Comète

Unecomète(stylisé ensymbole astronomique) est, enastronomie,unpetit corpscéleste constitué d'unnoyau,mélange de glace et de poussière, dont l'orbiteautour de son étoile, de forme trèselliptique,l'amène périodiquement près de cet astre. Lorsque la comète franchit laligne des glaces,située à environ troisunités astronomiquesdu Soleil dans leSystème solaire,les volatiles (dont la glace d'eau), échauffés par la proximité de l'astre, sesublimentet des jets sont expulsés, qui mélangent des gaz et de la poussière entrainée par ceux-ci. La matière éjectée génère une atmosphère ténue autour du noyau (lachevelureou coma). Soumis à l'action de lapression de radiation solaireet duvent solaire,ces matériaux forment dans le sillage de la comète deuxqueuesdeplasmaet 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'aphéliede l'orbite (point le plus distant de l'orbite) des comètes est situé généralement dans les régions les plus éloignées du Soleil:système solaire externepour lescomètes de la famille de Jupiteretcelles de Halleyà une distance comprise entre 5 et30 unitésastronomiques (1au=150 millionskilomètres) etnuage d'Oortpour 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 gravitationnellesdes planètes (en particulier de Jupiter) ainsi que du Soleil et forces de réaction produites par l'expulsion des jets de gaz et de poussière — qui rendent souvent son orbite instable sur le long terme. Peu dense (environ la moitié de la densité de l'eau) et constituée d'un empilement de blocs faiblement liés, une comète peut, sous l'action de ces forces, connaitre une fin prématurée par éclatement ou s'écraser sur une planète, ou encore être expulsée du système solaire si sonorbite 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 d'unastéroïde.

Depuis le début de l'humanité, les comètes, phénomènes célestes à la fois spectaculaires et apparemment aléatoires, ont frappé les esprits, ce qui permet de disposer de témoignages écrits datant de plus 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 émerge grâce aux travaux, entre autres, deNewtonetHalley.Ce dernier parvient pour la première fois à prédire en 1705 la date du retour de lacomète qui porte son nom.Lenoyau cométaire,petit et masqué par lachevelurelorsqu'il est à portée des télescopes, est difficile à observer. Il a fallu attendre l'ère spatialepour obtenir des données plus précises dont l'intérêt scientifique est jugé très important: les comètes sont considérées comme des vestiges quasi inaltérés de laformation du système solaireet on leur attribue par ailleurs un rôle clé dans la présence d'eau sur Terre et dans l'apparition du vivantsur notre planète. Parmi les dix missions spatiales ayant survolé une comète, trois ont permis des avancées scientifiques particulièrement importantes:Giottoa réalisé les premières images d'un noyau cométaire,Stardusta ramené sur Terre un échantillon de la chevelure d'une comète etRosettaest la premièresonde 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.

Étymologie

Le motcomètevient dugrec ancienκομήτης ἀστήρ,komếtês astếr,qui signifie « astre chevelu ». Il est employé en ce sens chezAristote^[1]et chezAratos de Solesdans sonpoèmesur l'astronomie,Les Phénomènes^[2].

Définition

Lors de lanaissance d'une étoile,laligne des glacessépare la région interne dusystème planétaire(proche du proto-soleil), dans laquelle la température est trop élevée pour que la glace d'eau reste à l'état solide et ne sesublimepas de la région externe où la glace d'eau peut persister. De nos jours et dans notre système solaire, cette ligne se situe à environ troisunités astronomiquesdu Soleil (au milieu de laceinture d'astéroïdes). Lespetits corpssitués à l'extérieur de cette ligne des glaces comprennent une proportion importante de glace d'eau alors que les corps situés en deçà en sont pratiquement dépourvus. L'orbite de la plupart des corps du système solaire est pratiquement circulaire et donc entièrement située soit d'un côté soit de l'autre de cette ligne. Les comètes sont des petits corps constitués d'un agglomérat de poussière et de glace d'eau (et d'autres volatils) qui font exception à cette règle car ils se caractérisent par uneorbite elliptiqueà cheval sur cette ligne. Lorsqu'ils la franchissent en se rapprochant du Soleil, la glace d'eau subit un échauffement, se sublime et est éjectée en entrainant la poussière, formant une queue longue de plusieurs millions de kilomètres. Ce phénomène s'interrompt lorsque la comète s'éloigne du Soleil. Le passage près du Soleil épuisant relativement rapidement le stock de la glace à l'échelle de l'histoire du système solaire, la comète circulait à l'origine en permanence au-delà de la ligne des glaces et était inerte. Son accession au statut de comète résulte d'une modification de son orbite sous l'influence gravitationnelle d'autres corps du système solaire ou de laGalaxie.

Sur le plan de la nomenclature, les comètes sont rangées avec lesastéroïdesdans la catégorie despetits corps du système solaire.L'émission périodique de gaz et de poussière et son origine à l'extérieur de la ligne des glaces sont ce qui distingue principalement une comète d'un astéroïde. Mais la découverte relativement récente d'astéroïdes dits actifsorbitant en permanence à l'intérieur de la ligne des glaces et produisant parfois des jets de gaz et de poussière a contribué à brouiller la ligne de démarcation entre ces deux types de petits corps.

Description

Une comète se compose essentiellement de trois parties: d'une part lenoyausolide et d'autre part lachevelure (ou coma)et lesqueuesqui 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.

Le noyau

Article détaillé:Noyau d'une comète.

Les caractéristiques dunoyau cométairesont difficiles à obtenir. Sa petite taille le rend difficile à observer à grande distance et lorsqu'il se rapproche de la Terre et que les télescopes terrestres deviennent capables d'obtenir des images ayant unerésolution spatialeplus satisfaisante, la chevelure qui l'entoure le masque au moins en partie. Les données dont on dispose reposent en partie sur des modèles théoriques consolidés par la dizaine de missions spatiales ayant pu effectuer des observations in situ du noyau en le survolant ou en se plaçant en orbite (missionRosetta)^[3].

Morphologie

Le noyau des comètes est de petite taille. Les 200 comètes dont le noyau a pu être mesuré (à date de 2022) ont un diamètre allant de quelques centaines de mètres à quelques dizaines de kilomètres. Alors que lescomètes de la famille de Jupiteront une taille inférieure à cinq kilomètres, les comètes circulant sur des orbites plus larges (comètes de la famille de Halleyetcomètes à longue période) ont un diamètre en moyenne plus important^[4].La comète à longue périodeHale-Bopp,dont le noyau fait 60 kilomètres de diamètre, est la plus grande jamais observée.

Lapériode de rotationest 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, lamassedes comètes est insuffisante pour que lagravitél’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 moyenne480kg/m³,soit moins de la moitié de la celle 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 unis par des forces de cohésion peu importantes. Les mesures directes effectuées par l'atterrisseur PhilaedeRosetta,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].

Composition

Les observations effectuées à distance à l'aide de télescopes parspectroscopieet les mesures effectuées à proximité par plusieurs missions spatiales indiquent que le noyau cométaire est un corps solide constitué pour moitié de glaces (essentiellementd'eau,ainsi que demonoxyde de carbone,dioxyde de carbone,méthane,éthane,acétylène) et pour moitié de matières météoritiques agglomérées (modèle dit de la« boule de neige sale »proposé parFred Whippleen 1950,« modèle en couche »proposé parMichael J. Beltonà la suite de la missionDeep Impact). Ces glaces sesubliment(lorsque la comète est à une distance d'une à trois unités astronomiques du Soleil) sous l'action du rayonnement solaire et donnent naissance à la chevelure, puis aux queues^[5].

Chevelure

Article détaillé:Chevelure de comète.

La chevelure, oucoma(mot latin de même sens) forme un halo à peu près sphérique entourant le noyau et constitué de particules neutres de gaz et de poussières éjectées du noyau sous forme de jets lorsque la comète se rapproche du soleil. L'échauffement qui résulte de la proximité du Soleil provoque lasublimationdes glaces proches de la surface^[8].Cette chevelure est entourée d'un nuage d'hydrogène atomique produit parphotodissociationd'un certain nombre d'espèces, principalement H₂O et OH^[9].Son diamètre est généralement compris entre 50 000 et 250 000 kilomètres, avec des limites extrêmes de 15 000 et 1 800 000 kilomètres. La chevelure s'identifie fréquemment avec la tête de la comète, étant donné le faible diamètre relatif du noyau. Les analyses du gaz de la chevelure de la comète de Halley indiquent que celle-ci contient 80 % d'eau,10 % demonoxyde de carbone,3 % dedioxyde de carbone,2 % deméthane,moins de 1,5 % d'ammoniacet 0,1 % d'acide cyanhydrique.

Queues

Article détaillé:Queue (comète).

Les gaz ionisés et les poussières éjectés et formant la chevelure sont repoussés dans le sillage de la comète par lapression de radiation solaireet le champ magnétique généré par levent solaire.Si la comète est suffisamment active, la poussière et les gaz qui forment desqueuesdeviennent visibles. Une comète importante possède en général deux queues visibles aux dimensions considérables (des longueurs de 30 à80 millionsde kilomètres sont relativement fréquentes)^[10]:

la queue de poussière, plus large et de couleur blanchâtre, est constituée des poussières les plus fines (de diamètre en général inférieur au dixième de millimètre), qui sont facilement repoussées par lapression de radiation solairecompte tenu de leurs faibles masse et densité. La queue de poussière, qui est confinée dans le plan de l'orbite de la comète, est incurvée sous l'influence de la gravité du Soleil sur ces petits grains de matière. Elle est clairement dissociée de la queue de plasma. Grâce aux travaux de Michael Finson et Ronald Probstein (1968), qui ont mis en œuvre les hypothèses deFiodor Bredikhine(1885) qui faisaient elles-mêmes suite à celles de Bessel, on peut modéliser la queue de poussières. Les trajectoires (képlériennes) des grains peuvent ainsi être analysées en fonction de la durée d'émission (synchrones) ou en fonction de leur taille (syndynes)^[11]^{[réf. incomplète]};
la queue deplasma,de couleur bleue et rectiligne, est composée de particules ionisées qui sont repoussées par levent solaire.Cette queue se maintient dans la direction du vent solaire, comme une ombre duSoleil.Sa direction évolue donc à mesure que la comète contourne l'astre. Les particules qui la composent se déplacent à grande vitesse (de l'ordre de500km/s). Les changements de polarité duchamp magnétiquesolaire produisent des ruptures dans la queue de plasma, qui se reconstitue dans les heures qui suivent.

Une troisième enveloppe, invisible avec des instruments optiques, mais décelée grâce à laradioastronomie,est la queue d'hydrogène qui s'étend sur des dimensions considérables. Uneanti-queue,constituée de gros grains qui, par effet de perspective lorsque la Terre traverse le plan de l'orbite cométaire, semble pointer vers le Soleil.

Orbite

Une comète, à de rares exceptions près décrites plus loin, orbite autour duSoleilen circulant sur uneellipseextrêmement allongée dont cet astre constitue un desfoyers.Le point de cette orbite le plus distant du Soleil est l'aphélietandis que le plus proche est lepérihélie.Comme pour tout corps céleste en orbite, l'orbite d'une comète est définie par six paramètres, leséléments orbitaux.

La forme de l'ellipse parcourue par la comète est définie par deux de ces paramètres:

ledemi-grand axe,notéa,est la moitié de la distance qui sépare l'aphélie du périhélie c'est-à-dire la moitié du plus grand diamètre de l'ellipse. Une des caractéristiques majeures des comètes est que cette distance peut être énorme. Alors que le demi-grand axe de la Terre est de 1unité astronomique(notée « au », soit environ150 millionsde kilomètres), celui d'une comète peut atteindre 200 000 unités astronomiques, plaçant dans ces cas extrêmes l'aphélie non loin de la zone d'influence des étoiles voisines;
l'excentricité,notéee,définit le degré d'allongement de l'ellipse c'est à dire le rapport entre le diamètre de l'ellipse le plus grand et le plus petit. Elle prend la valeur 0 pour une orbite circulaire et est supérieure ou égale à 1 lorsque l'allongement devient infini (dans ce cas la comète ne suit plus une orbite mais sa trajectoire est hyperbolique ce qui lui fait quitter le système solaire). Une deuxième caractéristique majeure de l'orbite des comètes est que l'ellipse est très allongée et que la valeur de l'excentricité est souvent très proche de 1.

À partir de ces deux seuls paramètres, on peut calculer deux autres caractéristiques importantes de l'orbite d'une comète:

la distance du Soleil aupérihélie,notéeq,c'est-à-dire au point de sa trajectoire où la comète passe au plus près de cet astre. Pour qu'un corps soit désigné comme une comète il faut qu'au moins sur une partie de sa trajectoire elle soit échauffée suffisamment pour commencer à libérer de la glace d'eau et des poussières. Ce phénomène se produit lorsque la comète franchit laligne des glacessituée pour le système solaire à environ 3audu Soleil. Le périhélie de la plupart des comètes est donc généralement situé à moins de 3au.Mais il existe des cas où le périhélie peut se situer plus loin lorsque la taille de la comète est importante comme l'a démontré la comèteHale-Bopp(60 kilomètresde diamètre) qui est devenue active à 7audu Soleil du fait sans doute de la très grande taille de son noyau;
lapériode de révolution,notéeP,qui est la durée que la comète met pour boucler une orbite. Les comètes sont caractérisées par des périodes très longues. S'il existe quelques comètes ayant une période de seulement quelques années, pour certaines il s'écoule plusieurs millions d'années entre deux passages près du Soleil.

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:

distance du périhélie au Soleil:q=a(1-e);
période de l'orbite: ${\frac {P^{2}}{a^{3}}}={\frac {4\pi ^{2}}{MG}}$ (troisième loi de Kepler), avecMlamasse du SoleiletGlaconstante universelle de la gravitation.

Un autre paramètre orbital important est l'inclinaison orbitale,notéei,qui est l'angle que fait le plan orbital (plan dans lequel circule la comète) avec leplan 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 lescomètes 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) et360degrés.

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 êtrerétrograde(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'environ30km/s,une comète venant du nuage de Oort a une vitesse d'environ42km/sau 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 les70km/squand il se produit au niveau de l'orbite terrestre^{[Note 2]}.

Classification

Les comètes sont rangées officiellement dans plusieurs catégories en fonction des caractéristiques de leur orbite: comètes à courte et longue période, comprenant plusieurs sous-familles. Une terminologie spécifique non officielle désigne des catégories de comète en fonction de leur activité, de lamagnitudeprès du Soleil et de leur origine.

Comète à courte et longue période

Les comètes sont classifiées en fonction de la taille de leur orbite, c'est-à-dire de la longueur dudemi-grand axede l'ellipse qu'elles parcourent et donc de la distance entre le Soleil et leuraphélie(point de leurorbitele plus éloigné du Soleil). On distingue deux grandes populations: les comètes à courte période et les comètes à longue période.

Les comètes à courte période parcourent leur orbite en moins de 200 ans. Leur aphélie se situe dans lesystème solaire externe,où circulent lesplanètes géantes(Jupiter,Saturne,UranusetNeptune) à une distance du Soleil comprise entre 5 et 30unités astronomiques(au). Ces comètes sont rangées dans plusieurs sous-familles: lescomètes de la famille de Jupiter,caractérisées par une période orbitale inférieure à20 anset dont l'aphélie est située au niveau de l'orbite de Jupiter, et lescomètes de la famille de Halley,dont l'aphélie est située au niveau de l'orbite de Saturne ou au-delà^[12]^,^[13].Lescomètes quasi-Hildaconstituent une sous-famille descomètes joviennes,qui présentent la particularité d'être fortement perturbées par la planète Jupiter et peuvent être temporairement capturées par celle-ci. La plus connue de ces comètes estShoemaker-Levy 9,qui en 1994 s'est disloquée en plusieurs fragments qui sont entrés en collision avec la planète géante.

L'orbite des comètes à longue période a une excentricité proche de 1 et leur aphélie se situe dans lenuage d'Oort,aux confins du système solaire, entre 2 000 et 50 000 (voire 200 000) unités astronomiques du Soleil. Celles dont l'orbite est la plus éloignée parcourent leur orbite en plusieurs milliers voir plusieurs millions d'années. Les limites du nuage de Oort font encore débat. La taille réduite des objets qu'il contient et leur éloignement ne permet aucune observation directe. Sa structure doit être imaginées à travers les rares représentants qui passent par lesystème solaire interneet une modélisation de l'évolution historique du système solaire. Là encore on distingue deux sous-ensembles: la majeure partie de ces comètes proviennent de la région interne de ce nuage située entre 2 000 et 20 000audu Soleil (lenuage de Hills), tandis qu'une minorité proviendrait de la partie externe (entre 20 000 et 200 000au), beaucoup moins dense^[13].

Comète active

À chaque passage près du Soleil, une comète perd une partie de son eau. Cette caractéristique conduit à distinguer lescomètes actives,qui libèrent une grande quantité d'eau à leur passage près de notre astre, et les comètes qui le sont moins ou pas du tout car elles ont épuisé leurs ressources en eau lors de survols antérieurs du Soleil (comète éteinteou dégazée). Une sous-catégorie est constituée par lescomètes dynamiquement nouvelles(en anglais DNC ouDynamically New Comet), qui sont des comètes à longue période venant dunuage de Oortet effectuant leur premier passage près du Soleil en deçà de laligne des glaces,et qui sont donc potentiellement vierges de toute altération depuis leur formation à lanaissance du système solaire^[14].

Astéroïde actif

Lescomètes de la ceinture principale(renommées plus récemmentastéroïdes actifs) sont des objets mineurs dont l'orbite est similaire à celle desastéroïdesde laceinture principale d'astéroïdes(dont l'orbite est donc comprise entre celles de Mars et de Jupiter), mais qui ont une activité cométaire (sublimation de glace d'eau) sur une portion de leur trajectoire. Ces comètes ne devraient pas exister dans la mesure où elles circulent depuis des milliards d'années à l'intérieur de laligne des glacessituée à trois unités astronomiques dans le système solaire, donc que leur glace d'eau devrait s'être sublimée depuis longtemps. La découverte de cette population de comète est venue brouiller la division qui semblait clairement établie entre astéroïde et comète. La théorie la plus courante est que cette activité cométaire découlerait d'un impact subi par l'astéroïde qui aurait exposé des glaces enfouies sous sa surface. Ces réserves seraient constituées uniquement de glace d'eau dans un état cristallin, tous les autres volatiles ne pouvant se conserver sur une période aussi longue.Elst-Pizarroest le premier astéroïde découvert de ce type, lors d'une observation effectuée en 1996^[15].Une trentaine d'astéroïdes actifs ont été identifiés courant 2018^[16]^,^[17].

Exocomète

Desexocomètes,c'est à dire des comètes circulant dans un autresystème planétaire,ont été observées de manière indirecte — par photométrie ou spectrométrie — à l'aide detélescopes spatiauxspécialisés. L'analyse de la lumière émise par leur étoile, plus précisément des changements de sonspectre,permet de détecter le transit des comètes devant l'astre. C'est ainsi qu'en 2022 des astronomes, en utilisant les données collectées par le télescopeTESSde la NASA, ont pu identifier une trentaine de comètes gravitant autour de la jeune étoileβ Pictoris(20 millions d'années)^[18]

La probabilité de la visite de l'une de ces exocomètes dans lesystème solairen'est pas nulle compte tenu du nombre considérable de petits corps circulant dans l'espace interstellaire.On estime que chaque étoile éjecte, dans celui-ci, au moment de sa formation, environ 10¹²planétésimaux(1 000 milliards), qui partent ainsi à la dérive^[19].Mais l'espace est immense et, à la date demars 2024,une seule exocomète a pu être découverte dans le système solaire^{[Note 3]}:2I/Borissovest passée à environ deux unités astronomiques du Soleil endécembre 2019.Elle a pu être observée longuement, ce qui a permis de déterminer que son diamètre était inférieur à400 mètreset que saexcentricitéétait particulièrement élevée (3,36) tout comme sa vitesse (32km/s). L'analyse spectrométriquea indiqué une composition est peu fréquente dans les comètes du système solaire: une proportion d'eau peu élevée, une faible proportion decarbone diatomique,un taux élevé demonoxyde de carboneet d'acide aminé(R-NH₂)^[20]et un ratiomonoxyde de carbone/eau compris entre 35 % et 105 % alors que le ratio habituel est de 4 %^[21].

Comète non périodique: un qualificatif dépassé

Le termecomète non périodiquea été utilisé historiquement par opposition auxcomètes dites périodiques,dont on avait pu observer plusieurs passages. Il désignait donc des comètes dont lapériode de révolutionétait trop importante pour avoir été observée plus d'une fois. Cette appellation est impropre dans la mesure où pratiquement toutes les comètes sont par nature périodiques (la seule exception observée est la comète2I/Borissov,qui avait une origine extrasolaire et est passée dans lesystème solaire interneen 2019). Lorsque ce terme est utilisé pour désigner des comètes dont l'orbite est hyperbolique(excentricitésupérieure à 1), il désigne en réalité des comètes périodiques dont l'orbite a été modifiée en se rapprochant du Soleil. Elles ont subi desperturbations gravitationnelles,de la part par exemple desplanètes géantes gazeuses,d'une intensité suffisante pour que, en l'absence d'une perturbation ultérieure agissant en sens inverse, elles soient amenées à sortir du système solaire^[12].

Comète rasante

Lescomètes dites rasantesprésentent la particularité de passer très près du Soleil, à quelques milliers de kilomètres de sa surface. Elles sont très différentes des autres comètes car elles sont de très petite taille (quelques mètres de diamètre), mais deviennent lumineuses du fait de la volatilisation de leurs roches lors leur passage près du Soleil, auquel les plus petites d'entre elles ne survivent généralement pas. Lorsqu'elles sont plus grandes, elles peuvent survivre à plusieurs passages près de l'astre mais l'importante évaporation et lesforces de maréeentraînent souvent leur fragmentation. La majeure partie de ces comètes sont issues de la fragmentation d'une comète mère. C'est la cas par exemple des comètes rasantes dugroupe de Kreutz,qui passent à 0,006aude la surface du Soleil^[22]^,^[23].

Grande comète

Unegrande comètequalifie de manière non officielle une comète exceptionnellement brillante. Il n'existe pas de définition précise, mais cette qualification est généralement attribuée aux comètes qui deviennent assez brillantes pour être visibles par des observateurs occasionnels. Les grandes comètes sont rares: on en observe en moyenne une par décennie. Le passage périodique de la comète de Halley lui a valu à plusieurs reprises ce qualificatif, mais les autres « grandes comètes » effectuaient leur premier passage dans le système solaire interne ou leur passage précédent remontait à des milliers voire des millions d'années^[24].

Cycle de vie

Contrairement à quasiment tous les autres corps du système solaire, les comètes ont un cycle de vie relativement court à l'échelle de l'histoire du système solaire.Initialement petit corps glacé inerte, la comète acquiert son statut à la suite d'une perturbation de son orbite. Elle entame alors un cycle de vie mouvementé au cours duquel elle perd régulièrement de la matière et son orbite est bousculée par différentes forces. Lorsqu'elle a épuisé son stock de glace, elle retourne à son état d'objet inerte si elle n'a pas subi auparavant une fin prématurée en se fragmentant ou en s'écrasant sur un autre corps du système solaire.

Origine

Article connexe:Formation et évolution du Système solaire.

LeSystème solaireest né de la contraction d'unnuage interstellairequi a formé undisque d'accrétion.Selon la théorie dominante, les corps à l'origine des comètes se sont formées durant cette phase — probablement dans les régions où étaient en train d'apparaitre les planètesUranusetNeptune— par un processus d'accrétionsimilaire à celui qui est à l'origine des astéroïdes et des planètes. Ces petits corps ont presque immédiatement été éjectés par les géantes gazeuses et placés sur des orbites très elliptiques et parfois paraboliques avec des inclinaisons très variables par rapport au plan de l'écliptique dans lequel circulaient les planètes. Ces éjections ont été violentes provoquant de nombreuses collisions conduisant à leur fragmentation ce qui expliquerait la petite taille des noyaux cométaires. Au fil du temps, le passage d'étoiles au voisinage du système solaire aurait parinteraction gravitationnellecircularisé leur orbite. Tout ce processus aurait donné sa forme actuelle aunuage d'Oortprincipal réservoir de comètes: sphérique et placé aux confins du système solaire^[25].

Les objets situés dans le nuage d'Oort circulent sur une orbite circulaire et donc n'approchent jamais le système solaire interne. Ils n'acquièrent leur statut de comète que lorsque leur orbite est modifiée par lesforces de maréedécoulant des déplacements du système solaire lorsqu'il traverse leplan galactiqueou lorsqu'il rencontre unnuage moléculaire^[25].

Les comètes à courte période, quant à elles, sont initialement des comètes à longue période dont l'orbite a été modifiée par des perturbations gravitationnelles induites notamment par lesplanètes géantesdu système solaire. Après leur passage par un stade intermédiaire decentaure,leur orbite aurait été une deuxième fois perturbée, déplaçant leurpérihéliedans le système solaire interne (entre Mars et le Soleil).

Éveil de la comète à l'approche du Soleil

Loin du Soleil, l'énergie solairereçue 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 7unités astronomiques(au) du Soleil, c'est à dire entre lesorbitesdeJupiteret deSaturne.La température augmente suffisamment pour que certainessubstances volatilesstockées sous forme de glace et situées à proximité de la surface commencent à sesublimer,c'est à dire à passer directement de l'état solideà l'état gazeux(en l'absence de pression atmosphérique, ils ne passent pas par unétat liquideintermédiaire). Le premier volatile concerné est lemonoxyde de carboneà environ 6,5audu Soleil, puis viennent l'ammoniacà environ 6auet à moins de 5audesradicaux hydroxyle,ducarbone moléculaireet duméthane.Ce processus est toutefois freiné car la sublimationabsorbe la chaleur^[26].

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 3au,c'est à dire au niveau de laceinture 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^[26].

La sublimation n'est pas le seul processus à déclencher une activité au sein de la comète. En observant lacomète 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 6,5au(en 2012, alors qu'elle s'éloignait du Soleil elle restait encore visible, donc active, à une distance de 33,2audu Soleil, c'est à dire au delà de l'orbite deNeptune). L'hypothèse proposée par les scientifiques est que cette activité est liée à la transformation de laglace amorphe(forme que la glace prend dans le vide) en glace cristalline (la forme habituelle sur Terre). Ce processus, qui dégage unechaleur latenteimportante, peut se déclencher à des températures très basses^[26].

Évolution de l'activité près du Soleil

Masse éjectée à 1audu Soleil par quelques comètes^[12]
Comète	Diamètre noyau kilomètres	Masse gaz tonnes/seconde	Masse poussière tonnes/seconde
Wirtanen	1	0,3	0,1
Giacobini-Zinner	6	1,5	0,4
Halley	10	30	20
Hale-Bopp	60	300	600

Au fur et à mesure que la comète se rapproche du Soleil, son activité s'intensifie et la masse des gaz et des poussières éjectés augmente.

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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 (1au), laissait s'échapper300 tonnesde gaz et600 tonnesde 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^[12].

Les éjections de gaz et de poussière ne se produisent pas sur toute la surface et sont irrégulières. On distingue des régions actives qui éjectent en permanence gaz et poussières et des régions qui restent inertes, sans doute parce que recouvertes d'un manteau de poussière trop épais pour que les gaz puissent s'échapper à ces endroits. Les régions actives couvrent généralement 10 à 20 % de la surface. Pour67P/Tchourioumov-Guérassimenko,qui a sans doute effectué de nombreux passages près du Soleil, les régions actives ne représentaient que 1,4 % de sa surface. Des jets plus violents mais d'une durée limitée se produisent de temps à autre. Sur 67P, la localisation de ces jets coïncidait le plus souvent avec des régions accidentées (falaises, puits…) et ces phénomènes seraient provoqués par des glissements de terrain exposant des poches remplies de gaz ou de glace<^[27]^,^[28].

À l'issue de sa période d'activité, alors qu'elle s'éloigne du Soleil, la comète a perdu une quantité substantielle de matière. On estime ainsi que la comète 67P/Tchourioumov-Guérassimenko, pourtant peu active, a perdu10,5 millionsde tonnes (0,1 % de sa masse) durant son passage près du Soleil en 2015. Réparties sur l'ensemble de la surface, cela représenterait une couche de70 centimètresd'épaisseur^[29].

Évolution de l'orbite

Lorsqu'une comète passe à proximité des grosses planètes (essentiellementJupiter), elle subit desperturbations gravitationnellesqui peuvent modifier son orbite. Celle-ci peut être également modifiée de manière difficilement prévisible par les jets de matériau produits à l'approche du Soleil (perturbations non gravitationnelles). Pour ces raisons, les paramètres définissant l'orbite d'une comète ne sont jamais définitifs et sont recalculés après leur passage dans le système solaire. Ces modifications peuvent conduire à un changement radical de catégorie: déplacement important dupérihélie,expulsion du système solaire ou destruction par éclatement ou collision avec le Soleil ou une planète.

Mort des comètes

Mort par épuisement

La mort par épuisement est sans doute le destin le plus fréquent. Une comète n'est pas immuable car l'activité qui la caractérise repose sur la présence d'un stock deglace d'eauqui finit par s'épuiser. Une comète perd ainsi plusieurs dizaines de centimètres à chacun de ses passages près du Soleil. Une fois le stock de glace épuisé, la comète devient unecomète éteinte(ou dormante). Par bien des aspects (en particulier l'albédotrès faible), une comète qui n'est plus active a une apparence similaire à unastéroïdecarboné. L'origine cométaire de plusieurs astéroides a pu être retracée, notamment pour l'astéroïde 4015, qui s'est avéré être auparavant lacomète 107P/Wlson-Harrington.Il est probable qu'une partie des astéroïdes (en particulier près de la moitié desastéroïdes géocroiseurs) soient ainsi d'anciennes comètes^[30]^,^[31].

La comète peut devenir inactive avant que le stock de glace d'eau ne soit complètement épuisé. En effet, les gros grains de poussière, qui sont expulsés par les jets de gaz à l'approche du Soleil, tendent à retomber à la surface de la comète. Ils s'accumulent et peuvent former une croute épaisse qui recouvre la glace d'eau, l'isolant thermiquement de l'action du Soleil. Si toute la surface de la comète est ainsi recouverte, elle devient complètement inactive. Cette comète, ditedormante,peut toutefois redevenir active si, par exemple, à l'occasion d'un changement d'orbite qui la rapproche du Soleil, la glace d'eau située sous la surface est de nouveau échauffée et la croute qui s'est formée est éventrée par le jet de gaz généré. Les astronomes ont ainsi observé des petits corps classés comme astéroïdes qui ont eu brutalement manifesté une activité cométaire^[30].

Destruction par éclatement

La destruction de la comète par éclatement a pu être fréquemment observée. Lenoyau cométaireest un empilement de blocs peu dense maintenus ensemble par des forces de cohésion très faibles. Laforce de maréedécoulant du passage près d'uneplanète géante(notammentJupiter) ou duSoleilpeut être suffisante pour faire éclater le noyau en de multiples fragments. Lescomètes dites rasantes(principalement rattachées augroupe de Kreutz), dont l'orbite frôle le Soleil, sont fréquemment détruites de cette manière^[30].La plus ancienne observation de l'éclatement d'une comète remonte à 1846, lorsque les observateurs constatèrent que3D/Bielaqui 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. Enjuillet 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^[32].

Une comète peut également éclater sous l'action de la pression des gaz sous sa surface. Ce peut être le cas lorsque la comète est échauffée par l'action du Soleil déclenchant la sublimation de la glace d'eau (ou d'autres volatiles) présente sous la surface et que les gaz produits ne peuvent s'échapper car celle-ci est recouverte d'une couche de poussière trop épaisse. La pression augmente et les gaz finissent par faire sauter cet obstacle. Si la pression est suffisamment forte, le noyau éclate en de multiples fragments^[30].L'un des cas de désintégration de ce type les plus spectaculaires est l'explosion de17P/Holmesen 2007 qui aurait dégagé une énergie évaluée à 24 000 tonneséquivalent en TNTet aurait éjecté dans l'espace dix millions de tonnes de matériau. Un autre événement encore plus intrigant est l'apparition en 1991 d'un coma de 300 000 kilomètres de diamètre autour de lacomète de Halley,résultant d'une éruption colossale qui s'est produite alors que la comète à 14,3 unités astronomiques donc très loin de la région placée sous l'influence thermique du Soleil. Cette explosion a été attribuée à la sublimation demonoxyde de carboneet dudioxyde de carbonequi se produit à des températures beaucoup plus basse que la glace d'eau^[32].

Destruction par collision

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 enjuillet 1994la collision des fragments de la comèteShoemaker-Levy 9avec la planète Jupiter^[30].

Éjection du système solaire

Au moment de la formation du système solaire un très grand nombre de petits corps glacés (donc des comètes potentielles) ont été expulsés dans l'espace interstellaire. Ces événéments continuent à se produire. En particulier les comètes à longue période caractérisées par uneorbite presque parabolique(excentricité proche de 1) peuvent être facilement éjectées sous l'influence de gravitationnelle de Jupiter si leur trajectoire les fait passer trop près de cette planète^[30].

Recensement et quelques comètes remarquables

LeCentre des planètes mineuresqui centralise les découvertes et le suivi de tous lespetits corps du système solairedu système solaire (comprend également lesplanètes naines,astéroïdes,centaureset lesobjets transneptuniens) avait recensé courantmars 20244 594 comètes sur un total de 1 350 505 petits corps^[33].Chaque année, environ50 nouvellescomètes sont identifiées. Ainsi, sur la période allant demai 2018àmai 2019,51 nouvellescomètes ont été observées, dont 19 à courte période et 32 à longue période. Par ailleurs,13 comètesont effectué un deuxième passage observé près du Soleil (les comètes ayant effectué plus de deux passages ne font pas l'objet d'un recensement spécifique). Enfin,5 objetsmineurs identifiés jusque là comme des astéroïdes ont été reclassés dans la catégorie des comètes^[34].

Courant 2022, les astronomes connaissaient440 comètesà courte période ayant effectué au moins deux passages près du Soleil. Comme vu plus haut, on découvre régulièrement de nouvelles comètes à courte période, mais celles qui sont très actives ont été pratiquement toutes recensées et les nouvelles découvertes portent sur des comètes largement transformées par leurs passages à proximité du Soleil. Par contre, les 3 000 comètes à longue période observées sont pour beaucoup actives. Elles n'ont fait qu'un seul passage dans le système solaire interne et ont donc été peu altérées par le Soleil, donc conservent leurs caractéristiques d'origine^[35].

Quelques comètes remarquables

Comète	Famille de comète	Période (années)	Paramètres de l'orbite			Autre caractéristique
Comète	Famille de comète	Période (années)	Excentricité	Aphélie(au)	Périhélie(au)	Autre caractéristique
Tchourioumov-Guérassimenko	Comète jovienne	6,44	0,640	5,68	1,243	Seule comète ayant été visitée longuement par une sonde spatiale,Rosetta), qui a pu se placer en orbite autour de celle-ci^[36]^,^[37].
Halley	Halley	75,31	0,967	35,1	0,586	Comète très active et ayant un long historique d'observations. Survolée par quatre missions spatiales.
Encke	Encke	3,30	0,847	4,096	0,339	Comète dont la période est la plus courte connue.
Hale-Bopp	Comète à longue période	2 537	0,994	371,146	0,914	Noyau de très grande taille (~60km), devenue active à très grande distance (> 7au), une des plus lumineuses duxx^esiècle.
Ciffréo	Comète jovienne	7,23	0,542	5,774	1,713
Olbers	Halley	69,51	0,930	32,635	1,178
West	Comète à longue période	558 306	0,999	13 560,217	0,196
Swift-Tuttle	Halley	133,28	0,963	51,225	0,959
Biela	Comète jovienne	6,64	0,751	6,190	0,879
Bradfield	Comète à longue période	3 679	0,999	476,543	0,168
Bennett	Comète à longue période	1 678	0,996	281,892	0,537
Elst-Pizarro	Comète de la ceinture principale	5,6	0,16	3,67	2,65
Morehouse	Comète à longue période	?	1,0007?	?	0,945	Comme toutes les comètes à l'ellipse très allongée, on ne sait pas si sa trajectoire est effectivement hyperbolique. Si ce n'est pas le cas, la période se chiffre sans doute en millions d'années.
NEOWISE	Comète à longue période	4500	0,9992	538	0,29	Visible à l’œil nupendant le mois dejuillet 2020,la plus brillante dans l’hémisphère Nord depuis23 ans,découverte parNEOWISE.
McNaught	Comète à longue période	6 millions (avant passage près du Soleil)	1,000019	2050	0,17	Très brillante. Observée à son passage près du Soleil en 2007.
Hyakutake	Comète à longue période	?	0,99984	~3500	0,23	Également baptisée « Grande comète de 1996 ».
Shoemaker-Levy 9						Détruite par collision avec Jupiter enjuillet 1994.
Borrelly	Comète jovienne	6,88	0,622	3,619	1,365	Visitée par la sondeDeep Space 1.
Tempel	Comète jovienne	5,58	0,51	3,416	1,542	Première comète à être visitée par deux sondes:Deep Impacten 2005, qui lui a envoyé unimpacteur,etStardusten 2011.
Wild 2	Comète jovienne	6,42	0,537	5,31	1,598	Survolée par la sondeStardust.
Hartley 2	Comète jovienne	6,476	0,695	3,474	1,064	Survolée par la sondeDeep Impact.

Rôle dans l'apparition de la vie et l'histoire de l'homme

Présence d'eau sur Terre

Article détaillé:Origine de l'eau sur la Terre.

L'hypothèse que l'eau de la Terreproviendrait des comètes a été formulée dès 1696 parWilliam Whistondans saNouvelle Théorie de la Terre.Une équipe internationale a pu déduire, par les données du télescope spatialHerschel,que l'eau de la comèteHartley 2ressemblait parfaitement, au niveau chimique, à celle des océans de la Terre alors que, jusqu'ici, on croyait que celle-ci avait été apportée par les astéroïdes. Lors desa formation,la Terre était très chaude et ses petites réserves d'eau se seraient évaporées. L'eau que l'on retrouve aujourd'hui serait présente grâce au bombardement de corps célestes, quelques dizaines de millions d'années après la naissance de la Terre. La plupart des comètes viennent dunuage de Oortautour du système solaire. Les comètes de ce secteur renferment environ 50 % de glaces d'eau, bien que des analyses aient démontré que cette eau contenait beaucoup plus dedeutériumque celle de nos océans. Leschondritescarbonées, astéroïdes issus de laceinture située entre Mars et Jupitercomprenant une eau similaire à la nôtre, s'avéraient alors être les meilleurs candidats. Dorénavant, les comètes de typeHartley 2rivalisent avec eux, ne provenant pas du nuage de Oort mais de laceinture de Kuiper^[38].

Apparition de la vie

Article détaillé:Origine de la vie.

La Terre s'est formée il y a 4,5 milliards d'années mais, selon la plupart des théories en vigueur, la vie n'y est apparue qu'après legrand bombardement tardifqui s'est achevé il y a3,8 milliardsd'années. Durant cette phase cataclysmique, caractérisée par une notable augmentation des impactsmétéoriquesou cométaires sur lesplanètes telluriques^[39],la Terre était beaucoup trop chaude et les océans avaient été vaporisés, ce qui ne permettait pas l'apparition de la vie. Lesfossilesles plus anciens remontent à3,6 milliardsd'années, ce qui indique que la vie est très vite apparue après cet épisode. Cette brièveté et l'absence initiale des molécules nécessaires pour créer la vie donnent à penser que celles-ci ont été apportées sur Terre par les comètes venues percuter la Terre^[40].

Thèse controversée de la panspermie

La présence demolécules organiquesdans les comètes est un élément en faveur de la théorie de lapanspermie.Un scientifique de laNASA,Richard B. Hoover (en),prétend ainsi en 2011 avoir trouvé des bactéries fossiles extraterrestres dans des comètes^[41],mais la NASA a pris ses distances avec ces travaux, leur reprochant un manque d'évaluation par les pairs^[42].Les noyaux cométaires sont parmi les objets les plus sombres du système solaire avec unalbedocompris entre 2 et 7 %^[43].

Menace potentielle pour la civilisation humaine

Les comètes, comme lesastéroïdes géocroiseurs,ont une orbite qui coupe souventcelle de la Terreet sont donc susceptibles de heurter dans le futur notre planète. Compte tenu de leur taille et de leur vitesse, l'impact est susceptible de rayer l'humanité à la surface de Terre. L'extinction des dinosauresil y a65 millionsd'années a été ainsi un temps attribuée à l'impact d'une comète, mais désormais la thèse privilégiée est que l'impacteur était un astéroïde^[44].

Étoiles filantes

Lesessaims d'étoiles filantes(par exemple:Perséides,Orionides,Géminides) sont associés à des comètes. Les poussières perdues par une comète lors d'un passage se répartissent le long de l'orbite de celle-ci en formant une sorte de vaste nuage. S'il advient que la Terre, dans son mouvement orbital annuel, traverse un tel nuage, on assiste alors à une pluie d'étoiles filantes plus ou moins dense suivant l'activité et la nature de la comète. Ces « étoiles filantes » semblent provenir d'un même point du ciel appelé leradiant,un peu comme lorsqu'on est dans un tunnel rectiligne et que l'on a l'impression que les bords de celui-ci convergent vers un même point. L'essaim est nommé d'après la constellation où est situé le radiant (par exemple:Perséepour les Perséides, lesGémeauxpour les Géminides). Les poussières cométaires, lorsqu'elles pénètrent dans lahaute atmosphère de la Terre,s'échauffent et s'ionisent, produisant la traînée lumineuse que l'on connaît. L'intensité d'un essaim météoritique est variable et dépend notamment du réensemencement en poussières lors de chaque passage des comètes.

Historique

Premières observations dans l'Antiquité

Dans l'Antiquité,les premières traces écrites d'observations de comètes figurent dans des annales chinoises^{[Note 4]}de ladynastie Shangdatant de1059av. J.-C..En ce qui concerne lacomète de Halley,le témoignage le plus ancient remonte à l'an240av. J.-C.et est consigné dans ces archives chinoises^[45]), mais aussi à la même époque sur des tablettes en écriturecunéiforme chaldéennes^[46].Le plus ancien dessin date duIV^esiècleav. 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^[47].

Hypothèse du phénomène atmosphérique

Les premières interprétations sur la nature des comètes viennent de laphilosophie naturellegrecque.Aristote,dans son traitéDu ciel,divise lecosmosen monde céleste, composé d'éléments sphériques parfaits, et monde sublunaire, aux objets imparfaits. Dans son traitéMeteorologia,le philosophe classe les comètes dans le monde sublunaire: elles sont selon lui des phénomènes atmosphériques de lasphère de l'air remontant dans la sphère du feu.Au contraire, lespythagoriciensconsidèrent qu'il s'agit deplanètesrarement observables.Diodore de Siciley voit des poutres enflammées alimentant le soleil^[48].Chez les Romains,Sénèquereprend la théorie d'Apollonios de Myndos^[49],selon laquelle les comètes sont des astres errants revenant à des périodes trop longues à l'échelle d'une vie humaine^[50].

Comètes et superstitions

Malgré ces interprétations de savants et de philosophes, la croyance populaire en fait à cette époque et jusqu'auXX^esiècle des signes annonciateurs, le plus souvent de mauvais augure, plus rarementpropitiatoires.Ainsi les Chaldéens et les Mésopotamiens leur offrent-ils 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 auMoyen Âgeles associent à des morts illustres:comète de 451pour la mort d’Attila,de 1223 pourPhilippe-Auguste,comète de HalleypourHenri 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 laBataille d'Hastings)^[51].En 1472, l’astronomeJohann Müllerobserve une comète àNuremberg.Il fonde la cométographie^[52].Paolo Toscanelliobserve 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 saNouvelle Théorie de la Terre,avance que lacomète de 1680est celle qui provoqua leDélugelors d'un passage juste au-dessus de la Terre. Il soutient que les comètes sont responsables des catastrophes qu'a connues la Terre tout au long de son histoire et qu'elles sont guidées par la volonté divine:« La Terre selon lui existait dans le chaos avant la création dont parle Moïse et cette création n'eut d'autre effet que de lui donner une forme et une consistance propres à la mettre en état de servir d'habitation au genre humain. La Terre dit cet auteur devenue fertile et peuplée au temps de la création conserva cette forme et cette consistance jusqu'au dix-huitième jour de novembre de l'année 2565 avant la période julienne où elle eut le malheur de rencontrer et de traverser l’atmosphère d'une grande comète dont la queue l'inonda d'un immense volume d'eau ce qui produisit le mémorable fléau du déluge universel rapporté dans l'écriture, fléau d'où sont nés tous les ravages toutes les altérations tous les phénomènes physiques qu'on observe à la surface et dans intérieur de ce globe^[53].»

La comète devient un astre

La nature véritable des comètes comme leur périodicité n'ont été trouvées qu'à partir de laRenaissance.En 1531,Petrus ApianusetGirolamo Fracastoroobservent indépendamment que la queue des comètes est orientée à l'opposé duSoleil(des astronomes chinois auVII^esiècle l'avaient déjà remarqué), mettant ainsi en évidence l'effet desvents solaires^[54].Tycho Brahe(1546-1601) montre en 1577, grâce au phénomène deparallaxe,que les comètes ne sont pas un phénomène sublunaire comme on le croyait couramment à son époque. En 1609,Johannes Keplersuppose, dans son ouvrageDe cometis,que les comètes naissent par génération spontanée et suivent une trajectoire rectiligne à une vitesse variable. En 1652, il est contredit parPierre Gassendiqui, dans sonTraité sur les comètes,leur attribue une vitesse constante, et parSeth Ward(1617-1689), qui comprend qu'elles suivent desellipses,d'où le fait qu'elles ne soient visibles que lorsqu'elles sont suffisamment proches de la terre et du soleil.

Reconstitution de l'orbite

Après avoir d'abord réfuté cette théorie,Isaac Newton(1643-1727) prouve que les comètes obéissent aux mêmes lois demécanique célesteque les planètes et possèdent unemasse.En utilisant certaines de ces observations, dont plusieurs effectuées par lui-même, Isaac Newton élabore la théorie du mouvement des comètes dans le cadre de saLoi universelle de la gravitationet établit ainsi pour la première fois leur appartenance ausystème solaire.Dans la première édition de sesPrincipia,Newton hésite à attribuer aux orbites cométaires la forme de paraboles ou celle d'ellipses très allongées, plus apparentées aux trajectoires des planètes^[55].John Flamsteedpropose en 1680 une relation d'attraction-répulsion entre comètes et Soleil.

La seconde des hypothèses envisagées par Newton reçoit un appui décisif lorsqu'en 1695 l'un de ses amis, l'astronome et mathématicienEdmond Halley(1656-1742), se persuade de l'identité probable de certaines comètes dont il s'est efforcé de calculer les éléments de trajectoires (les apparitions cométaires de 1531, 1607 et 1682 ne seraient en fait qu'une seule et même comète). Annoncé par Halley en 1705 et précisé parAlexis Claude Clairautennovembre 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 réalise le13 mars 1759,date du passage de la comète à sonpérihélie.La valeur symbolique du retour de cet astre — qui n'est pas le plus remarquable ni le plus étudié et qui lui vaut une place privilégiée aussi bien dans les observations des astronomes que dans l'attention d'un vaste public — tient dans le fait qu'il s'agit du premier retour prévu d'une comète et, pour le monde scientifique, qu'il s'agit de la plus éclatante vérification de la loi de gravitation universelle, tandis que sont définitivement éclaircis les principes de la théorie des comètes. La dernière version de l'étude de Halley, réalisée en 1717, doit être jointe à des « Tables astronomiques » qu'il vient de calculer, mais le tout n'est publié qu'après sa mort en version latine (1749), en version anglaise (1752) et en traduction française (1759). Toutefois la « prévision » de Halley est reprise dans les éditions et traductions successives desPrincipiade Newton ainsi que dans divers traités d'astronomie^[55].

En tenant compte des études théoriques deJoseph-Louis Lagrange(1736-1813),Pierre-Simon de Laplace(1749-1827),Carl Friedrich Gauss(1777-1855), le retour suivant de la comète de Halley, celui de 1835, est l'objet de plusieurs prévisions, dont les meilleures se révélent exactes à trois ou quatre jours près. La technique actuelle de calcul des orbites cométaires reprend avec de puissants ordinateurs la méthode de variation des éléments de la trajectoire introduite parPhilip Herbert CowelletAndrew Crommelin(1865–1939) en 1910, en ajoutant, à l'ensemble des forces de gravitation classiques agissant sur la comète, des forces complémentaires non gravitationnelles de réaction, dues à l'éjection de matière cométaire sous l'action des rayons du Soleil. La prise en compte de ces dernières forces, introduites depuis 1973 à l'instigation deBrian G. Marsden(1937-2010), Z. Sekanina et D. K. Yeomans, permet d'améliorer suffisamment les calculs antérieurs et de reconstituer avec beaucoup de vraisemblance les caractéristiques essentielles des trajectoires cométaires correspondant à 1 109 apparitions de comètes attestées de -239 àmai 1983^[55].

Modèle de la « boule de neige sale »

La connaissance des comètes progresse rapidement auxix^esiècle. En 1812, l'astronome allemandHeinrich Olbersavance que les queues des comètres seraient constituées de particules solides repoussées par le Soleil. En 1819, l'astronome françaisFrançois Aragodécouvre que lapolarisationde la lumière émise par une comète n'émane pas de ce corps mais qu'elle résulte de la réflexion de la lumière du Soleil. Malgré plusieurs siècles d'observations réalisées à l'aide de télescopes terrestres, les astronomes avaient très peu d'informations sur leur composition et leur origine. À partir de la deuxième moitié duxix^esiècle, le développement de laphotographieet de laspectroscopiepermet de collecter de nouvelles informations sur la composition des comètes. La première photographie d'une comète est réalisée en 1858. L'ItalienGiovanni Donatieffectue en 1864 la première observation spectrale,Tempel,tandis que l'AnglaisWilliam Hugginsréalise en 1881 le premierspectre photographiquede laGrande comèteC/1881 K1^[56].Les astronomes découvrent des corps dont les caractérisques sont à la fois complexes et très variables. L'étude desraies spectralespermet d'identifier les principaux composants présents: ce sont des molécules contenant des atomes d'hydrogène,d'oxygène,decarboneet d'azoteainsi que des particules de poussières de typesilicate^[57]^,^[58].

Au début duxx^esiècle, les astronomes tentent de comprendre comment cet assemblage de sable et de volatiles peut orbiter de manière répétée autour du Soleill sans se disloquer. L'astronome américainFred Whipple(1906-2004) suggère que le noyau cométaire est un conglomérat fait de poussières soudées par desglacesd'eau, d'ammoniac,deméthaneet dedioxyde de carbone.Lorsque la comète se rapproche du Soleil, celui-ci réchauffe la glace présente en surface, qui sesublimeen 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 sale »^[57].

Identification des réservoirs à comètes: nuage de Oort, nuage de Hills, ceinture de Kuiper

Les comètes sont des objets de petite taille, qui ne peuvent être observés qu'à proximité du Soleil, même avec les télescopes les plus puissants. Lorsque leur orbite est très elliptique, la localisation de leuraphélieest incertaine. Néanmoins les astronomes parviennent au tournant du siècle à la conclusion qu'il existe deux familles de comètes: les comètes à courte période (également dites « écliptiques » car elles circulent à proximité duplan de l'écliptique), dont l'aphélie se situe à moins de 50uadu Soleil, et les comètes à longue période (également dites « isotropiques » car caractérisées par des inclinaisons orbitales variées), dont l'orbite est extrèmement elliptique voire parabolique (c'est à dire n'effectuant qu'un seul passage près du Soleil avant de quitter le système solaire)^[59].

L'astronome néerlandaisGerard Kuiperpropose en 1951 l'existence d'un réservoir de petits corps, baptisé par la suiteceinture de Kuiper,s'étendant de 40 à 1 000uadu Soleil, qui serait le réservoir originel des comètes à courte période. L'origine des comètes à longue période est beaucoup plus mystérieuse. Au début duxx^esiècle, les astronomes estiment que certaines d'entre elles sont des objets venus d'autressystèmes planétaires.Pour l'EstonienErnst Öpiket le NéerlandaisOort,l'existence de ces comètes à longue période, dont la formation remonte manifestement auxdébuts du système solaire,semble paradoxale. Au cours des milliards d'années écoulées, elles auraient dû soit être expulsées ou détruites du fait des perturbations gravitationnelles d'une étoile proche ou descorpsdu système solaire, soit avoir épuisé leur réserve de glace à l'issue de leurs passages répétés près du Soleil. Pour résoudre ce paradoxe, Oort, en s'appuyant sur un échantillon de comètes à longue période dont l'orbite est connue avec une relative précision, postule en 1950 que la forme de l'orbite de cespetits corpsest récente et qu'ils ont passé la majeure partie de leur existence dans une région de l'espace de forme sphérique située à très grande distance du Soleil, entre 40 000 et 150 000ua(soit entre 0,6 et 2,5 années lumière). Situées aux limites de lasphère d'influence gravitationnelledu Soleil, ces comètes seraient soumises à des perturbations d'origine stellaire ou galactique, susceptibles de les expulser soit vers l'extérieur, soit vers l'intérieur, donnant lieu dans ce dernier cas à l'apparition d'une nouvelle comète. Ce « réservoir » de comètes, baptisénuage de Oortdu nom de son découvreur, contiendrait une quantité gigantesque de petitsplanétesimauxglacés^[60].

Le modèle de Jan Oort est raffiné dans les années 1980, notamment par l'AméricainJack Hills.Celui-ci estime que, compte tenu de la position proposée du réservoir de comètes aux marges du système solaire et de l'influence gravitationnelle des étoiles voisines et de lamarée galactique,le nuage de Oort aurait dû se vider de son contenu depuis la formation du système solaire. Il propose donc que le réservoir principal des comètes à longue période se situe beaucoup plus près du Soleil, à environ 20 000aude celui-ci. Baptisénuage de Hills(ou nuage de Oort interne), ce réservoir réapprovisionnerait régulièrement le nuage de Oort externe, dont la population serait beaucoup plus réduite.

Ère spatiale et observationsin situ

L'acquisition de données scientifiques sur les comètes ne peut se faire à distance pour une grande partie d'entre elles. En effet, la taille dunoyau cométairetrès réduite (diamètre généralement inférieur à20 kilomètres) et la présence d'unechevelurene permettent pas de collecter des données suffisamment précises à l'aide de télescopes. Il est donc nécessaire d'envoyer des engins spatiaux à leur rencontre. Ce type demission spatialedoit surmonter deux difficultés. D'une part, l'orbite d'une comète très elliptique leur confère une vitesse très élevée à proximité du Soleil, par ailleurs souventrétrograde,ce qui rend très difficile la synchronisation de l'orbite de l'engin spatial et de la comète. Pour cette raison, toutes les missions ont effectué un simple survol très court à une vitesse relative atteignant plusieurs dizaines de kilomètres par seconde, à l'exception deRosettaqui s'est placée en orbite autour d'une comète relativement lente car à très courte période. Une autre source de difficultés est constituée par le nuage de particules qui entourent le noyau et qui sont animées d'une très grande vitesse. Malgré leur petite taille, cette vitesse se traduit par uneénergie cinétiquequi peut endommager l'engin spatial et ses instruments.

L'étude des comètes progresse considérablement durant l'ère spatiale,grace à l'envoi de dix missions spatiales à la rencontre de comètes, dont quatre permettent des percées scientifiques notables.

ICE(1985): premier survol d'une comète

La première mission spatiale survolant une comète n'est à l'origine pas dédiée à cette d'étude.ISEE 3est un petit engin spatial développé conjointement par l'Agence spatiale européenne(ESA) et laNASAet lancé en 1978 pour étudier les interactions entre levent solaireet lamagnétosphère terrestre.Après quatre ans de fonctionnement, la NASA décide d'affecter la sonde spatiale à une nouvelle mission (baptiséeICE), dont l'objectif est l'observation de la comèteGiacobini-Zinner.Après avoir effectué plusieurs manoeuvres, lasonde spatialepasse à 7 800 kilomètres dunoyau cométairele11 septembre 1985.Elle est dépourvue de caméras, mais ses instruments lui permettent de caractériser les particules, les champs et les ondes lors de sa traversée de la queue de plasma^[61].

Giotto(1985-1992): première observation du noyau cométaire

Article détaillé:Giotto.

À la fin des années 1970, alors que les missions spatialesPioneeretVoyagerde la NASA achèvent la première étudein situdes lointaines planètes dusystème solaire externe(Jupiter,Saturne...), lespetits corps du système solaire(astéroïdes,comètes,Pluton) deviennent la «Nouvelle Frontière» de l'exploration spatiale. À l'époque, peu de données ont pu être collectées sur lenoyau des comètes.Celui-ci est trop petit pour être observé avec un télescope lorsqu'il est loin du Soleil, et est masqué par sachevelurelorsqu'il s'en approche. La présence même d'un noyau cométaire solide reste à confirmer, tandis que sa taille, sa forme, sa composition et les processus à l'origine de sa chevelure et de sesqueuesrestent méconnus^[62].Le passage près du Soleil de lacomète de Halley,bien connue et très active, qui doit avoir lieu en 1986, mobilise les principalesagences spatiales(soviétique, japonaise, américaine et européenne), qui décident de lancer à sa rencontre plusieurssondes spatialespour la première étudein situd'un noyau cométaire. Dans cette flotte d'engins spatiaux,Giottodoit effectuer les principales investigations. C'est initialement une mission conjointe de l'Agence spatiale européenne (ESA) et de la NASA, mais cette dernière, confrontée à des difficultés financières, abandonne le projet et l'ESA décide de développer seule la sonde spatiale, qui constitue la première véritable mission de l'agence dans l'espace interplanétaire^[63].

Les sondes jumelles soviétiquesVega 1etVega 2ainsi que les engins spatiaux japonaisesSakigakeetSuisei,qui avecGiottoconstituent cettearmada de Halley,survolent enmars 1986à une semaine d'intervalle le noyau cométaire à des distances variables et collectent des informations scientifiques de grande valeur. Mais c'est la sonde spatialeGiotto,particulièrement bien équipée en instruments scientifiques, qui collecte les données les plus intéressantes. Lancée enjuillet 1985,elle survole le noyau de la comète enmars 1986à une distance de596 kilomètres.Les impacts des poussières, malgré leur petite taille, sont très violents car la vitesse relative durant ce survol est de68km/s.La sonde spatiale, à la suite d'un choc plus violent, tournoie pendant quelques secondes avant de reprendre le contrôle de son orientation. Sa moisson scientifique est particulièrement fructueuse: premières photos du noyau d'une comète (elles permettent d'estimer sa taille et sa forme), découverte de puissants jets de gaz et d'unalbédotrès faible, détermination de la composition chimique des gaz éjectés et des caractéristiques des poussières^[62].

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 duxx^esiècle se caractérise par un renouveau dans le domaine. En quelques années, quatre missions ayant pour objectif l'observationin situdes comètes sont lancées:Deep Space 1(1998),Stardust(1999),Rosetta(2004) etDeep Impact(2005)^[56].

Stardust(1999-2011): remise en question du processus de formation

Article détaillé:Stardust.

La missionStardustest développée par l'agence spatiale américaine,laNASA,dans le but de ramener sur Terre des échantillons de la chevelure d'une comète afin de pouvoir les analyser avec les instruments les plus puissants disponibles dans les laboratoires. L'enjeu scientifique est considérable. La théorie qui fait consensus à l'époque est que les comètes ont, dès le début de laformation du système solaire,échappé aux transformations subies par les autres corps. En mettant la main sur les matériaux de la comète, les scientifiques espèrent à la fois disposer d'informations sur la matière originelle ayant formé le système solaire (et donc sur la composition d'autres étoiles d'où elle provient) et obtenir indirectement des informations clés permettant de reconstituer le processus de formation du système solaire^[64].

La collecte des échantillons est un succès. La sonde spatiale traverse en 2004 la chevelure de la comète81P/Wild 2et parvient à recueillir de minuscules grains de poussière, malgré la vitesse relative très élevée, grâce à un système de capture rempli d'aérogel.Après leur retour sur Terre dans une capsule, les grains de poussière analysés mettent en évidence un processus de formation qui contredit complètement les hypothèses scientifiques. Les poussières sont constituées notamment dechondreset d'inclusions minérales riches en calcium et en aluminium,qui ne peuvent se former qu'à des températures très élevées qui n'existaient qu'à proximité immédiate du Soleil. Ce constat remet en question l'absence d'altération des matériaux des comètes durant le processus de formation du système solaire. Prenant en compte ces données, la nouvelle théorie est que les comètes se sont bien formées loin du Soleil (au delà de Neptune) mais qu'elles ont agrégé la glace trouvée sur place et des roches qui ont été transportées depuis le système solaire interne. Le processus à l’œuvre dans ce déplacement reste à définir précisément. Les chercheurs trouvent néanmoins également, dans les échantillons ramenés par la mission, des poussières provenant d'autres étoiles non transformées qu'ils identifient grâce à leurcomposition isotopiqueinhabituelle. Enfin, alors que les scientifiques s'attendaient à ce que le noyau présente une surface pratiquement dépourvue de relief, les photos prises par la sonde spatiale durant le survol montrent un paysage très accidenté comprenant des falaises, des cavités d'un kilomètre de diamètre et des pics de plusieurs centaines de mètres^[64].Après avoir mené à bien sa mission principale, la sonde spatiale est redirigée vers une deuxième comète,Tempel 1,qu'elle survole enfévrier 2011en passant à 190kmde son noyau. Ses observations permettent de compléter celles sur les conséquences de l'impact artificiel déclenché par la missionDeep Impact(voir paragraphe suivant)^[65].

La récupérationin situn'est pas l'unique moyen de récupérer de la matière cométaire. LaTerretraverse continuellement divers nuages de poussières stellaires, notamment de la matière cométaire lorsque l'orbite de la Terrecoïncide avec le sillage d'une comète. C'est ainsi que depuis 1982, la NASA récupère, à l'aide d'avions pouvant voler à haute altitude, de la poussière cométaire^[66].

Deep Impact(2005-2013): la structure interne du noyau dévoilée

Article détaillé:Deep Impact.

Au début des années 2000, plusieurs sondes spatiales ont pu effectuer des observations d'un noyau cométaire en le survolant, mais les caractéristiques de sa structure interne restent incertaines. La NASA décide de développer une mission spatiale à cout réduit destinée à étudier celle-ci en créant un cratère artificiel dévoilant le sol sous-jacent. La sonde spatialeDeep Impactest lancée le12 janvier 2005.Arrivée le4 juillet 2005à portée de la comète9P/Tempel 1,elle éjecte unimpacteurde370 kilogrammes.Celui-ci percute sa surface à une vitesse de10km/s,dégageant une énergie considérable (4,5 tonneséquivalent en TNT). L'impact soulève un nuage de matériau de forme conique qui continue à s'élever pendant une heure. Les photos prises par la missionStardustsix ans plus tard révèlent qu'un cratère de150 mètresde 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 uneboule de poussière glacéequ'uneboule de neige sale.Par ailleurs, ladensité,déduite de la vitesse avec laquelle le cône dé débris s'est soulevé, est évaluée à 0,6, donc nettement inférieure à celle de l'eau. Les scientifiques en déduisent que le noyau cométaire est largement constitué de cavités. Les observationsspectralesdes éjectas réalisées par l'observatoire spatial infrarouge Spitzerpermettent d'identifier à la fois des matériaux issus de la nébuleuse à l'origine du système solaire, qui n'ont pas été transformés, et dessilicates,qui n'ont pu se former qu'à une température de700°Cdonc à proximité du Soleil. Pour la première fois, des plaques de glace d'eau sont observées à la surface d'un noyau cométaire. L'absence de dégazage consécutif à l'impact, alors que la comète se situait à proximité de sonpérihélie,tend à prouver que les impacts des météorïdes ne peuvent provoquer ce type de phénomène^[65].

Rosetta(2004-2015): première étude détaillée d'une comète

La missionRosettaest la première à se placer en orbite autour d'une comète, un exercice très difficile compte tenu de lavitesse orbitalede cescorps célestes.Légende:
1.Mars 2004:lancement deRosetta;
2.Mars 2005:1^reassistance gravitationnellede la Terre;
3.Février 2007:assistance gravitationnelle deMars;
4.Novembre 2007:deuxième assistance gravitationnelle de la Terre;
5.Septembre 2008:survol de l'astéroïdeŠteins;
6.Novembre 2009:3^eet dernière assistance gravitationnelle de la Terre;
7.Juillet 2010:rendez-vous avec l'astéroïde(21) Lutetia;
8.Juillet 2011:mise en sommeil de la sonde;
9.20 janvier 2014:réactivation de la sonde;
10.Août 2014:mise en orbite autour de la comète67P/Tchourioumov-Guérassimenko;
11.Novembre 2014:atterrissage dePhilaeà la surface de la comète;
12.Août 2015:fin de la mission.

Article détaillé:Rosetta.

Rosettaest une des quatre missions pivot sélectionnées en 1985 par l'Agence spatiale européenne(ESA) pour son programme scientifiqueHorizon 2000,qu'elle vient de mettre sur pied. L'objectif en est d'étudier une comète et de ramener sur Terre un échantillon de ce corps primitif. Les scientifiques estiment à l'époque que, contraitement aux astéroïdes, la comète est restée pratiquement inchangée depuis la formation du système solaire. Les données collectées devraient permettre d'obtenir des informations clé sur la formation du système solaire. La mission est d'emblée un projet conjoint ESA-NASA, mais en 1993 l'agence spatiale américaine, confrontée à des restrictions budgétaires, met fin à sa participation. Par la suite, le retour d'un échantillon sur Terre, trop couteux, est abandonné. Le nouveau scénario prévoit désormais que la sonde spatiale se mette en orbite autour d'une comète et l'accompagne durant son approche du Soleil. Un ou deux petits atterrisseurs doivent se poser à la surface du noyau cométaire pour effectuer des mesuresin situ^[67].

La sonde spatiale européenne est lancée le2 mars 2004et, après avoir survolé les astéroïdesŠteins(5 septembre 2008) etLutetia(10 juillet 2010), se met en hibernation. Elle se met en orbite à 100kmautour de la comète67P/Tchourioumov-Guérassimenkodix ans après son lancement, le6 août 2014,ce qui constitue une première technologique. Les images dehaute définitionsont transmises, révélant de nombreux détails de l'astre.Philae,un petitatterrisseur,se pose sur son noyau le12 novembre 2014^[68].Elle permet pour la première fois d'observer l'éveil de l'activité cométaire au fur et à mesure de son approche du Soleil et d'étudier de manière détaillée la morphologie du noyau, le processus desublimationet la composition de la surface dunoyau cométaireet de lachevelure^[69].

Comet Interceptor(lancement prévu en 2029): première observation d'une comète à longue période

Article détaillé:Comet Interceptor.

L'Agence spatiale européenneprévoit de lancer en 2029 la sonde spatialeComet Interceptor,qui doit étudier en la survolant une comète à longue période ou éventuellement, même si la probabilité est plus faible, unobjet provenant d'un autre système solaire.Il s'agit d'une première car, jusque là, toutes les comètes observées par des missions spatiales étaient des comètes à courte période qui avaient effectué auparavant plusieurs passages près du Soleil et qui aveint été partiellement transformées par ces passages dans le système solaire interne. L'objectif scientifique deComet Interceptorest de collecter des données sur le matériau à l'origine laformation du système solaireet de fournir ainsi de nouvelles données sur son déroulement et sur les matériaux de lanébuleuse solaire.La sonde spatiale doit être placée aupoint de LagrangeL₂en position d'attente. Des moyens d'observation terrestres puissants, comme l'observatoire terrestre Vera Rubin(ex LSST), qui doit entrer en service en 2025, seront utilisés pour identifier une cible et mesurer son orbite suffisamment à l'avance pour que la sonde spatiale puisse se placer sur une trajectoire d'interception avant que l'objet céleste ne s'approche du Soleil^[70].

Liste des survols de comète par des missions spatiales effectuées ou planifiées^[69]
Mission	Agence spatiale	Date de lancement	Comète survolée	Type de comète	Date de survol	Principales caractéristiques de la mission
ICE	NASA/ESA	août 1978	Giacobini-Zinner		septembre 1985
Vega 1 et 2	URSS	décembre 1984	Halley	Comète active de courte période (75 ans)	1986	Survol à une distance de 8 000km.
Giotto	ESA	juillet 1985			1986	Première photo d'un noyau cométaire
SakigakeetSuisei	ISAS	1985			1986
Deep Space 1	NASA	octobre 1998	Braille		1999
Deep Space 1	NASA	octobre 1998	Borrelly		2001
Stardust	NASA	février 1999	Wild 2		2004	Ramène sur Terre un échantillon de la chevelure de la comète.
Stardust	NASA	février 1999	Tempel 1		2011	Mission secondaire.
Deep Impact	NASA	janvier 2005	Tempel 1		2005	Lance un impacteur sur la comète qui creuse un cratère de 300 mètres, permettant d'observer la structure interne de la comète.
Deep Impact	NASA	janvier 2005	Hartley 2		2010	Mission secondaire
Rosetta	ESA	Mars 2004	Tchourioumov- Guérassimenko		2014	Première mise en orbite autour d'une comète. Analyse détaillée de la morphologie de la surface et de la composition chimique du noyau et de la chevelure. Observation du processus de sublimation.
Missions prévues
Tianwen 2	Académie chinoise de technologie spatiale	2026	Elst-Pizarro	Comète présentant des caractéristiques d'un astéroïde.	2032	Mission secondaire.
Comet Interceptor	ESA	2029	Définie après le lancement.	Comète à longue période.	Définie après le lancement.	Sonde spatiale positionnée au point de Lagrange L₂à l'affût d'une comète répondant au cahier des charges.

Observation

La découverte et le suivi de l'évolution de la trajectoire des comètes sont effectuées par des astronomes professionnels et amateurs. Les observations sont recueillies selon un processus normalisé par leCentre des planètes mineures,un organisme financé par laNASA,géré par leSmithsonian Astrophysical Observatoryet placé sous la supervision de ladivision Fde l'Union astronomique internationale.Cette organisation est chargée de collecter toutes les observations desobjets mineurs du système solaire,d'effectuer les vérifications et certains calculs et de diffuser lesdonnées astrométriquesrésultantes^[71].

Programmes d'observation

Depuis le début des années 2000, plusieurs programmes derecensementdes objets mineurs à l'aide detélescopesterrestres sont à l'origine de la majeure partie des découvertes de comètes: sur une période allant demai 2018àmai 2019,51 nouvellescomètes ont été observées, dont au moins 36 ans le cadre de relevés astronomiques systématiques (16 par le programmePan-STARRS,9 parATLAS,4 parLemmon,5 parCatalinaen incluant les découvertes de l'astronome Africano, 1 parLINEAR). Les observations ont également permis cette année-là de confirmer le caractère périodique de13 comètesqui effectuaient leur deuxième passage près du Soleil ayant donné lieu à une observation^[34].Le nombre et la précocité des découvertes devraient s'accroitre avec la mise en service auChilide l'observatoire terrestre Vera-C.-Rubin,qui dispose d'unmiroir primaired'un diamètre de8,4 mètreset d'un détecteur de très grande dimension (3 000mégapixels). Ces caractéristiques lui permettent de photographier l'ensemble du ciel visible depuis l'hémisphère sud en un peu plus de trois jours. Le télescope est optimisé pour la détection des phénomènes transitoires (variation de luminosité ou changement de position), ce qui est idéal pour la détection des comètes. Cet instrument devrait permettre d'accroitre les probabilités de découvertes précoces de nouveaux corps cométaires à longue période, qui sont aujourd'hui détectés trop tard pour permettre à une sonde spatiale de les survoler^[72].

Lesobservatoires spatiauxconsacrés à l'étude du Soleil qui orbitent autour dupoint de LagrangeL₁sont placés dans une position privilégiée pour identifier et observer de nouvelles comètes dont la trajectoire passe très près du Soleil. Cescomètes dites rasantesne deviennent lumineuses que près du Soleil lorsqu'elles sont généralement détruites par ce passage à trop faible distance. Mais, masquées par l'éclat du Soleil, elles ne sont visible que durant les éclipses du Soleil ou à l'aide d'instruments équipés d'uncoronographecomme les deux observatoires spatiaux suivants positionnés au point de Lagrange L₁^[22]:

l'observatoire européenSoHO(Solar and Heliospheric Observatory), lancé le2 décembre 1995,a permis d'identifier 1 200 comètes rasantes (début 2007);
les satellites jumeaux de la mission américaineSTEREO(Solar TErrestrial RElations Observatory), lancés le25 octobre 2006,ont permis, commeSoHO,la découverte de nombreuses comètes rasantes.

Désignation

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Avant la découverte en 1705 parEdmond Halleydu caractère périodique de lacomète portant son nom,cespetits corps du Système solaireétaient considérés comme des phénomènes isolés, uniques et non périodiques. Aussi les comètes ne portaient pas de nom. Par la suite, certaines comètes historiques, spectaculaires et aisément visibles à l'œil nu,n'ont reçu aucun nom officiel et sont simplement désignées commegrande comète,comme lagrande comète de 1811.

Le nom d'une comète est à l'époque contemporaine attribué officiellement par une commission de l'Union astronomique internationale,dont le siège est àWashington.Le nom d'une comète comprend le nom de son ou de ses découvreur(s) (jusqu'à trois noms maximum). Dans le cas des comètes Halley, Encke ouLexell,il s'agit du nom des personnes qui ont déterminé lapériodicitéde ces astres. Quelques comètes sont nommées d'après le lieu de leur découverte (la comèteLulin) et un nombre de plus en plus important reçoit le nom d'un programme derecensementautomatique des objets mineurs, commePan-STARRS,LINEARouNEAT,ou bien de l'observatoire spatial l'ayant détecté, commeSoHO.

Convention de nommage

En plus du nom, les comètes reçoivent une référence officielle qui respecte une norme qui a évolué en 1995^[73]:

Une lettre servant à identifier le type de comète: « C » indique une comète à longue période (supérieure à «200 ans») ou non périodique; « P » indique une comète à courte période (inférieure à200 ans); « D » est utilisée pour lescomètes perduesou qui n'existent plus (« détruite »); « X » désigne une comète dont l'orbite n'a pu être calculée; enfin « A » désigne une comète qui était identifiée avant sa déclaration comme une planète mineure (ou un astéroïde).
L'année de la découverte;
Une lettre majuscule correspondant à la quinzaine du mois de la découverte (voir tableau);

Tableau de correspondance entre lettre et quinzaine

Note: les lettres I et Z ne sont pas utilisées.

Mois	Quinzaine	Lettre
Janvier	du1^erau 15	A
Janvier	du 16 au 31	B
Février	du1^erau 15	C
Février	du 16 au 28 ou 29	D
Mars	du1^erau 15	E
Mars	du 16 au 31	F
Avril	du1^erau 15	G
Avril	du 16 au 30	H
Mai	du1^erau 15	J
Mai	du 16 au 31	K
Juin	du1^erau 15	L
Juin	du 16 au 30	M
Juillet	du1^erau 15	N
Juillet	du 16 au 31	O
Août	du1^erau 15	P
Août	du 16 au 31	Q
Septembre	du1^erau 15	R
Septembre	du 16 au 30	S
Octobre	du1^erau 15	T
Octobre	du 16 au 31	U
Novembre	du1^erau 15	V
Novembre	du 16 au 30	W
Décembre	du1^erau 15	X
Décembre	du 16 au 31	Y

Un chiffre précisant l'ordre chronologique de découverte durant cette quinzaine;
Le nom du (ou des) découvreur(s) (astronome ou programme d'observation);
Lorsque plusieurs comètes portent le nom d'un même découvreur, un numéro est parfois ajouté pour les différencier (comèteHartley 2par exemple). Les programmes d'observation systématique qui désormais réalisent la majorité des découvertes font que ce chiffre est souvent renseigné.

Exemple:dans le cas de la comète C/1995 O1 Hale-Bopp, « C/ » indique qu'il s'agit d'une comète à longue période (éventuellement non périodique), « 1995 » indique l'année de sa découverte, « O » indique qu'elle a été découverte au cours de la deuxième quinzaine de juillet, « 1 » signifie qu'il s'agit de la première comète découverte au cours de cette période et « Hale-Bopp » est la contraction des noms de ses deux découvreurs,Alan HaleetThomas Bopp.

Les comètes qui ont effectué au moins un deuxième passage observé près du Soleil venant confirmer la durée de la période reçoivent une appellation simplifiée. Ainsi la comèteP/2001 J1 (NEAT),observée pour la deuxième fois en 2008, conformément aux calculs de sa période orbitale, a reçu l'appellation définitive 207P/NEAT, indiquant qu'il s'agit de la207^ecomète périodique confirmée^[74].

Ancienne méthode de nommage

Avant le1^erjanvier 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 est la sixième comète trouvée pendant l'année 1965. Plus tard, le nom définitif lui était attribué selon les critères suivants: l'année du passage aupérihélie,suivie d'un numéro noté en chiffres romains indiquant l'ordre chronologique de ce passage (exemple: 1994IV,quatrième comète passée au périhélie en 1994). Ce procédé comportait de nombreux inconvénients: la multiplication des découvertes épuisait l'alphabet. Quand on découvrait une27^ecomète 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.

Notes et références

Notes

↑LesCentaures,corps mineurs qui orbitent autour du Soleil entreJupiteretNeptuneet lesobjets transneptuniensqui orbitent au delà de Neptune sont également caractérisés par des inclinaisons orbitales très variables.
↑Cette vitesse élevée découle de la secondeloi de Kepler(loi des aires), qui indique que l'aire balayée par la droite joignant le foyer de l'ellipse orbitale (le Soleil) et deux points de l'orbite parcourus en un temps donné reste constante. La vitesse orbitale (v) se calcule à un point donné de l'orbite autour du Soleil par la formule suivante: $v={\sqrt {GM({\frac {2}{r}}-{\frac {1}{a}})}}$ avecGMparamètre gravitationnel standarddu Soleil qui vaut 1,3271244 10²⁰,ademi grand axe de l'orbite etrdistance de la comète au Soleil.
↑Le seul autre objet interstellaire observé,1I/ʻOumuamua,découvert en 2017, n'est pas classé comme une comète car il n'éjectait aucune vapeur d'eau ni poussière à son passage près du Soleil.
↑À l'époque, ces chroniques sont essentiellement de lascapulomanciegravée sur carapace de tortues ou omoplates d’animaux.

Références

↑Aristote,Météorologiques,livre I, 6.
↑Aratos de Soles,Phénomènes,vers 1092.
↑Comet Interceptor Definition Study Report,p.13.
↑Comet Interceptor Definition Study Report,p.16-17.
↑^aetbOlivier Groussin,À la rencontre des comètes,conférence duBureau des longitudes,6 avril 2011.
↑^aetbComet Interceptor Definition Study Report,p.16.
↑Comet Interceptor Definition Study Report,p.17.
↑Thérèse Encrenaz, Maria-Antonietta Barucci, Jean-Pierre Bibring,Le système solaire,EDP Sciences,2003,p.428.
↑(en)Nick James et Gerald North,Observing Comets,Springer Science & Business Media,2002,p.28.
↑Anny-Chantal Levasseur-Regourd, André Brahic, Thérèse Encrenaz, François Forget, Marc Olivier et Sylvie Vauclair,Système solaire et planètes,Ellipses,2009,237p.(ISBN 978-2-7298-4084-6),p.108-109.
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Voir aussi

Sur les autres projets Wikimedia:

les comètes,surWikimedia Commons
comète,sur leWiktionnaire

Bibliographie

:document utilisé comme source pour la rédaction de cet article.

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Articles connexes

Catégories de comète

Quelques comètes fameuses

Sondes spatiales ayant exploré des comètes

Deep Space 1(NASA, États-Unis, 2001)
Deep Impact(NASA, États-Unis, 2005)
Giotto (sonde spatiale)(ESA, Europe, 1986)
ICE(NASA/ESA, États-Unis/Europe, 1985)
Rosetta (sonde spatiale)(ESA, Europe, 2014)
Philae (atterrisseur)(ESA, Europe, 2015)
Stardust (sonde spatiale)(NASA, États-Unis, 2011)

Liens externes

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La vie d'une comète[flash]
Les comètes, PGJ Astronomie
Comètes, origine des noms
L'exploration spatiale des comètes
"Comètes, des mythes à la réalité",exposition de laBibliothèque patrimoniale numériquede l'Observatoire de Paris

Ressource relative à la littérature:
- The Encyclopedia of Science Fiction
Notices dans des dictionnaires ou encyclopédies généralistes:
Notices d'autorité:
- BnF(données)
- LCCN
- GND
- Japon
- Israël
- Tchéquie

[12] LesCentaures,corps mineurs qui orbitent autour du Soleil entreJupiteretNeptuneet lesobjets transneptuniensqui orbitent au delà de Neptune sont également caractérisés par des inclinaisons orbitales très variables.

[13] Cette vitesse élevée découle de la secondeloi de Kepler(loi des aires), qui indique que l'aire balayée par la droite joignant le foyer de l'ellipse orbitale (le Soleil) et deux points de l'orbite parcourus en un temps donné reste constante. La vitesse orbitale (v) se calcule à un point donné de l'orbite autour du Soleil par la formule suivante: $v={\sqrt {GM({\frac {2}{r}}-{\frac {1}{a}})}}$ avecGMparamètre gravitationnel standarddu Soleil qui vaut 1,3271244 10²⁰,ademi grand axe de l'orbite etrdistance de la comète au Soleil.

[22] Le seul autre objet interstellaire observé,1I/ʻOumuamua,découvert en 2017, n'est pas classé comme une comète car il n'éjectait aucune vapeur d'eau ni poussière à son passage près du Soleil.

[48] À l'époque, ces chroniques sont essentiellement de lascapulomanciegravée sur carapace de tortues ou omoplates d’animaux.

[1] Aristote,Météorologiques,livre I, 6.

[2] Aratos de Soles,Phénomènes,vers 1092.

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v·m Comète
Caractéristiques	Noyau Chevelure Queue Anti-queue Poussière cométaire Activité cométaire Trajectoire
Types	Périodique ceinture principale famille de Jupiter quasi-Hilda famille de Halley groupe de Liller Non périodique Éteinte Perdue Grande Rasante groupe de Kreutz groupe de Marsden Interstellaire Extrasolaire(exocomète)
Listes	Liste de comètes Liste des comètes périodiques numérotées
Articles liés	Comète d'antimatière Comètes dans la fiction Vins de la comète
Voir aussi	Planète Planète naine Petit corps Planète mineure Astéroïde Centaure

v·m Pluie de météores
Liste d'essaims météoritiques
Essaimsd'hiver	Quadrantides Gamma vélides Alpha crucides Delta cancrides Alpha hydrides Alpha carinides Delta vélides Alpha centaurides Omicron centaurides Thêta centaurides Léonides de février Delta léonides Gamma normides
Essaimsdeprintemps	Virginides Delta pavonides Librides Lyrides Pi puppides Alpha bootides Mu virginides Oméga capricornides Êta aquarides Alpha scorpiides Bêta Corona austrinides Camélopardalides de mai Oméga Scorpiides Ariétides Sagittarides
Essaimsd'été	Tau cétides Bootides de juin Tau aquarides Thêta ophiuchides Pégasides de juillet Phoenicides de juillet Alpha cygnides Sigma capricornides Pisces austrinides Delta aquarides du Sud Alpha capricornides Iota aquarides du Sud Delta aquarides du Nord Perséides Kappa cygnides Iota aquarides du Nord Pi éridanides Gamma doradides Alpha aurigides Perséides de septembre Ariès-triangulides Piscides Kappa aquarides
Essaimsd'automne	Andromédides Ariétides d'octobre Draconides Delta aurigides Epsilon géminides Orionides Léo minorides Taurides du Sud Delta éridanides Taurides du Nord Zêta puppides Léonides Alpha monocérotides Chi orionides Phoenicides/Phénicides Monocérotides Sigma hydrides Puppides-vélides Géminides Coma bérénicides Ursides Camélopardalides d'octobre
Petit corps du Système solaire Étoile filante Météore Astéroïde Comète Météorite Météoroïde Bolide Radiant

v·m Petits corps du Système solaire
Principaux types	Planète mineure Astéroïde Centaure Objet transneptunien Comète Mixte Astéroïde actif Comète de la ceinture principale Comète éteinte Météoroïde Bolide
Concepts transversaux	Nuage de Hills Nuage de Oort Objet croiseur d'une planète Objet géocroiseur Objet potentiellement dangereux Défense planétaire Objet interstellaire Centre des planètes mineures (MPC)
Listes	Liste des planètes mineures Liste de comètes