Une comète nous apparaît lorsqu'elle est au voisinage de son périhélie, position sur l'orbite la plus proche du Soleil. Les comètes sont observées depuis l'Antiquité: les Grecs et les Romains en comptaient déjà neuf espèces. Jadis, l'apparition d'une comète était considérée comme un phénomène atmosphérique. Au XVIesiècle, l'astronome danois Tycho Brahé montra que les comètes étaient des astres. Au XVIIesiècle, le scientifique anglais Isaac Newton démontra que les mouvements des comètes obéissent aux lois qui gouvernent le mouvement des planètes sur leurs orbites (voir Kepler, lois de). Dans son Synopsis d'astronomie cométaire, l'astronome anglais Edmund Halley montra que les comètes apparues en 1456, 1531 et 1607 correspondent à celle qu'il observa en 1682!; il prédit d'ailleurs le retour de cette comète périodique en 1758. On a identifié la première apparition de cette comète, appelée à présent comète de Halley, en 240av.J.-C. La comète de Halley est passée le plus récemment à son périhélie le 9février 1986. À cette occasion, elle fut observée à faible distance par des sondes spatiales soviétiques, Véga1 et Véga2, par la sonde européenne Giotto, et par une sonde japonaise.
L'étude des comètes s'est considérablement améliorée avec l'accès à de nouveaux domaines spectraux, comme l'ultraviolet, l'infrarouge et les ondes radio. De plus, les satellites artificiels permettent d'effectuer des observations plus précises. Actuellement, sur les milliards de comètes qui existent vraisemblablement dans le Système solaire, on en a répertorié environ 810, dont 155 sont périodiques et de période inférieure à 200ans (la période est la durée de révolution autour du Soleil). La comète de Halley, avec sa période de 76ans, en est l'exemple le plus connu. On désigne une comète par le nom de son découvreur, suivi de l'année de l'observation et d'une lettre ou d'un nombre en chiffres romains, qui dépend du dernier passage de la comète à son périhélie.
1.Les parties visibles de la comète.
Chaque comète possède une atmosphère ténue dont l'extension dépend du dégazage central. H, OH, C, O et CO sont des constituants majeurs; leur taux de production est de l'ordre de 1029 atomes ou molécules par seconde. C2, CN, C3, NH, CH sont des constituants mineurs dont le taux de production n'excède pas 1027 atomes ou molécules par seconde. Enfin, une étude statistique portant sur une douzaine de comètes indique que les taux de dégazage à 1 UA peuvent varier d'une comète à l'autre d'un facteur de 100, voir 1000.
Les queues ioniques présentent des inhomogénéités se déplaçant à des vitesses de l'ordre de 10 à 100 kilomètres par seconde et subissant des accélérations considérables qu'on ne peut imputer au seul rayonnement solaire. C'est ce qui a conduit Ludwig Biermann à postuler l'existence du vent solaire, dont le flux de protons et d'électrons se déplaçant à quelques 400 kilomètres par secondes entre fortement en interaction avec la queue cométaire et est responsable des instabilités de plasma. Les queues ionisées s'étirent sur plusieurs millions de kilomètres et sont autant de traceurs de l'activité du vent solaire.
Le vent solaire et son champ magnétique se dirigent vers la comète à des vitesses de 400 kilomètres par secondes. Contrastant avec le plasma du vent solaire émis par le soleil, les ions de la comète récemment créés se dirigent vers le soleil à une vitesse d'un kilomètre par seconde seulement. Des raisonnements élémentaires d'électromagnétisme suffisent pour prédire ce qui se passe lorsque les gaz entrent en collision : en traversant le champ magnétique, les particules chargées décrivent des orbites hélicoïdales autour des lignes de force. Lorsque des ions provenant de zones externes de l'atmosphère (à 500 000 kilomètres au plus du noyau) pénètrent dans le vent solaire, ils sont "piégés" par les lignes de champ magnétique du vent solaire et retournent vers la comète dans la même direction que le vent solaire, c'est-à-dire en s'éloignant du soleil. Comme la masse du vent solaire augmente avec l'apport d'ions de la comète, la vitesse du vent solaire diminue, car la quantité de mouvement reste constante:
p = m v où
p = la quantité de mouvement (kg.m/s),
m = la masse en mouvement (kg),
v = la vitesse (m/s)
La décélération continue à mesure que le vent solaire s'enfonce profondément dans l'atmosphère. Ce processus s'arrête lorsque la vitesse du flux a suffisamment diminué pour que les forces de pression exercées vers l'extérieur par les ions et d'autres gaz plus proches du noyau équilibrent celles exercées vers l'intérieur par le vent solaire porteur des ions capturés au préalable.
P = F/S
où: P est la pression (N/m2), F la force (N) et S la surface (m2)
Le flux du vent solaire finit par s'annuler et on dit qu'il stagne. Les champs magnétiques qu'il transporte ont été comprimés et forment une barrière magnétique qui se trouve, elle aussi, au repos. Ce phénomène se produit dans des zones de l'atmosphère proche du noyau ; dans le cas d'une comète aussi lumineuse que Halley, il apparaît à une distance comprise entre 1000 et 10 000 kilomètres du noyau.
La comète est un obstacle pour le vent solaire, par conséquent, une "onde de choc courbe" apparaît à une distance du noyau comprise entre 50 000 et 100 000 kilomètres, de la même manière qu'un bateau crée une vague en forme d'arc lorsqu'il progresse dans l'eau. Dans les régions de l'espace situées de part et d'autre de la comète, le vent solaire rencontre et capture moins d'ions et ne subit donc pas de modifications notables. Dans ces zones, les champs magnétiques, qui sont toujours reliés aux champs de la barrière, s'enroulent derrière la comète et forment deux lobes de polarités opposées (voir photo page précédente). On peut observer cette queue magnétique car elle canalise des ions fluorescents de la comète.
Le champ magnétique du vent solaire interagit périodiquement avec celui de la queue de la comète et provoque une sorte de décrochage (il a été observé sur des photographies prises au cours d'une même nuit que la queue s'étendait jusqu'à une certaine distance de la tête, puis s'arrêtait et semblait se former à nouveau). Grâce à des observations satellites, on suppose que les comètes perdent leurs queues de plasma chaque fois qu'elles traversent une frontière entre secteurs magnétiques, c'est-à-dire quand elles franchissent la limite séparant deux secteurs de champ magnétiques de polarités opposées. En effet, l'interaction du vent solaire avec le champ magnétique provoque l'apparition d'une nappe neutre (voir photo ci dessous).
Les trous coronaux (zones polaires du Soleil d'où émane la majeur partie du vent solaire), évoluent, se déforment ce qui a pour effet de faire onduler la nappe neutre telle une jupe de baleine virevoltante (voir photo ci-contre). Au cours des 25 jours de la période de rotation du Soleil, il se forme quatre secteurs de champ magnétiques de polarités alternées qui se dilatent en tournant avec le Soleil (voir schéma). Dans le plan de l'écliptique, ces secteurs ont la forme de spirales tourbillonnantes. Selon cette hypothèse, une comète perd sa queue en traversant une frontière magnétique, car elle pénètre alors dans un secteur où le champ magnétique s'oppose à celui qui avait formé cette queue. La physique des plasmas prédit que deux champs opposés créent une situation extrêmement instable, selon un processus dit de reconnexion magnétique, de fusion magnétique ou encore d'annihilation magnétique. On connaît mal les détails théoriques de ce phénomène malgré les dizaines d'années d'études, mais on admet que la topologie du champ magnétique dans l'atmosphère de la comète subit une transformation radicale. Quand les lignes de champ magnétique du nouveau secteur se rapprochent de celles de la comète, les anciennes lignes de champ se rompent et se réassemblent selon la structure des lignes de champ du nouveau secteur. Quand les lignes de champ de la comète se brisent, la matière qu'elles contiennent reste prisonnière des anciennes lignes de champ tandis que la comète poursuit sa route dans le nouveau champ magnétique. La queue semble se détacher quand les dernières parcelles de matière prisonnières des anciennes lignes de champ s'éloignent de la comète. Dès que le processus de décrochage est achevé, la comète fabrique une nouvelle queue de plasma dont la polarité correspond à celle du nouveau secteur magnétique.
Le spectre donne la couleur jaunâtre caractéristique de la queue de poussière. La théorie mécanique des queues de type II à été établie par Fiedrich Bessel en 1935 et raffinée en 1968 par Finson et Probstein : après sublimation des glaces, les molécules de gaz s'échappent aisément dans l'espace car leur vitesse est de l'ordre de 500 mètres par seconde; dans la zone proche du noyau où la densité est suffisante, elle communique par collisions une partie de leur énergie cinétique aux poussières. A la sortie de la coma, le mouvement des particules n'est plus influencées que par des forces extérieures à la comète: l'attraction gravitationnelle du Soleil bien sûr mais aussi une force répulsive qui va les projeter vers la queue; cette attraction répulsive n'est autre que la force exercée par le rayonnement solaire : les photons communiquent aux particules une impulsion dirigée à l'opposé du Soleil; c'est la pression de radiation.
I = 
Où I est l'impulsion communiquée par un photon, f la fréquence de la lumière, h la constante de Planck (6,63.10-34J.s) et c la vitesse de la lumière dans le vide (3.108 km/s).
Les forces appliquées sur une particule sphérique de rayon a et de masse volumique m sont les suivantes:
Gravitationnelle:
FG = 
De radiation:
FR = 
Où M est masse du Soleil; s R(a) le coefficient mesurant l'efficacité de la pression de radiation sur la particule de type considéré et, F le flux du rayonnement solaire à 1 UA (1,4 kW/m2).
Cette particule décrit une trajectoire (hyperbole dont un foyer est occupé par le Soleil) déterminée par la vitesse initiale (acquise par la particule dans la coma interne), mais surtout par la force répulsive relative, indépendante de r:
où m doit être exprimé en g/cm3, a en cm; s R est un nombre pur.
La trajectoire varie donc avec les dimensions et avec la nature des grains. Les grains très petits ne sont guère sensibles à la pression de radiation (s R<<); de même, les grosses particules ne sont que faiblement accélérées (la force répulsive relative décroît comme 1/a): ainsi les queues de type II ordinaires comprennent surtout des particules dont les dimensions se situent entre quelques centièmes de m m et quelques m m. D'autre part, l'accélération est plus élevée pour de petits grains métalliques (a<0,3 m m) que pour des diélectriques de même taille (s R<pour les diélectriques), tandis que des grains relativement compacts, denses, subiront un effet de répulsion moindre que des particules poreuses. Le plus souvent, les valeurs observées de l'accélération répulsive relative sont comprises entre quelques centièmes et 2.Les grains de très petite taille sont entraînés à la vitesse du gaz, ceux de taille moyenne (de 0,1 à 10 micromètres) finissent avec une vitesse de 100 mètres par seconde ; enfin, les gros grains, de taille supérieure au millimètre, s'échappent difficilement du noyau. Les particules éjectées peuvent donner lieu à des essaims d'étoiles filantes si la trajectoire de la comète coupe celle de la Terre.
Une autre particularité a été observée dans un certain nombre de queues de comètes: la présence d'une bande sombre qui s'étend le long de l'axe de la queue et semble la diviser, en lui donnant l'aspect d'une fourche à deux branches (" queue dédoublée"). Cette zone de brillance très faible résulte sans doute d'une solution de continuité dans l'émission de poussières et elle est donc due à un manque de particules, les synchrones correspondant à un intervalle de l'ordre de quelques heures, étaient tout simplement absentes.
Une telle interruption se produit souvent peu après un sursaut: des poussières émises à profusion provoqueraient un effet d'écran supprimant l'ensoleillement du noyau et annulant par conséquent le taux de production pendant plusieurs heures, après quoi leur dilution dans l'atmosphère rendrait celle-ci transparente de nouveau, permettant à l'activité de la source de se rétablir.
Le noyau, corps compact de forme irrégulière dont le diamètre total varie entre 1 et 100 km, est composé essentiellement de glaces et de poussières. Les glaces se subliment et les gaz libérés entraînent la poussière. Certains matériaux cométaires sont très volatiles car les noyaux sont actifs à 5, à 8 et parfois même à 15 UA du Soleil. Il s'ensuit que, même à très grande distance héliocentrique, la lumière solaire réfléchie par une comète ne provient pas du noyau solide mais bien du halo de matériaux qui l'entourent, d'où l'impossibilité de mesurer le diamètre nucléaire. Malgré tout, si la comète passe suffisamment près de la Terre, on peut mesurer le diamètre de son noyau. Le principe de ces mesures est basé sur la détermination précise d'un aller-retour de l'écho radar et il se fonde principalement sur le fait qu'un écho revenant d'une sphère ne donne pas lieu à un phénomène ponctuel instantané mais que ce faisceau radar (l = 10-4 à 10-1 m) réfléchi donne un signal étalé dans le temps. De telles observations fournissent dès lors, non seulement la distance et la dimension de l'objet réflecteur mais encore la vitesse de rotation et l'orientation de l'axe de rotation à partir des décalages en fréquence mesurés. Malheureusement, la comète Hale-Bopp est passée trop loin de la Terre pour que son noyau puisse être étudié de cette façon.
Cela dit, le rayon Rn du noyau cométaire assimilé à une sphère peut être estimé à partir de la magnitude nucléaire (cfr. chapitre consacré à la brillance des comètes) mesurée à grande distance du Soleil (typiquement, mn = 19-20 pour D = r » 3 UA, mais mn était » 24 pour la comète P/Halley redécouverte à D » r » 11 UA). L'éclairement, En, produit par un tel corps réfléchissant est proportionnel à la quantité de lumière solaire interceptée, donc au carré de la taille de ce corps, et il varie en raison inverse du carré des distances à la Terre D et au Soleil r:
En = a .f(b ).
,
Où a représente l'albédo (rapport de l'énergie réfléchie dans toutes les directions à l'énergie totale interceptée), f(b ) est une fonction de l'angle de phase b (angle Terre-comète-Soleil) et F le flux du rayonnement solaire à 1UA. Malheureusement, a et f(b ) sont très mal connus ou inconnus. On dispose tout au plus de quelques observations indiquant que la surface de certaines comètes périodiques est probablement couverte de poussières très sombres ne réfléchissant que 10 % ou même moins de la lumière reçue. Mais l'albédo peut être beaucoup plus élevé dans le cas d'une surface constituée principalement de glaces (à titre de comparaison, le pouvoir de réflexion pour la radiation visible de la surface des satellites de Mars, Phobos et Deimos, ou d'un astéroïde sombre comme Cérès, est de moins de 6 %; celui de la croûte glacée d'Europe, le deuxième satellite de Jupiter, est d'environ 65 %).
La couche superficielle du noyau est loin d'être homogène ainsi que l'attestent les jets et enveloppes de poussières fréquemment observés à travers la coma : il existe des régions actives où le dégazage est intense et l'on peut déterminer la période de rotation du noyau.
Si les poussières et les gaz contenus dans la coma et la queue sont responsables de la lumière émise par la comète, leur masse est négligeable par rapport à celle du noyau qui est comprise entre 1015 et 1018 grammes, soit au moins 1 milliard de fois inférieur à celle de la Terre et 300 milliards de fois inférieur à celle de Jupiter. Le noyau est comparable à une petite astéroïde sans en avoir la cohésion interne; en effet, on connaît une vingtaine de cas de fracturation en 2 ou plusieurs parties, voir de complète désintégration. La fracturation est généralement spontanée et probablement liée à l'inclusion de poches de gaz ; elle a lieu aussi très près du Soleil par effet de marée conjugué à un violent dégazage.
Les comètes sont des corps de faible dimension, essentiellement composés de glace dont une partie se sublime à chaque passage au périhélie, formant la coma et les queues. A chaque passage, le noyau perd une épaisseur de quelques mètres de sa couche extérieure. Comme le diamètre d'un noyau est en général compris entre un et dix kilomètres, il ne peut pas survivre beaucoup plus longtemps que de cent à trois cents passages; c'est-à-dire mille ans pour les comètes à courte période, dix mille ans pour une comète comme la comète P/Halley, de un à dix millions d'années pour les comètes à longue période (Hale-Bopp par exemple); une telle durée reste mille fois plus courte que celle du système solaire.
Ceci introduit tout naturellement la question de savoir d'où viennent les comètes que nous voyons maintenant. Si elles se détruisent aussi rapidement, elles doivent provenir d'une source permanente qui compense leur disparition et en maintient un certain nombre en activité; sinon, il y a longtemps qu'il n'y en aurait plus.
2. Le mécanisme de formationJadis, les astronomes croyaient que les comètes étaient issues de l'espace interstellaire. Bien qu'aucune théorie précise de leur origine ne soit universellement acceptée, de nombreux astronomes pensent que les comètes sont nées en même temps que le Système solaire, dans sa partie extérieure froide, à partir de matière planétaire résiduelle.
Les équations de la gravitation sont réversibles dans le temps. Au milieu du XXème siècle Jan Hendrick Oort utilise cette propriété pour faire remonter le temps par le calcul aux comètes en tenant compte des perturbations dues aux planètes. Il montre ainsi que toutes les comètes avaient au départ une trajectoire quasi-parabolique, ce qui signifient qu'à la fois elles appartiennent et n'appartiennent pas au système solaire. Elles semblent toutes provenir d'une même région située entre 40 000 et 100 000 UA du Soleil (soit la limite de sa zone d'influence). Cette zone est depuis appelée nuage de Oort, et son existence a été confirmée par d'autres calculs. Le nuage de Oort pourrait contenir de l'ordre de 1062 comètes, il est sphérique ce qui explique pourquoi les comètes ne sont en principe pas dans l'écliptique.
Oort a démontré que le mouvement des comètes dans le nuage était contrôlé par les perturbations gravitationnelles induites par des étoiles voisines, dont la fréquence de passage à cette distance est en moyenne de un par million d'années, le passage d'un nuage interstellaire ainsi que l'attraction perturbatrice de toute la galaxie peuvent avoir le même effet. Ces trois phénomènes prennent des millions d'années et ne concernent que quelques comètes par décennies. Certaines perturbations éjectent des comètes hors du système solaire, d'autres au contraire les précipitent vers l'intérieur, abaissant leur périhélie au-dessous de 5 UA, où elles deviennent observables ; d'autres enfin abaisseraient leur périhélie au niveau des orbites des planètes géantes où, dans certaines conditions, elles pourraient être capturées et transformées en comètes de courte période.
Si l'on peut expliquer la formation des comètes à partir du nuage de Oort, on ne sait toujours pas exactement comment un tel nuage a pu se former si loin, en plein milieu interstellaire très pauvre en matière. Il n'existe pour l'instant que des hypothèses, dont la plus communément admise est due à l'astronome américain Kuiper; les comètes, ayant une composition chimique apparentée à celle des planètes géantes, se seraient en fait formées à quelques dizaines d'unités astronomiques du Soleil, au niveau des orbites d'Uranus, Neptune, et Pluton, on appelle cette région la ceinture de Kuiper. Formées dans cette ceinture, les comètes auraient ensuite été éjectées par les perturbations des géantes gazeuses sur des orbites plus stables à 50 000 UA , constituant ainsi le nuage de Oort ; afin de confirmer cette théorie, on recherche dans la ceinture de Kuiper des comètes fossiles qui n'auraient pas été éjectées dans le nuage de Oort. Jusqu'à présent, une trentaine seulement à déjà pu être détectée mais la chasse ne fait que commencer. La seconde hypothèse situe leur formation au sein même du nuage de Oort, mais on peut se demander comment la condensation d'un corps de un kilomètre a pu s'opérer dans un milieu aussi ténu, aux confins de la nébuleuse solaire primitive.
Ce mécanisme de formation des comètes explique pourquoi les comètes suscitent un tel intérêt chez les astronomes professionnels, intérêt qui n'est pas uniquement visuel. Les comètes ont passé la plus grande partie de leur vie dans le nuage de Oort, loin du Soleil dans un vide quasi total à une température (absolue) quasi nulle et en l'absence de pesanteur (à cause de leur faible diamètre). Très peu modifiées lors de leur périple, les comètes pourraient bien être de véritables fossiles du système solaire, riches d'informations sur les conditions physiques qui régnaient dans la nébuleuse primordiale où il s'est formé. Contrairement à celle des planètes, la matière des comètes n'a pas subi de modification chimique, et son étude pourrait confirmer ou infirmer les hypothèses faites sur la composition du nuage primordial.
Afin de représenter l'évolution des comètes au cours du temps on trace un graphique à échelle logarithmique donnant la distance à l'aphélie (Q) en fonction de la distance au périhélie (q). Sur un tel graphique les planètes, dont les orbites sont très peu excentriques, se trouvent sur une droite (Q = q). Par définition, aucun corps ne peut être représenté par un point situé dans le demi-plan inférieur délimité par cette droite (Q<q). Les comètes observables, elles, sont représentées par des points de l'autre demi-plan (Q>>q).
Lorsqu'elles se trouvent dans le nuage de Oort, les comètes ont une période de l'ordre du million d'années. Suite aux perturbations dues aux étoiles proches, certaines d'entre elles passent sur une orbite très elliptique (Nouvelles comètes) d'une période de l'ordre du millier d'années. Là elles subissent l'action des planètes géantes et peuvent soit adopter une orbite hyperbolique et s'échapper du système solaire, soit adopter une orbite de période plus courte. Le nuage de Oort étant sphérique, les comètes de ces familles (nouvelles et vieilles comètes et famille de Halley), n'appartiennent généralement pas à l'écliptique. Les comètes de la famille de Jupiter, par contre, sont toutes dans l'écliptique.
Deux évolutions possibles pour les comètes ont été envisagées :
1) Dans le cas des noyaux constitués d'une matrice météoritique enrobée d'une épaisse enveloppe de glaces, il s'agirait d'une désactivation progressive à chaque périhélie jusqu'à épuisement du réservoir de neige (c'est le cas des comètes P/Arend-Rigaux, P/Neujmin 1, P/Encke) et peut-être le passage au stade d'astéroïde.
2) Dans le cas des noyaux ne comportant pas de matrice réfractaire, la sublimation se poursuivrait jusqu'à la désintégration complète (c'est le cas des comètes P/Biéla, P/Brorsen, P/Temple-Swift et P/Neujmin 2).
Comment nomme-t-on une comète?
La désignation propre de la comète Hale-Bopp (celle utilisée par l'Union Astronomique Internationale dans ses circulaires UAI ainsi que dans les littératures astronomiques) est "comète C/1995 O1 (Hale-Bopp)". Les comètes sont généralement nommés du nom de leur découvreurs, cela étant effectué par consultation entre le CBAT et un comité spécial de 9 astronomes dans l'UAI. La désignation "C/1995 O1" montre que c'était la première comète découverte dans la seconde moitié de juillet (lettre O plus nombre 1) de l'année 1995; les moitiés de mois sont données comme des lettres, avec "A" couvrant du 1 au 15 janvier, "B" du 16 au 31 jan., "C" du 1 au 15 févr., etc. ("I" étant omis et "Z" n'étant pas nécessaire); le "C/" indiquant que c'est une comète de longue période.
Similaire au système de désignation des astéroïdes, ce système est entré en application le premier janvier 1995.