométaires
sont partagés entre zones actives où la glace est
exposée et zones inactives recouverts d'une croûte
protectrice. Cette distinction est bien visible sur les images de la comète
de Halley obtenues lors de son exploration spatiale.
Les étapes de la formation d'une croûte à
la surface d'un noyau cométaire
Crédit : D. Jewitt
La sublimation de la glace entraîne les petits grains de poussières,
mais les plus gros restent à la surface et s'accumulent pour former
une croûte protectrice.
La mort par éclatement
Les noyaux cométaires sont très fragiles et un rien semble
pouvoir les briser. Ainsi, on a souvent observé l'éclatement
de comètes qui passent près d'une grosse planète (comme
Jupiter) ou près du Soleil (comme les sungrazers, ces très
petites comètes qui rasent le Soleil et ne nous sont souvent révélées
que par des observations coronographiques
ou à l'occasion d'une éclipse de Soleil). Leur noyau est
alors soumis à des tensions internes suite aux effets de marées
qu'il subit. Elles peuvent aussi tomber sur le Soleil et disparaître
ainsi.
D'autres comètes éclatent sans raison apparente, parfois
loin du Soleil. Il semble que la production de gaz due à leur activité
suffise à les fragiliser et à les briser.
Souvent, les fragments ainsi produits s'épuisent rapidement,
ou se fragmentent à nouveau. La comète disparaît alors
complètement.
La fragmentation de la comète C/1999 S4 (LINEAR) observée
par le Télescope spatial Hubble
Crédit : HST
Le noyau de la comète C/1999 S4 (LINEAR) a éclaté
en de multiples fragments lors de son passage au périhélie
en juillet 2000, chacun se comportant comme une mini-comète et s'entourant
de sa propre queue. La comète a complètement disparu les
semaines suivantes.
La mort par collision
Les collisions entre petits corps et planètes, rarissimes à
l'échelle humaine, ne le sont pas du tout à l'échelle
de temps du Système solaire et jouent un rôle important dans
l'évolution dans l'évolution des comètes, des astéroïdes
et des planètes.
L'un de ces événements a pu être observé
récemment : la chute de la comète
Shoemaker-Levy 9 sur Jupiter en juillet 1994.
La sonde SOHO a aussi observé
des chutes sur le Soleil.
Disparition par éjection du Système Solaire
Les comètes qui passent au voisinage d'une grosse planète
(particulièrement de Jupiter) voient leur orbite perturbée
par l'influence gravitationnelle de cette planète. D'elliptique,
l'orbite peut devenir hyperbolique. La comète quitte alors le Système
solaire.
De nombreuses comètes ont ainsi été perdues juste
après leur formation. Mais ce phénomène joue toujours,
et une certaine proportion de comètes sont observées sur
des orbites hyperboliques
8- L'Exploration Spatiale des Comètes
Comme tout ce qui relève des techniques spatiales, l'exploration
spatiale des comètes est soumise à des aléas certains
(qui ne sont pas tous d'ordre technique).
La navigation interplanétaire est une affaire complexe
et coûteuse en énergie. Il est relativement aisé de
survoler une comète, avec une vitesse relative souvent importante.
La partie intéressante de l'exploration est alors limitée
à un court instant. Mais c'est une toute autre affaire de naviguer
de conserve avec une comète ou de se mettre en orbite autour de
son noyau. Ce n'est actuellement envisageable que pour des comètes
à courte période, dont l'orbite est de faible excentricité
et se trouve dans le plan de l'écliptique (les comètes dites
de la famille de Jupiter).
Comme les sondes planétaires, les sondes cométaires utilisent
souvent le technique du rebondissement gravitationnel qui consiste
à frôler une planète (la Terre, Mars ou Venus) pour
modifier l'orbite de la sonde et la rediriger sur la trajectoire adéquate.
Ceci évite d'utiliser un moteur fusée de bord et permet de
réaliser un gain de masse important. Une autre technique, en cours
de test, est l'emploi d'un moteur à propulsion ionique, comme avec
la sonde Deep Space 1.
Le moteur à propulsion ionique est une fusée qui
fonctionne avec du gaz (embarqué sur la sonde) qui est ionisé,
puis accéléré à très grande vitesse
par un champ électrique (dont l'énergie est fournie par les
panneaux solaires de la sonde). La poussée est faible, mais ce moteur
peut fonctionner pendant des mois, et la masse embarquée est minime.
Les missions cométaires actuelles les plus sophistiquées
comportent l'envoi d'un atterrisseur sur le noyau (Rosetta), ou
la capture au vol de particules de poussières dans la queue et leur
retour sur Terre pour analyse (Stardust). Le stade suivant sera
de prélever des échantillons du noyau lui même et de
les rapporter sur Terre. C'est un véritable défi si l'on
veut conserver intactes les glaces cométaires.
Missions passées
ICE
La sonde ICE (International Comet Explorer) était initialement
destinée (sous le nom de ISEE 3) à l'exploration du vent
solaire et de son interaction avec le vent solaire. Elle a enduite été
redirigée vers la comète 21P/Giacobini-Zinner dont elle a
exploré la queue de plasma en septembre 1985.
Les sondes soviétiques VEGA 1 et VEGA 2, avec une
instrumentation partiellement européenne, ont survolé la
comète de Halley respectivement à 8900 et 8000 km de distance,
les 6 et 9 mars 1986
La sonde Giotto, de l'Agenc spatiale européenne, est passée
à 600 km du noyau de la comète de Halley le 14 mars 1986.
Partiellement endommagée lors de son survol de la comète
de Halley elle a été redirigée vers la petite comète
26P/Grigg-Skjellerup qu'elle a survolée en juillet 1992.
Les sondes VEGA et Giotto ont survolé la comète
de Halley avec une vitesse relative proche de 70 km/s. Le temps utile d'observation
a donc été très court. Elles ont cependant pu obtenir
des images du noyau, déterminant
ses dimensions, ses zones actives et inactives. Elles ont analysé
le gaz et la poussière, soit à distance avec des spectromètres
ultraviolet, visible et infrarouge, soit directement à l'aide de
spectromètres de masse. Elles ont déterminé la distribution
de masse des particules de poussière. Elle ont étudié
le plasma et le champ magnétique dans l'environnement de la comète,
et l'interaction avec le vent solaire.
Sakigake et Suisei
Les petites sondes japonaise Sakigake et Suisei ont également
exploré la comète de Halley en mars 1986, mais à plus
grande distance.
Missions abandonnées
CRAF
La mission CRAF (Comet Rendezvous and Asteroid Flyby, qui
préfigurait certains des aspects de Rosetta, a été
abandonnée par la NASA en 1992.
ST4/Champollion
La mission ST4/Champollion, qui devait explorer la comète
9P/Tempel 1 avec un atterrisseur similaire à celui de Rosetta,
a été annulée par la NASA en 1999.
Missions en cours
La sonde Deep Space 1 a été lancée par la NASA
en octobre 1998. Son but principal est de tester des technologies nouvelles
comme le moteur à propulsion ionique. Elle a déjà
survolé l'astéroïde (9969) Braille en juillet 1999,
ainsi que la comète 19P/Borrelly en septembre 2001 (voir ci-dessus).
Lancée en février 1999, Stardust est une mission de
la NASA qui doit survoler la comète 81P/Wild 2 en mars 2004. Elle
traversera son atmosphère à environ 150 km du noyau avec
une vitesse relative de 6 km/s, en collectant des particules de poussière
qu'elle devrait ensuite rapporter sur Terre.
Missions acceptées
CONTOUR, une mission de la NASA qui doit être lancée
en juillet 2002, doit successivement survoler les comètes 2P/Encke,
73P/Schwassmann-Wachmann 3 et peut-être 6P/d'Arrest (ou une comète
encore non découverte).
La mission Rosetta, de l'Agence spatiale européenne, doit
être lancée en janvier 2003 vers la comète 22P/Wirtanen,
qu'elle atteindra en 2011 après avoir survolé deux astéroïdes
au cours de son voyage. Elle doit se mettre en orbite autour du noyau et
accompagner la comète jusqu'à son périhélie
en juillet 2013. Elle cartographiera en détail le noyau. Elle observera
l'environnement cométaire dans toutes les gammes du spectre électromagnétique
(radio, infrarouge, visible, UV). Elle surveillera l'évolution de
l'activité cométaire au fur et à mesure de l'approche
du Soleil. Elle analysera les grains de poussière qu'elle interceptera
et le gaz environnant. Un atterrisseur (ROLAND, pour Rosetta
Lander) tentera de se poser sur le noyau de la comète pour y
effectuer des mesures physiques et chimiques à la surface et à
une profondeur de quelques dizaines de centimètres.
La mission Deep Impact, de la NASA, devrait être lancée
en janvier 2004 vers la comète 9P/Tempel 1 qu'elle survolera en
juillet 2005. Un boulet de 500 kg se détachera de la sonde
pour percuter le noyau et y creuser un cratère. La sonde observera
à distance la création du cratère et la matière
fraîche du noyau qui sera mise à nu. Ce sera donc une expérience
active sur un noyau cométaire.
Missions en projet
Odyssey
Odyssey est une mission proposée à la NASA. Partant
en juin 2006 et utilisant un moteur à propulsion ionique, elle devrait
se mettre en orbite autour de la comète 22P/Kopff en septembre 2009
et y collecter des échantillons de gaz et de poussière qui
seraient analysés à son bord.
Mise à jour : novembre 2000.
Bibliographie : "Les Comètes", J. Crovisier &
T. Encrenaz, 1995, Belin - CNRS éditions.
Un lien sur un site dédié aux comètes à
l'université Paris XII :
http
: //www.lisa.univ-paris12.fr/GPCOS/Hc/H212.html |
Comprendre - Approfondir - Astéroïdes et comètes IV
