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Pour les articles homonymes, voir Comète (homonymie).
Une comète (stylisé en symbole astronomique ) est, en astronomie, un petit corps céleste constitué d'un noyau constitué de glace et de poussière dont l'orbite autour de son étoile, de forme très elliptique, l'amène périodiquement près de cet astre. Lorsque la comète franchit la ligne des glaces, située à environ trois unités astronomiques du Soleil dans le Système solaire, les volatiles (dont la glace d'eau), échauffés par la proximité de l'astre, se subliment et des jets sont expulsés, qui mélangent des gaz et de la poussière entrainée par ceux-ci. La matière éjectée forme une atmosphère ténue autour du noyau (la chevelure ou coma). Soumis à l'action de la pression de radiation solaire et du vent solaire, ces matériaux forment dans le sillage de la comète deux queues de plasma et de poussières longues de plusieurs millions de kilomètres. Elles sont, dans certains cas, visibles de jour à l’œil nu. Ce phénomène disparait dès que la comète s'éloigne de l'étoile.
Dans le cas du système solaire, l'aphélie de l'orbite (point le plus distant de l'orbite) des comètes est situé généralement dans les régions les plus éloignées : système solaire externe pour les comètes de la famille de Jupiter et celles de Halley à une distance comprise entre 5 et 30 unités astronomiques (1 au = 150 millions kilomètres) et nuage d'Oort pour les comètes à longue période à une distance comprise entre 2 000 et 50 000 (voire 200 000) unités astronomiques du Soleil. Ces objets célestes de petite taille (entre quelques centaines de mètres et quelques dizaines de kilomètres de diamètre) peuvent mettre plusieurs millions d'années pour boucler une orbite. Les astronomes en ont recensé environ 4 600 comètes (2024), mais compte tenu de la durée de la période orbitale de la plupart d'entre elles, il en existe sans doute des millions dans le Système solaire.
En s'approchant de son étoile, une comète est soumise à différentes forces : vent stellaire, pression de radiation, forces gravitationnelles des planètes (en particulier de Jupiter) ainsi que du Soleil et forces de réaction produites par l'expulsion des jets de gaz et de poussière. Celles-ci modifient souvent son orbite. Peu dense (environ la moitié de la densité de l'eau) et constituée d'un empilement de blocs faiblement liés, la comète peut, sous l'action de ces forces, connaitre une fin prématurée par éclatement ou s'écraser sur une planète, ou encore être expulsée du système solaire si son orbite est quasi parabolique. Dans tous les cas, une comète n'est pas immuable car l'activité qui la caractérise repose sur la présence d'un stock de glace d'eau. Lorsque celui-ci s'est épuisé après un nombre variable de passages près du Soleil, la comète, qui est alors dite éteinte, présente la plupart des caractéristiques des astéroïdes.
Depuis le début de l'humanité, les comètes, phénomènes célestes à la fois spectaculaires et apparemment aléatoires, ont frappé les esprits, ce qui permet de disposer de témoignages écrits datant de près de 3 000 ans (Chine). Dans les temps anciens, on considérait souvent qu'une telle apparition était le précurseur de cataclysmes ; à l'époque moderne, les passages les plus spectaculaires ont déclenché des mouvements de panique liés à la crainte d'une collision avec la Terre. La connaissance de l'orbite et de la nature des comètes émergent grâce aux travaux, entre autres, de Newton et Halley. Ce dernier parvient pour la première fois à prédire en 1705 la date du retour de la comète qui porte son nom. Le noyau cométaire, petit et masqué par la chevelure lorsqu'il est à portée des télescopes, est difficile à observer. Il a fallu attendre l'ère spatiale pour obtenir des données plus précises dont l'intérêt scientifique est jugé très important car les comètes sont considérées comme des vestiges quasi inaltérés de la formation du système solaire et parce qu'on leur attribue un rôle clé dans la présence d'eau sur Terre et dans l'apparition du vivant sur notre planète. Parmi les dix missions spatiales ayant survolé une comète, trois ont permis des avancées scientifiques particulièrement importantes : Giotto a réalisé les premières images d'un noyau cométaire, Stardust a ramené sur Terre un échantillon de la chevelure d'une comète et Rosetta est la première sonde spatiale (et la seule d'ici la fin de la décennie 2020) à s'être placée en orbite autour d'une comète, permettant de découvrir l'ensemble du cycle d'activation et d'effectuer un nombre considérable de mesures remettant en question certaines hypothèses scientifiques.
Le mot « comète » vient du grec ancien κομήτης ἀστήρ, komếtês astếr, qui signifie « astre chevelu ». Il est employé en ce sens chez Aristote[1] et chez Aratos de Soles dans son poème sur l'astronomie, Les Phénomènes[2].
Lors de la naissance d'une étoile la ligne des glaces sépare la région interne du système (proche du proto-soleil) dans lequel la température est trop élevée pour que la glace d'eau reste à l'état solide et ne se sublime pas de la région externe où la glace d'eau peut persister. De nos jours et dans notre système solaire, cette ligne se situe à environ 3 unités astronomiques du Soleil (au milieu de la ceinture d'astéroïdes). Les petits corps situés à l'extérieur de cette ligne des glaces comprennent une proportion importante de glace d'eau alors que les corps situés en deçà en sont pratiquement dépourvus. L'orbite de la plupart des corps du système solaire est pratiquement circulaire et donc entièrement située soit d'un côté soit de l'autre de cette ligne. Les comètes sont des petits corps constitués d'un agglomérat de poussière et de glace d'eau (et d'autres volatiles) qui font exception à cette règle car ils se caractérisent par une orbite elliptique à cheval sur cette ligne. Lorsqu'ils la franchissent en se rapprochant du Soleil la glace d'eau, qui subit un échauffement, se sublime et est éjectée en entrainant la poussière formant une queue longue de plusieurs millions de kilomètres. Ce phénomène s'interrompt lorsque la comète s'éloigne du Soleil. Le passage près du Soleil épuisant relativement rapidement le stock de la glace à l'échelle de l'histoire du système solaire, la comète circulait à l'origine en permanence au-delà de la ligne des glaces et était inerte. Son accession au statut de comète résulte d'une modification de son orbite sous l'influence gravitationnelle d'autres corps du système solaire ou de la galaxie.
Sur le plan de la nomenclature, les comètes sont rangées avec les astéroïdes dans la catégorie des petits corps du système solaire. L'émission périodique de gaz et de poussière et son origine à l'extérieur de la ligne des glaces sont ce qui distingue principalement une comète d'un astéroïde. Mais la découverte relativement récente d'astéroïdes dits actifs orbitant en permanence à l'intérieur de la ligne des glaces et produisant parfois des jets de gaz et de poussière ont contribué à brouiller la ligne de démarcation entre ces deux types de petits corps.
Une comète se compose essentiellement de trois parties : d'une part le noyau solide et d'autre part la chevelure (ou coma) et les queues qui n'apparaissent que lorsque la comète est proche du Soleil. L'ensemble formé par le noyau et la chevelure constitue la tête de la comète.
Les caractéristiques du noyau cométaire sont difficiles à obtenir. Sa petite taille le rend difficile à observer à grande distance et lorsqu'il se rapproche de la Terre et que les télescopes terrestres deviennent capables d'obtenir des images ayant une résolution spatiale plus satisfaisante, la chevelure qui l'entoure le masque au moins en partie. Les données dont on dispose reposent en partie sur des modèles théoriques consolidés par la dizaine de missions spatiales ayant pu effectuer des observations in situ du noyau en le survolant ou en se plaçant en orbite (mission Rosetta)[3].
Le noyau des comètes est de petite taille. Les 200 comètes dont le noyau a pu être mesuré (à date de 2022) ont un diamètre allant de quelques centaines de mètres à quelques dizaines de kilomètres. Alors que les comètes de la famille de Jupiter ont une taille inférieure à cinq kilomètres, les comètes circulant sur des orbites plus larges (comètes de la famille de Halley et comètes à longue période) ont un diamètre en moyenne plus important[4]. La comète à longue période Hale-Bopp, dont le noyau fait 60 kilomètres de diamètre, est la plus grande jamais observée.
La période de rotation est compris selon les comètes entre 5 à 70 heures. Des variations de cette période, comprises entre quelques secondes et quelques heures, ont été observées dans une douzaine de cas. Ces variations ont pu être observées directement par la mission Rosetta qui a mis en évidence qu'elles étaient provoquées par les jets de matériau induits par le processus de sublimation à l'approche du Soleil[5],[6].
Comme les astéroïdes, la masse des comètes est insuffisante pour que la gravité l’emporte sur les forces de cohésion ce qui exclue une forme sphérique. La forme du noyau des comètes n'a pu être observée de manière détaillée que dans une quinzaine de cas. Pour les autres comètes, seul le rapport entre longueur et largeur a pu être évalué de manière indirecte. Le rapport longueur sur largeur s'échelonne entre environ 1 et 3 avec un pic situé entre 1,5 et 2. Par rapport aux autres objets mineurs on observe une proportion anormalement élevé de corps bi-lobés (dont la comète observée par la mission Rosetta) ce qui semble indiquer un processus de formation ou d'évolution particulier[6].
La densité du noyau cométaire est faible, en moyenne 480 kg/m³ soit moins de la moitié de la densité de l'eau, et sa porosité est élevée (70 à 80%). Ces données suggèrent que le noyau est constitué d'un empilement de blocs peu dense avec des forces de cohésion peu importantes. Les mesures directes effectuées par l'atterrisseur Philae de Rosetta, corroborées par des mesures indirectes d'autres comètes, indiquent une densité plus importante en surface qu'à l'intérieur de la comète. La densité de l'intérieur reflèterait l'état originel de la comète tandis que que la surface aurait été compactée par différents processus physiques[7].
L'hypothèse de formation du noyau la plus communément admise et confirmée par les récentes expériences spatiales de spectroscopie, est qu'il serait un corps solide constitué pour moitié de glaces (essentiellement d'eau, puis de monoxyde de carbone, dioxyde de carbone, méthane, éthane, acétylène) et pour moitié de matières météoritiques agglomérées (modèle dit de la « boule de neige sale » proposé par Fred Whipple en 1950, « modèle en couche » proposé par Michael J. Belton à la suite de la mission Deep Impact). Ces glaces se subliment (lorsque la comète est à une distance d'une à trois unités astronomiques du Soleil) sous l'action du rayonnement solaire et donnent naissance à la chevelure, puis aux queues[5].
La chevelure, ou coma (mot latin de même sens) forme un halo à peu près sphérique entourant le noyau et constitué de particules neutres de gaz et de poussières éjectées du noyau sous forme de jets lorsque la comète se rapproche du soleil. L'échauffement qui résulte de la proximité du Soleil provoque la sublimation des glaces proches de la surface[8]. Cette chevelure est entourée d'un nuage d'hydrogène atomique produit par photodissociation d'un certain nombre d'espèces, principalement H2O et OH[9]. Son diamètre est généralement compris entre 50 000 et 250 000 kilomètres, avec des limites extrêmes de 15 000 et 1 800 000 kilomètres. La chevelure s'identifie fréquemment avec la tête de la comète, étant donné le faible diamètre relatif du noyau. Les analyses du gaz de la chevelure de la comète de Halley indiquent que celle-ci contient 80 % d'eau, 10 % de monoxyde de carbone, 3 % de dioxyde de carbone, 2 % de méthane, moins de 1,5 % d'ammoniac et 0,1 % d'acide cyanhydrique.
Les gaz ionisés et les poussières éjectés et formant la chevelure sont repoussés dans le sillage de la comète par la pression de radiation solaire et le champ magnétique généré par le vent solaire. Si la comète est suffisamment active, la poussière et les gaz qui forment des queues deviennent visibles. Une comète importante possède en général deux queues visibles aux dimensions considérables (des longueurs de 30 à 80 millions de kilomètres sont relativement fréquentes)[10] :
Une troisième enveloppe, invisible avec des instruments optiques, mais décelée grâce à la radioastronomie, est la queue d'hydrogène qui s'étend sur des dimensions considérables. Une anti-queue, constituée de gros grains qui, par effet de perspective lorsque la Terre traverse le plan de l'orbite cométaire, semble pointer vers le Soleil.
Une comète, à de rares exceptions près décrites plus loin, orbite autour du Soleil en circulant sur une ellipse dont cet astre constitue un des foyers. Le point de cette orbite le plus distant du Soleil est l'aphélie tandis que le plus proche est le périhélie. Comme tout corps céleste en orbite, celle-ci peut être définie par six paramètres, les éléments orbitaux.
La forme de l'ellipse parcourue par la comète est définie par deux de ces paramètres :
Muni de ces deux seuls paramètres on peut calculer deux autres caractéristiques importantes de l'orbite d'une comète :
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 :
Un autre paramètre orbital important est l'inclinaison orbitale, notée i {\displaystyle i} , qui est l'angle que fait le plan orbital (plan dans lequel circule la comète) avec le plan de l'écliptique. Ce dernier est (de manière approchée) le plan orbital dans lequel circule la plupart des objets célestes du système solaire[Note 1]. Les comètes à longue période et les comètes de la famille de Halley (cf paragraphe suivant pour la définition de ces catégories) constituent une exception dans ce domaine car la valeur de cet angle est distribué de manière uniforme entre les valeurs 0 (le plan orbital coïncide avec le plan de l'écliptique) et 360 degrés.
Du fait de l'ellipse très allongée de l'orbite d'une comète, celle-ci est caractérisée par une vitesse orbitale élevée à proximité du Soleil, qui peut de plus être rétrograde (dans le sens inverse de la vitesse orbitale des planètes du système solaire). Alors qu'un engin spatial libéré de l'attraction terrestre a une vitesse orbitale (minimum) dans le référentiel solaire d'environ 30 km/s, une comète venant du nuage de Oort a une vitesse d'environ 42 km/s au niveau de l'orbite terrestre. Si la comète décrit une orbite rétrograde, la vitesse relative de la sonde spatiale au moment du survol de la comète peut dépasser les 70 km/s quand il se produit au niveau de l'orbite terrestre[Note 2].
L'aphélie des comètes (point de leur orbite le plus éloigné du Soleil) se situe principalement dans deux régions du système solaire : le système solaire externe où circule les planètes géantes (Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune) à une distance du Soleil comprise entre 5 et 30 unités astronomiques (au) et le nuage d'Oort situé aux confins du système solaire entre 2 000 et 50 000 (voire 200 000) unités astronomiques du Soleil. Les comètes sont classifiées en fonction de la taille de leur orbite. On distingue les comètes à longue période et les comètes à courte période. Ces dernières parcourent leur orbite en moins de 200 ans et comprennent deux sous-familles : les comètes de la famille de Jupiter caractérisées par une période orbitale inférieure à 20 ans et dont l'aphélie est située au niveau de l'orbite de Jupiter et les comètes de la famille de Halley dont l'aphélie est située au niveau de l'orbite de Saturne ou au-delà. Les comètes à longue période sont les comètes dont l'orbite passe par le nuage d'Oort. Là encore on distingue deux sous-ensembles : la majeure partie de ces comètes proviennent de la région interne de ce nuage située entre 2 000 et 20 000 au du Soleil (baptisé nuage de Hills) tandis qu'une minorité proviendrait de la partie externe (entre 20 000 et 200 000 au) beaucoup moins dense[11],[12].
À chaque passage près du Soleil la comète perd une partie de son eau. Cette caractéristique conduit à distinguer les comètes actives qui libèrent une grande quantité d'eau à leur passage près de notre astre et les comètes qui le sont moins ou pas du tout car elles ont épuisées leurs ressources en eau lors de survols antérieurs du Soleil (comète éteinte ou dégazée). Une sous-catégorie est constituée par les comètes dynamiquement nouvelles (en anglais DNC ou Dynamically New Comet) qui effectuent leur premier passage près du Soleil en deçà de la ligne des glaces et qui sont donc potentiellement vierge de toute altération depuis leur formation à la naissance du système solaire.
Les comètes de la ceinture principale (renommées plus récemment astéroïdes actifs) sont des objets mineurs dont l'orbite est similaire à celle des astéroïdes de la ceinture principale d'astéroïdes (l'orbite est donc comprise entre celles de Mars et de Jupiter) mais qui ont une activité cométaire (sublimation de glace d'eau) sur une fraction de leur trajectoire. Ces comètes ne devraient pas exister dans la mesure où elles circulent semble t'il depuis des milliards d'années à l'intérieur de la ligne des glaces située à trois unités astronomiques dans le système solaire et leur glace d'eau devrait s'être sublimée depuis longtemps. La découverte de cette population de comète est venue brouiller la division qui semblait clairement établie entre astéroïde et comète. Elst-Pizarro est la première astéroïde de ce type découverte (en 1996).
Des exocomètes, c'est à dire des comètes circulant dans un autre système planétaire, ont été observées de manière indirecte — par photométrie ou spectrométrie — à l'aide de télescopes spatiaux spécialisés. La probabilité de la visite d'unes de ces exocomètes dans le système solaire n'est pas nulle compte du nombre considérable de petits corps circulant dans l'espace interstellaire : on estime que chaque étoile éjecte, dans celui-ci, au moment de sa formation, environ 1012 planétésimaux (1 000 milliards) qui partent ainsi à la dérive[13]. Mais l'espace est immense et, à la date de mars 2024, une seule exocomète a pu être découverte dans notre système solaire[Note 3] : 2I/Borissov est passée à environ deux unités astronomiques du Soleil en décembre 2019. Elle a pu être observée longuement ce qui a permis de déterminer que son diamètre était inférieur à 400 mètres, que son excentricité était particulièrement élevée (3,36) tout comme sa vitesse (32 km/s). L'analyse spectrométrique a indiqué une composition peu fréquente dans les comètes du système solaire avec une proportion d'eau peu élevée, une faible proportion de carbone diatomique, un taux élevé de monoxyde de carbone et d'acide aminé (R-NH2)[14] et enfin un ratio monoxyde de carbone/eau compris entre 35 % et 105 % alors que le ratio habituel est de 4 %[15].
Des catégories de comète plus marginales sont identifiées :
Contrairement à quasiment tous les autres corps du système solaire, les comètes ont un cycle de vie relativement court à l'échelle de l'histoire du système solaire. Initialement petit corps glacé inerte, la comète acquiert son statut à la suite d'une perturbation de son orbite. Elle entame alors un cycle de vie mouvementé au cours de laquelle elle perd régulièrement de la matière et son orbite est bousculée par différentes forces. Lorsqu'elle a épuisé son stock de glace elle retourne à son état d'objet inerte si elle n'a pas subi auparavant une fin prématurée en se fragmentant ou en s'écrasant sur un autre corps du système solaire.
Le Système solaire est né de la contraction d'un nuage interstellaire qui a formé un disque d'accrétion. Selon la théorie dominante, les comètes se sont formées durant cette phase - probablement dans les régions où étaient en train d'apparaitre les planètes Uranus et Neptune - par un processus d'accrétion similaire à celui qui est à l'origine des astéroïdes et des planètes. Ces petits corps ont presque immédiatement été éjectés par les géantes gazeuses et placés sur des orbites très elliptiques et parfois paraboliques avec des inclinaisons très variables par rapport au plan de l'écliptique dans lequel circulait les planètes. Ces éjections ont été violentes provoquant de nombreuses collisions conduisant à leur fragmentation ce qui expliquerait la petite taille des noyaux cométaires. Au fil du temps, le passage d'étoiles au voisinage du système solaire aurait par interaction gravitationnelle circulariser leur orbite. Tout ce processus aurait donné sa forme actuelle au nuage d'Oort principal réservoir de comètes : sphérique et placé aux confins du système solaire[16].
Les objets situés dans le nuage d'Oort circulent sur une orbite circulaire et donc n'approchent jamais le système solaire interne. Ils n'acquièrent leur statut de comète que lorsque leur orbite est modifiée par les forces de marée découlant des déplacements du système solaire lorsqu'il traverse le plan galactique ou lorsque il rencontre un nuage moléculaire[16].
Les comètes à courte période quand à elles sont initialement des comètes à longue période dont l'orbite a été modifiée par des perturbations gravitationnelles induites notamment par les planètes géantes du système solaire. Après leur passage par un stade intermédiaire de centaure, leur orbite aurait été une deuxième fois perturbée, déplaçant leur périhélie dans le système solaire interne (entre Mars et le Soleil).
Loin du Soleil, l'énergie solaire reçue par la comète est trop faible pour initier un quelconque changement. Le noyau reste froid et solide. Cet état commence à changer lorsque la comète se trouve à environ 7 unités astronomiques (au) du Soleil, c'est à dire entre les orbites de Jupiter et de Saturne. La température augmente suffisamment pour que certaines substances volatiles stockées sous forme de glace et situées à proximité de la surface commencent à se sublimer, c'est à dire à passer directement de l'état solide à l'état gazeux (en l'absence de pression atmosphérique, ils ne passent pas par un état liquide intermédiaire). Le premier volatile concerné est le monoxyde de carbone à environ 6,5 au du Soleil, puis viennent l'ammoniac à environ 6 au et à moins de 5 au des radicaux hydroxyle, du carbone moléculaire et du méthane. Ce processus est toutefois freiné car la sublimation absorbe la chaleur[17].
La sublimation de la glace d'eau, qui est le processus dominant dans les émissions de gaz et des poussières de la comète, débute à environ 3 au, c'est à dire au niveau de la ceinture d'astéroïdes. Les volatiles qui sont éjectés se trouvent en surface comme en dessous de celle-ci. Les matériaux solides (silicates, oxydes de fer, chondrites), qui composent une partie du noyau et sont intimement mélangés avec la glace, sont entrainés et expulsés avec les gaz[17].
La sublimation n'est pas le seul processus à déclencher une activité au sein de la comète. En observant la comète Hale-Bopp, qui est passée près du Soleil en 1996 et qui constitue courant 2024 la plus grosse comète jamais observée, les astronomes ont sontaté qu'elle était déjà active bien au-delà des 6,5 au (en 2012, alors qu'elle s'éloignait du Soleil elle restait encore visible, donc active, à une distance de 33,2 au du Soleil, c'est à dire au delà de l'orbite de Neptune). L'hypothèse proposée par les scientifiques est que cette activité est liée à la transformation de la glace amorphe (forme que la glace prend dans le vide) en glace cristalline (la forme habituelle sur Terre). Ce processus, qui dégage une chaleur latente importante, peut se déclencher à des températures très basses[17].
Au fur et à mesure que la comète se rapproche du Soleil, son activité s'intensifie et la masse de gaz et de poussière éjectée augmente.
Au pic de l'activité, les masses de gaz et de poussière éjectées peuvent être considérables. La plus grosse comète observée, Hale-Bopp, lorsqu'elle était au plus près du Soleil (1 au), laissait s'échapper 300 tonnes de gaz et 600 tonnes de poussière par seconde. Ces quantités éjectées sont très variables d'une comète à l'autre et même pour une même comète d'un passage près du Soleil au suivant. Il en est de même pour le ratio poussière/gaz. La taille du noyau est un facteur déterminant, comme le montre le tableau ci-contre, tout comme le nombre de passages déjà effectués près du Soleil. Il existe d'autres facteurs plus difficiles à apprécier, qui font que les astronomes restent prudents dans leur prévisions d'activité même lorsque la comète est bien connue ou qu'elle semble manifester une activité importante au début de son approche du Soleil[11].
Les éjections de gaz et de poussière ne se produisent pas sur toute la surface et elles sont irrégulieres. On distingue des régions actives qui éjectent en permanence gaz et poussières et des régions qui restent inertes, sans doute parce que recouvertes d'un manteau de poussière trop épais pour que les gaz puissent s'échapper à ces endroits. Les régions actives couvrent généralement 10 à 20 % de la surface. Pour 67P/Tchourioumov-Guérassimenko, qui a sans doute effectué de nombreux passages près du Soleil, les régions actives ne représentaient que 1,4 % de sa surface. Des jets plus violents mais d'une durée limitée se produisent de temps à autre. Sur 67P, la localisation de ces jets coïncidait le plus souvent avec des régions accidentées (falaises, puits...) et ces phénomènes seraient provoqués par des glissements de terrain exposant des poches remplies de gaz ou de glace[18],[19].
À l'issue de sa période d'activité, alors qu'elle s'éloigne du Soleil, la comète a perdu une quantité substantielle de matière. On estime ainsi que la comète 67P/Tchourioumov-Guérassimenko, pourtant peu active, a perdu 10,5 millions de tonnes (0,1 % de sa masse) durant son passage près du Soleil en 2015. Réparties sur l'ensemble de la surface, cela représenterait une couche de 70 centimètres d'épaisseur[20].
Lorsqu'une comète passe à proximité des grosses planètes (essentiellement Jupiter), elle subit des perturbations gravitationnelles qui peuvent modifier son orbite. Celle-ci peut être également modifiée de manière difficilement prévisible par les jets de matériau produits à l'approche du Soleil (perturbations non gravitationnelles). Pour ces raisons, les paramètres définissant l'orbite d'une comète ne sont jamais définitifs et sont recalculés après leur passage dans le système solaire. Ces modifications peuvent conduire à un changement radical de catégorie : déplacement important du périhélie, expulsion du système solaire ou destruction par éclatement ou collision avec le Soleil ou une planète.
Les comètes rasantes se caractérisent par un périhélie extrêmement proche du Soleil, qui peut être situé seulement à quelques milliers de kilomètres seulement de sa surface. Alors que les petites comètes rasantes peuvent complètement s'évaporer lors d'un tel passage, celles de plus grandes tailles peuvent survivre à plusieurs passages. Cependant, l'importante évaporation et les forces de marée entraînent souvent leur fragmentation.
La mort par épuisement est sans doute le destin le plus fréquent. Une comète n'est pas immuable car l'activité qui la caractérise repose sur la présence d'un stock de glace d'eau qui finit par s'épuiser. Une comète perd ainsi plusieurs dizaines de centimètres à chacun de ses passages près du Soleil. Une fois le stock de glace épuisé, la comète devient une comète éteinte. Il est probable qu'une partie des astéroïdes (en particulier des astéroïdes géocroiseurs) soient ainsi d'anciennes comètes[21].
La comète peut devenir inactive avant que le stock de glace d'eau ne soit complètement épuisé. En effet, les gros grains de poussière, qui sont expulsés par les jets de gaz à l'approche du Soleil, tendent à retomber à la surface de la comète. Ils s'accumulent et peuvent former une croute épaisse qui recouvre la glace d'eau, l'isolant thermiquement de l'action du Soleil. Si toute la surface de la comète est ainsi recouverte, elle devient complètement inactive. Cette comète, dite dormante, peut toutefois redevenir active si, par exemple, à l'occasion d'un changement d'orbite qui la rapproche du Soleil, la glace d'eau située sous la surface est de nouveau échauffée et la croute qui s'est formée est éventrée par le jet de gaz généré. Les astronomes ont ainsi observé des petits corps classés comme astéroïdes qui ont eu brutalement manifesté une activité cométaire[21].
La destruction de la comète par éclatement a pu être fréquemment observée. Le noyau cométaire est un empilement de blocs peu dense maintenus ensemble par des forces de cohésion très faibles. La force de marée découlant du passage près d'une planète géante (notamment Jupiter) ou du Soleil peut être suffisante pour faire éclater le noyau en de multiples fragments. Les comètes dites rasantes (principalement rattachées au groupe de Kreutz), dont l'orbite frôle le Soleil, sont fréquemment détruites de cette manière[21]. La plus ancienne observation de l'éclatement d'une comète remonte à 1846, lorsque les observateurs constatèrent que 3D/Biela qui bouclait son orbite en six ans s'était divisée en deux comètes aux trajectoires presque identiques. Six ans plus tard, la comète n'était pas réapparue, mais à compter de 1872, des centaines de météores illuminaient le ciel en novembre tous les six ans, dont l'orbite correspondait à celle de 3P/Biela. En juillet 2000, la comète C/1999 S4 Linear s'est désintégrée près de son périhélie. Une analyse des événements a permis de reconstituer que la comète, ayant épuisé son stock de glace d'eau qui maintenait les blocs le constituant, est partie progressivement en morceaux[22].
Une comète peut également éclater sous l'action de la pression des gaz sous sa surface. Ce peut être le cas lorsque la comète est échauffée par l'action du Soleil déclenchant la sublimation de la glace d'eau (ou d'autres volatiles) présente sous la surface et que les gaz produits ne peuvent s'échapper car celle-ci est recouverte d'une couche de poussière trop épaisse. La pression augmente et les gaz finissent par faire sauter cet obstacle. Si la pression est suffisamment forte, le noyau éclate en de multiples fragments[21]. L'un des cas de désintégration de ce type les plus spectaculaires est l'explosion de 17P/Holmes en 2007 qui aurait dégagé une énergie évaluée à 24 000 tonnes équivalent en TNT et aurait éjecté dans l'espace dix millions de tonnes de matériau. Un autre événement encore plus intrigant est l'apparition en 1991 d'un coma de 300 000 kilomètres de diamètre autour de la comète de Halley, résultant d'une éruption colossale qui s'est produite alors que la comète à 14,3 unités astronomiques donc très loin de la région placée sous l'influence thermique du Soleil. Cette explosion a été attribuée à la sublimation de monoxyde de carbone et du dioxyde de carbone qui se produit à des températures beaucoup plus basse que la glace d'eau[22].
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 juillet 1994 la collision des fragments de la comète Shoemaker-Levy 9 avec la planète Jupiter[21].
Au moment de la formation du système solaire un très grand nombre de petits corps glacés (donc des comètes potentielles) ont été expulsés dans l'espace interstellaire. Ces événéments continuent à se produire. En particulier les comètes à longue période caractérisées par une orbite presque parabolique (excentricité proche de 1) peuvent être facilement éjectées sous l'influence de gravitationnelle de Jupiter si leur trajectoire les fait passer trop près de cette planète[21].
Le Centre des planètes mineures qui centralise les découvertes et le suivi de tous les petits corps du système solaire du système solaire (comprend également les planètes naines, astéroïdes, centaures et les objets transneptuniens) avait recensé courant mars 2024 4 594 comètes sur un total de 1 350 505 petits corps[23]. Parmi celles-ci les astronomes avaient identifié, courant 2022, 440 comètes à courte période ayant effectué au moins deux passages près du Soleil. On découvre en moyenne 40 nouvelles comètes à courte période chaque année. Mais pratiquement toutes les comètes à courte période actives ont été recensées et les nouvelles découvertes portent sur des comètes largement transformées par leurs passages à proximité du Soleil. Par contre les 3 000 comètes à longue période observées sont pour beaucoup d'entre elles actives. Elles n'ont fait qu'un seul passage dans le système solaire interne et ont donc été peu altérées par le Soleil et conservent leurs caractéristiques d'origine[24].
Les essaims d'étoiles filantes (par exemple : Perséides, Orionides, Géminides) sont associés à des comètes. Les poussières perdues par une comète lors d'un passage se répartissent le long de l'orbite de celle-ci en formant une sorte de vaste nuage. S'il advient que la Terre, dans son mouvement orbital annuel, traverse un tel nuage, on assiste alors à une pluie d'étoiles filantes plus ou moins dense suivant l'activité et la nature de la comète. Ces « étoiles filantes » semblent provenir d'un même point du ciel appelé le radiant, un peu comme lorsqu'on est dans un tunnel rectiligne et que l'on a l'impression que les bords de celui-ci convergent vers un même point. L'essaim est nommé d'après la constellation où est situé le radiant (par exemple : Persée pour les Perséides, les Gémeaux pour les Géminides). Les poussières cométaires, lorsqu'elles pénètrent dans la haute atmosphère de la Terre, s'échauffent et s'ionisent, produisant la traînée lumineuse que l'on connaît. L'intensité d'un essaim météoritique est variable et dépend notamment du réensemencement en poussières lors de chaque passage des comètes.
L'hypothèse que l'eau de la Terre proviendrait des comètes a été formulées dès 1696 par William Whiston dans sa Nouvelle Théorie de la Terre. Une équipe internationale a pu décrypter, par les données du télescope spatial Herschel, que l'eau de la comète Hartley 2 ressemblait parfaitement, au niveau chimique, à celle des océans de la Terre alors que, jusqu'ici, on croyait que celle-ci avait été apportée par les astéroïdes. Lors de sa formation, la Terre était très chaude et ses petites réserves d'eau se seraient évaporées. L'eau que l'on retrouve aujourd'hui serait présente grâce au bombardement de corps célestes, quelques dizaines de millions d'années après la naissance de la Terre. La plupart des comètes viennent du nuage de Oort autour du système solaire. Les comètes de ce secteur renferment environ 50 % de glaces d'eau, bien que des analyses avaient démontré que cette eau contenait beaucoup plus de deutérium que celle de nos océans. Les chondrites carbonées, astéroïdes issus de la ceinture située entre Mars et Jupiter, similaire à notre eau, s'avéraient alors être les meilleurs candidats. Dorénavant, les comètes de type Hartley 2 rivalisent avec eux, ne provenant pas du nuage de Oort mais de la ceinture de Kuiper[27].
La présence de molécules organiques dans les comètes est un élément en faveur de la théorie de la panspermie. Un scientifique de la NASA, Richard B. Hoover (en), prétend ainsi en 2011 avoir trouvé des bactéries fossiles extraterrestres dans des comètes[28], mais la NASA a pris ses distances avec ces travaux, leur reprochant un manque d'évaluation par les pairs[29]. Les noyaux cométaires sont parmi les objets les plus sombres du système solaire avec un albedo compris entre 2 et 7 %[30].
Dans l'Antiquité, les premières traces écrites d'observations de comètes figurent dans des annales chinoises[Note 4] de la dynastie Shang datant de 1059 av. J.-C.. En ce qui concerne comète de Halley le témoignage le plus ancient remonte à l'an 240 av. J.-C. et est consigné dans ces archives chinoises[31]), mais aussi à la même époque sur des tablettes en écriture cunéiforme chaldéennes[32]. Le plus ancien dessin date du IVe siècle av. J.-C. : sur un livre de soie découvert en 1974 dans la tombe du marquis de Dai en Chine, sont représentés vingt-neuf types de comètes[33].
Les premières interprétations sur la nature des comètes viennent de la philosophie naturelle grecque. Aristote, dans son traité Du ciel, divise le cosmos en monde céleste, composé d'éléments sphériques parfaits et monde sublunaire avec ses objets imparfaits. Dans son traité Meteorologia, Aristote classe les comètes dans le monde sublunaire : elles sont selon lui des phénomènes atmosphériques de la sphère de l'air remontant dans la sphère du feu. Au contraire, les pythagoriciens considèrent qu'il s'agit de planètes rarement observables. Diodore de Sicile y voit des poutres enflammées alimentant le soleil[34]. Chez les Romains, Sénèque reprend la théorie d'Apollonios de Myndos[35] selon laquelle les comètes sont des astres errants revenant à des périodes trop longues à l'échelle d'une vie humaine[36].
Malgré ces interprétations de savants et de philosophes, la croyance populaire en fait à cette époque (et jusqu'au XXe siècle) des signes annonciateurs, le plus souvent de mauvais augure, plus rarement propitiatoires : ainsi les Chaldéens et les Mésopotamiens leur offrent de l’encens pour infléchir le funeste présage ; certaines femmes grecques et romaines en deuil délient leurs cheveux pour manifester leur chagrin ; certains astrologues égyptiens pensent que sacrifices et prières ne peuvent conjurer leur pouvoir annonciateur ; les astrologues au Moyen Âge les associent à des morts illustres : comète de 451 pour la mort d’Attila, de 1223 pour Philippe-Auguste, comète de Halley pour Henri IV, etc. Outre ces présages funestes, elles sont également associées à des batailles (bon augure pour les Normands, mauvais pour les Anglo-saxons lors de la Bataille d'Hastings)[37]. En 1472, l’astronome Johann Müller observe une comète à Nuremberg. Il fonde la cométographie[38]. Paolo Toscanelli observe les comètes de 1433, 1449, 1456 et calcule leur position.
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 sa Nouvelle Théorie de la Terre, avance que la comète de 1680 est celle qui provoqua le Déluge 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[39]. »
Leur nature véritable comme leur périodicité n'ont été trouvées qu'à partir de la Renaissance. En 1531, Petrus Apianus et Girolamo Fracastoro observent indépendamment que la queue des comètes est orientée à l'opposé du Soleil (des astronomes chinois au VIIe siècle l'avaient déjà remarqué), mettant ainsi en évidence l'effet des vents solaires[40]. Tycho Brahe (1546-1601) montre en 1577, grâce au phénomène de parallaxe, que les comètes ne sont pas un phénomène sublunaire comme on le croyait couramment à son époque. En 1609, Johannes Kepler suppose, dans son ouvrage De cometis, que les comètes naissent par génération spontanée et suivent une trajectoire rectiligne à une vitesse variable. En 1652, il est contredit par Pierre Gassendi qui, dans son Traité sur les comètes, leur attribue une vitesse constante et par Seth Ward (1617-1689) qui comprend qu'elles suivent des ellipses, 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 de mécanique céleste que les planètes, et possèdent une masse. 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 sa Loi universelle de la gravitation et établit ainsi pour la première fois leur appartenance au système solaire. Dans la première édition de ses Principia, Newton hésitait à attribuer aux orbites cométaires la forme de paraboles ou celle d'ellipses très allongées, plus apparentées aux trajectoires des planètes[41].
John Flamsteed propose en 1680 une relation d'attraction-répulsion entre comètes et le Soleil.
La seconde des hypothèses envisagées par Newton reçoit un appui décisif lorsqu'en 1695 l'un de ses amis, l'astronome et mathématicien Edmond Halley (1656-1742), se persuade de l'identité probable de certaines comètes dont il s'était 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 par Alexis Claude Clairaut en novembre 1758, le retour de la « comète de 1682 » observée à l'époque par Halley lui-même et qui sera bientôt appelée « comète de Halley » se réalisa le 13 mars 1759, date du passage de la comète à son périhélie. La valeur symbolique du retour de cet astre - qui n'est pas le plus remarquable ni le plus étudié - et qui lui valut 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, devait être jointe à des « Tables astronomiques » qu'il venait 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 avait été reprise dans les éditions et traductions successives des Principia de Newton ainsi que dans divers traités d'astronomie[41].
En tenant compte des études théoriques de Joseph-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, sont l'objet de plusieurs prévisions, dont les meilleures se révélèrent 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 par Philip Herbert Cowell et Andrew Crommelin (1865–1939) en 1910, mais 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 de Brian 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 mai 1983[41].
La connaissance des comètes va rapidement progresser au 19ème siècle. En 1812 H.W.M. Olbers avance que les queues des comètres seraient consitutées de particules solides repoussées par le Soleil. François Arago découvre en 1819 en mesurant la polarisation d'une comète que celle-ci n'est pas un objet lumineux mais qu'elle réfléchit la lumière du Soleil. A partir de la deuxième moitié du 19e siècle le développement de la photographie et de la spectroscopie permettent de collecter de nouvelles informations sur la composition des comètes. La première photographie d'une comète est réalisée en 1858. G. Donati effectue en 1864 la première observation spectrale d'une comète (C/1864 N1),tandis que W. Huggins réalise en 1881 le premier spectre photographique de la la Grande comète C/1881 K1[42]. Les astronomes découvrent des corps dont les caractérisques sont à la fois complexes et très variables. L'étude des raies spectrales permettent d'identifier les principaux composants présents : molécules contenant des atomes d'hydrogène, d'oxygène, de carbone et d'azote ainsi que des particules de poussières de type silicate[43].
Au début du 20ème siècle les astronomes ne comprennent pas comment cet assemblage de sable et de volatiles peut orbiter de manière répétée autour du Soleill sans se disloquer. L'astronome américain Fred Whipple (1906-2004) suggère que le noyau cométaire est un conglomérat glacé fait de poussière et de glace d'eau contenant également de l'ammoniac, du méthane et du dioxyde de carbone. Lorsque la comète se rapproche du Soleil, celui-ci réchauffe la glace d'eau présente en surface qui se sublime en formant des jets composés de poussière et de gaz. Si la matière éjectée est suffisament importante, une chevelure et deux queues deviennent visibles. Ce modèle permet d'expliquer les variations d'apparence de la comète et les modifications de l'orbite résultant des jets gazeux. Cette hypothèse est popularisée sous l'appellation "boule de neige salle"[43].
Au début du 20ème siècle, les astronomes étaient parvenus à la conclusion qu'il existait deux familles de comètes : les comètes à courte période (également dites écliptiques car elles circulent à proximité du plan écliptique) dont l'aphélie se situait à moins de 50 ua du Soleil et les comètes à longue période (également dites isotropiques car caractérisées par des inclinaisons orbitales variées) dont l'orbite était quasiment paraboliques[44]. L'origine de cette deuxième catégorie de comètes était mystérieuse et pour certaines d'entre elles on estimait qu'il s'agissait d'objets venus d'autres systèmes solaires. L'astronome Jan Oort postula en 1950 qu'il existait un réservoir sphérique contenant une quantité gigantesque de planétesimaux glacés et situé à très grande distance du Soleil (environ 100 000 au soit une année-lumière et demi). Ce réservoir reçut le non de son découvreur : nuage de Oort[45].
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 du noyau cométaire très réduite (diamètre généralement inférieur à 20 kilomètres) et la présence d'une chevelure 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 de mission spatiale doit surmonter deux difficultés. L'orbite d'une comète très elliptique leur confère une vitesse très élevée à proximité du Soleil, par ailleurs souvent rétrograde, 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 du fait d'une vitesse relative qui atteint plusieurs dizaines de kilomètres par seconde à l'exception de Rosetta 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 une énergie cinétique qui peut endommager l'engin spatial et ses instruments.
L'étude des comètes a considérablement progressé durant l'ère spatiale. Courant 2024, dix missions spatiales ont survolé une comète et deux de ces dernières ont été survolées à plus d'une reprise. Plusieurs de ces missions ont effectué des percées scientifiques notables.
A la fin des années 1970, alors que les missions spatiales de l'agence spatiale américaine , la NASA, Pioneer et Voyager, achèvent la première étude in situ des lointaines planètes du système solaire externe (Jupiter, Saturne, ...), les petits corps du système solaire (astéroïdes, comètes, Pluton) deviennent la nouvelle "frontière" de l'exploration spatiale. A l'époque peu de données ont pu être collectées sur le noyau des comètes. Celui-ci est trop petit pour être observé avec un télescope lorsqu'il est loin du Soleil et il est masqué par sa chevelure lorsqu'il s'en approche. La présence même d'un noyau cométaire solide reste à confirmer sans parler de sa taille, de sa forme, de sa composition et des processus à l'origine de la chevelure et des queues[46]. Le passage près du Soleil de la comète de Halley, bien connue et très active, qui doit avoir lieu en 1986 mobilise les principales agences spatiales (soviétique, japonaise, américaine et européenne) qui décident de lancer à sa rencontre plusieurs sondes spatiales pour la première étude in situ d'un noyau cométaire. Dans cette flotte d'engins spatiaux Giotto doit effectuer les principales investigations. C'est initialement une mission conjointe de 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[47].
Les sondes jumelles soviétiques Vega 1 Vega 2 ainsi que les engins spatiaux japonaises Sakigake et Suisei, qui avec Giotto constituent cette armada de Halley, survolent en mars 1986 à une semaine d'intervalle le noyau cométaire à des distances variables et collectent des informations scientifiques de grande valeur. Mais c'est la sonde spatiale Giotto, particulièrement bien équipée en instruments scientifiques, qui collecte les données les plus intéressantes. Lancée en juillet 1985, elle survole le noyau de la comète en mars 1986 à une distance de 596 kilomètres. Les impacts des poussières, malgré leur petite taille, sont très violents car la vitesse relative durant ce survol est de 68 km/s. La sonde spatiale, suite à un choc plus violent, tournoie pendant quelques secondes avant de reprendre le contrôle de son orientation. Malgré cette péripétie, la moisson scientifique est particulièrement fructueuse : premières photos du noyau d'une comète (celles-ci permettent d'estimer sa taille et sa forme), découverte de puissants jets de gaz et d'un albédo très faible, détermination de la composition chimique des gaz éjectés et des caractéristiques des poussières[46].
Après l'armada de Halley, il s'écoule une quinzaine d'années sans qu'aucune mission spatiale consacrée spécifiquement à l'étude des comètes ne soit lancée. Le tournant du 20ème siècle se caractérise par un renouveau dans le domaine. En quelques années quatre missions, ayant pour objectif l'observation in situ des comètes, sont lancées : Deep Space 1 (1998) , Stardust (1999), Rosetta (2004) et Deep Impact (2005)[42].
La mission Stardust est développée par l'agence spatiale américaine, la NASA 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 la formation 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) tout en obtenant indirectement des informations clés permettant de reconstituer le processus de formation du système solaire[48].
La collecte des échantillons est un succès. La sonde spatiale traverse en 2004 la chevelure de la comète 81P/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. Mais 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 de chondres et d'inclusions minérales riches en calcium et en aluminium qui ne peuvent se former qu'à des températures très élevées. D'une part celles-ci ne sont possibles 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. Cela ne remet pas en question le fait que les comètes elles-mêmes se soient bien formées loin du Soleil, au delà de Neptune, mais elles ont agrégées à la glace qu'elles y ont trouvé des roches qui ont été transportés depuis le système solaire interne. Le processus à l’œuvre dans ce déplacement reste à définir précisément. Les chercheurs ont néanmoins également trouvé des poussières provenant d'autres étoiles non transformées qu'ils ont pu identifier grâce à leur composition isotopique inhabituelle. Enfin alors que les scientifiques s'attendaient à ce que le noyau présente une surface pratiquement sans relief accentué, les photos prises par la sonde spatiale durant le survol montrent un paysage très accidenté avec des falaises, des cavités de un kilomètre de diamètre et des pics de plusieurs centaines de mètres[48]. Après avoir mené à bien sa mission principale la sonde spatiale est redirigée vers une deuxième comète, Tempel 1, qu'elle survole en février 2011 en passant à 190 km de son noyau. Ses observations permettent de compléter les observations sur les conséquences de l'impact artificiel déclenché par la mission Deep Impact (voir paragraphe suivant)[49].
La récupération in situ n'est pas l'unique moyen de récupérer de la matière cométaire. La Terre traverse continuellement divers nuages de poussières stellaires et 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[50].
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 spatiale Deep Impact est lancée le 12 janvier 2005. Arrivée le 4 juillet 2005 à portée de la comète 9P/Tempel 1, elle éjecte un impacteur de 370 kilogrammes. Celui-ci percute sa surface à une vitesse de 10 km/s dégageant une énergie considérable (4,5 tonnes équivalent 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 mission Stardust 6 ans plus tard révèlent qu'un cratère de 150 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 démontrent que Tempel/1 est plus une boule de poussière glacée qu'une boule de neige sale. Par ailleurs la densité, déduite de la vitesse avec laquelle le cône dé débris s'est soulevé, est évaluée 0,6 donc nettement inférieure à celle de l'eau. Les scientifiques en déduisent que le noyau cométaire est largement constitué de cavités. Les observations spectrales des éjectas réalisées par l'observatoire spatial infrarouge Spitzer 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 des silicates qui n'ont pu se former qu'à une température de 700°C donc à proximité de notre 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 son périhélie, tend à prouver que les impacts des météorïdes ne peuvent provoquer ce type de phénomène[49].
La sonde spatiale européenne Rosetta lancée le 2 mars 2004, après avoir survolé les astéroïdes Šteins (5 septembre 2008) et Lutetia (10 juillet 2010), se met en orbite à 100 km autour de la comète 67P/Tchourioumov-Guérassimenko dix ans après son lancement, le 6 août 2014, ce qui constitue une première technologique. Les images de haute définition sont transmises, révélant de nombreux détails de l'astre. Philae, un petit atterrisseur, s'est posé sur son noyau le 12 novembre 2014[51]. 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 de sublimation et la composition de la surface du noyau cométaire et de la chevelure[52].
L'Agence spatiale européenne a prévu de lancer en 2029 la sonde spatiale Comet Interceptor qui doit étudier en la survolant une comète à longue période ou éventuellement, même si la probabilité est plus faible, un objet provenant d'un autre système solaire. Il s'agit d'une première car, jusque là, toutes les comètes observées par des missions spatiales (Giotto, Rosetta...) étaient des comètes à courte période qui avaient effectué auparavant plusieurs passages près du Soleil et qui été partiellement transformées par ces passages dans le système solaire interne. L'objectif scientifique est de collecter des données sur le matériau à l'origine la formation du système solaire et de disposer ainsi de nouvelles données sur le processus de sa formation et sur les matériaux de la nébuleuse solaire. La sonde spatiale doit être placée au point 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[53].
La découverte et le suivi de l'évolution de la trajectoire des comètes sont effectuées à la fois par des astronomes professionnels et amateurs. Les observations sont recueillies selon un processus normalisé par le Centre des planètes mineures, un organisme financé par la NASA, géré par le Smithsonian Astrophysical Observatory et placé sous la supervision de la division F de l'Union astronomique internationale. Cette organisation est chargée de collecter toutes les observations des objets mineurs du système solaire, d'effectuer les vérifications et certains calculs et de diffuser les données astrométriques résultantes[54].
Depuis le début des années 2000 plusieurs programmes de recensement des objets mineurs à l'aide de télescopes terrestres sont à l'origine de la majeure partie des découvertes de comètes : sur une période allant de mai 2018 à mai 2019 35 nouvelles comètes ont été observées dont au au moins 33 dans le cadre de relevés astronomiques systématiques (16 par Pan-STARRS, 9 par ATLAS, 4 par Lemmon, 2 par Catalina, 1 par LINEAR). Les observations ont également permis cette année là de confirmer le caractère périodique de 13 comètes qui effectuaient leur deuxième passage près du Soleil ayant donné lieu à une observation[55]. Le nombre et la précocité des découvertes devraient s'accroitre avec la mise en service au Chili de l'observatoire terrestre Vera Rubin qui dispose d'un miroir primaire d'un diamètre de 8,4 mètres et d'un détecteur de très grande dimension (3000 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[56].
Les observatoires spatiaux consacrés à l'étude du Soleil qui orbitent autour du point de Lagrange L1 sont placés dans une position privilégiée pour identifier et observer de nouvelles comètes lorsque leur trajectoire contourne le Soleil. Deux observatoires en particulier ont découvert de nombreuses comètes :
Avant la découverte en 1705 d'Edmond Halley du caractère périodique de la comète portant son nom, ces petits 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 désignée comme grande comète. Par exemple la grande comète de 1811.
Le nom d'une comète est désormais attribué officiellement par une commission de l'Union astronomique internationale, dont le siège est à Washington, D.C.. Traditionnellement, on donne aux comètes le nom de son (ou de ses) découvreur(s), jusqu'à trois noms maximum. Dans le cas des comètes Halley, Encke ou Lexell, il s'agit du nom des personnes qui ont déterminé la périodicité de ces astres. Quelques comètes sont nommées d'après le lieu de leur découverte (la comète Lulin) et un nombre de plus en plus important reçoit le nom d'un programme de recensement automatique des objets mineurs, comme Pan-STARRS, LINEAR ou NEAT, ou bien de l'observatoire spatial l'ayant détecté, comme SOHO.
En plus du nom, les comètes reçoivent une référence officielle dont l'attribution obéit depuis 1995 à une nouvelle convention [57] :
Note : les lettres I et Z ne sont pas utilisées.
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 et Thomas 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 comète P/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 la 207e comète périodique confirmée[58].
Avant le 1er janvier 1995 les comètes recevaient une désignation provisoire constituée par l'année de la découverte suivie d'une lettre en minuscule correspondant à l'ordre de la découverte. Par exemple, 1965f, sixième comète trouvée pendant l'année 1965. Plus tard, le nom définitif lui était attribué selon les critères suivants : l'année du passage au périhélie, suivie d'un numéro noté en chiffres romains indiquant l'ordre chronologique du passage au périhélie (exemple : 1994 IV, quatrième comète passée au périhélie en 1994). Ce procédé comportait de nombreux inconvénients : la multiplication des découvertes épuisait l'alphabet. Quand on découvrait une 27e comète dans l'année, il fallait recommencer l'alphabet en faisant suivre la lettre du chiffre 1 (comme 1991a1). Les découvertes de comètes après leur passage au périhélie rendaient difficile une désignation officielle cohérente. Les comètes à courte période multipliaient les désignations, une nouvelle étant attribuée à chacun de leurs retours.
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Catégories de comète
Quelques comètes fameuses
Sondes spatiales ayant exploré des comètes
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محطة برلين Berlin Station النوع كوميدي البلد الولايات المتحدة لغة العمل الإنجليزية عدد المواسم 1 عدد الحلقات 3 مدة الحلقة 33 دقيقة مواقع التصوير برلين موسيقي راينولد هايل الموزع نتفليكس القناة إيبيكس بث لأول مرة في 16 أكتوبر، 2016 - الآن بث لآخر مرة في 17 فبراير 2019 وصلات
Альто-Малькантоне італ. Alto Malcantone Герб Країна Швейцарія[1] Кантон Тічино Межує з: сусідні адмінодиниці Аранно, Бедано, Бьоджо, Гамбароньйо, Гравезано, Манно, Мільєлья, Торрічелла-Таверне, Кадемаріо, Монтеченері, Курилья-кон-Монтев'яско ? Номерн
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Eine kanadische 3-Cent-Briefmarke von 1917, die auf Robert Harris’ Gemälde „Fathers of Confederation“ basiert. Als Väter der Konföderation (englisch Fathers of Confederation, französisch Pères de la Confédération) werden die Personen bezeichnet, die an der Charlottetown-Konferenz, der Québec-Konferenz und der Londoner Konferenz teilnahmen. Diese Konferenzen führten zur Kanadischen Konföderation, also der Vereinigung von Kronkolonien in Britisch-Nordamerika zum Bundesstaat Kanada …
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