« Nous avons établi que dans le monde qui nous entoure, la première partie de ce qui est au-dessous des sphères circulaires, est une exhalaison sèche et chaude. Cette exhalaison elle-même, avec une grande partie de l’air qui est au-dessous d’elle et lui est contigu, est emportée autour de la terre par la translation et le mouvement circulaire. (...) Lorsque, dans une telle condensation, un principe igné fait irruption par suite du mouvement des corps de la zone supérieure, sans que ce principe soit en quantité suffisante pour assurer une combustion rapide et complète, ni si faible qu’il s’éteigne rapidement, mais s’il a une force convenable et une large emprise, et qu’en même temps une exhalaison bien mélangée monte de la terre vers cette zone de concentration, ce phénomène donne naissance à une comète. »

PREAMBULE

    À grande distance du Soleil, une comète se présente comme un objet stellaire, mobile par rapport aux étoiles et entouré d’une nébulosité parfois très ténue. L’astre se rapprochant, on voit ensuite se développer la tête , ou coma , ou encore chevelure , de forme à peu près sphérique et dont la dimension avoisine la centaine de milliers de kilomètres au niveau de l’orbite de la Terre.

    La chevelure se prolonge souvent par des traînées lumineuses appelées queues , dont la longueur peut atteindre plusieurs millions de kilomètres. La morphologie des queues est très variée car elle dépend non seulement de la nature des particules qui la constituent – gaz, poussières petites et grosses – mais encore de l’activité solaire.

    Si la tête et la queue forment deux parties bien distinctes et facilement observables dans la plupart des cas, la troisième partie, constituée par le noyau solide, n’est jamais visible depuis la Terre. Or c’est là qu’est concentrée toute la masse de la comète, celle de la tête ou de la queue étant négligeable, et c’est cette partie même qui est la source de gaz, de poussières et de glaces. Ce noyau a un diamètre compris entre 1 et 20 kilomètres et il est généralement masqué par une condensation brillante de cent à mille fois plus étendue.

    Il y a trois raisons qui expliquent l’intérêt que l’on peut porter aux comètes. Conservées aux confins du système solaire dans un environnement froid, à l’écart des rayonnements du soleil, ces mélanges de glaces et de poussières ont très peu évolué depuis la formation du système solaire. Elles sont supposées contenir dans leur noyau les éléments les plus primitifs de notre système, permettant de remonter à la composition de la nébuleuse protosolaire, voire des grains de poussières des nuages interstellaires. Elles peuvent aussi être à l’origine d’une partie de l’eau et des composés volatils qui sont présents sur la Terre. En effet, au cours de son histoire ancienne, notre planète, comme toutes celles du système solaire, a subi de nombreuses collisions avec des météorites et des comètes, qui ont pu modifier la composition de l’environnement terrestre.

    Enfin, les noyaux cométaires sont susceptibles de contenir des composés organiques complexes qui, s’ils n’ont pas été détruits lors de l’entrée des comètes dans notre atmosphère, ont pu jouer un rôle clé dans l’apparition du vivant.

HISTORIQUES DES COMETES

  I. APPARITION  ET CLASSIFICATION DES COMETES

    La renaissance voit enfin l'avènement des systèmes héliocentriques ; en 1543, Copernic publie De Revolutionibus qui restera célèbre comme étant le premier ouvrage proposant un tel système. A la fin du XVI^ème siècle, plusieurs coups seront portés à la cosmologie aristotélicienne. En 1577 Tycho Brahé montre, en comparant ses propres observations d'une brillante comète avec celles d'autres astronomes européens, que celle-ci se trouve bien au-delà de l'orbite lunaire. A la même époque, en 1572 et 1604, deux supernovae explosent, remettant en cause l'immuabilité des sphères : le monde change au-delà de la Lune. En 1609, Johannes Kepler est en mesure de publier son Astronomia nova, ouvrage dans lequel il énonce les trois "lois de Kepler" (lois empiriques) :

• Les orbites que décrivent les planètes autour du Soleil sont des ellipses dont le Soleil constitue l'un des foyers.

Loi des aires

• Les segments Soleil-planète balayent des aires égales en des temps égaux (loi des aires). Ce qui entraîne une vitesse variable pour la planète.

 
• Le cube de la distance moyenne de chaque étoile au Soleil est proportionnel au carré du temps qu'elle met à parcourir son orbite.

    La conception de l'univers continue pourtant à évoluer, et en 1687, Newton publie ses Principia qui détruisent encore un peu plus le modèle aristotélicien. Newton y affirme que les corps célestes se meuvent selon les mêmes lois gravitationnelles que celles qui animent les corps terrestres, et ainsi l'opposition terrestre-céleste s'estompe un peu plus. Cependant, la révolution n'est pas immédiate, le principe d'une "action à distance" agissant sur les planètes apparaît comme farfelue ; la théorie de Newton n'est acceptée qu'au même titre que L'Almageste, à savoir qu'elle "sauve les apparences" : elle permet de faire de bonnes prédictions, mais la description qu'elle donne du monde n'est pas acceptable.

    Finalement, Halley (1656-1742), en s'appuyant sur les lois de la gravitation énoncées par Newton et sur des observations, émet l'hypothèse que les comètes suivent en fait des orbites fortement elliptiques et qu'elles reviennent donc au cœur du système solaire périodiquement. Il publie Astronomiae Cometicae Synopsis en 1705, où, se fondant sur la série d'apparitions de comètes en : 1456, 1531, 1607, et 1682, il prédit le retour de la comète pour 1758. Elle apparaîtra dans la nuit de Noël 1758 confirmant cette brillante prédiction faite cinquante-trois ans plus tôt.

    Aujourd'hui, on remonte dans les apparitions successives de la comète de Halley jusqu'en 240 avant J-C. Même ainsi démythifiées, les comètes ne se départissent pas de leur mauvaise renommée. Il est vrai que depuis 1758 on ne redoute plus les catastrophes dont elles étaient sensées être les annonciatrices, mais on n'en craint pas moins les collisions, et elles provoqueront des paniques successives en 1773, 1798, 1816, 1832, 1857, 1872, 1899, et 1910.

      En 1786, l'astronome allemand Encke découvre une comète dont la période est de trois ans et quatre mois. Sa période courte permet de l'observer tout au long de son orbite. Encke s'aperçoit que la période effective de la comète ne correspond pas aux prédictions faites par la théorie de la gravitation de Newton ; elle est plus courte de deux heures trente minutes.

    Afin d'expliquer ce décalage, Encke postule l'existence d'une force "non gravitationnelle" que subiraient les comètes en plus de l'attraction universelle. Cependant, il n'émettra pas d'hypothèse quant à la nature de cette force.

    Il faut attendre le milieu du XX^ème siècle pour qu'apparaisse la première théorie sur la nature des comètes ; elle est due à l'Américain Fred Whipple en 1950. Celui-ci va établir, à partir de l'étude des forces non-gravitationnelles, le modèle dit de la "boule de neige sale". Jusqu'alors, on considère que les comètes sont simplement des agrégats diffus de particules, comme peut le laisser penser leur apparence. Whipple émet l'hypothèse qu'elles seraient en fait constituées d'un noyau solide de petite dimension (quelques kilomètres de diamètre) composé d'un amalgame de glace et de poussières. Il explique ainsi leur apparence : loin du Soleil, le noyau n'est pas actif et n'est donc pas visible. Lorsque la comète se rapproche du Soleil sa température de surface s'élève jusqu'à atteindre le point sublimation de la glace (-70 °C) qui, lorsqu'elle s'évapore, entraîne les poussières. Il se forme alors autour du noyau un halo qui rend la comète visible.

      Ce modèle permet également d'expliquer la présence des forces non-gravitationnelles : elles sont dues au phénomène de réaction lors de l'éjection des gaz et poussières. Elles freinent donc la comète lorsque celle-ci se rapproche du Soleil, et l'accélèrent lorsqu'elle s'en éloigne (voir le sous-chapitre : orbites).

    On compte donc 810 comètes individuelles, dont 155 sont classifiées comme périodiques, de période inférieure à 200 ans, les 655 restantes comme de longue période, c’est-à-dire de période supérieure à 200 ans (la période est la durée de révolution autour du Soleil). Dès son apparition, une comète est désignée par le nom de son (ou de ses) découvreur(s), suivi du millésime de l’année de découverte et d’une lettre; si le calcul d’orbite montre qu’il s’agit d’une réapparition de comète périodique connue, les noms (ou le nom) sont ceux qui ont été associés à la première apparition. Ainsi, il y eut, en 1980, vingt et une apparitions, la septième étant la comète périodique P/Stephan-Oterma (1980 g), découverte en 1867, et la vingt-et-unième la nouvelle comète Panther (1980 u). La désignation définitive intervient beaucoup plus tard, selon la date de son passage au périhélie: le millésime est alors celui de l’année de passage et un nombre en chiffres romains en indique l’ordre chronologique. La nouvelle comète périodique P/Tritton, découverte le 11 février 1978 et provisoirement désignée 1978 d, est finalement numérotée 1977 XIII car elle était passée au périhélie le 30 octobre 1977.

    Les comètes sont parfois anonymes, comme la «Grande Comète de septembre» (1882 II), «Tsuchinshan» (la «montagne pourpre», 1977 X); il arrive aussi qu’un astronome découvre plusieurs comètes périodiques (P/Neujmin 1, 2 et 3).

    On distingue deux types de comètes, celles de courte et celles de longue période :

    L'aphélie des comètes de longue période (période supérieure à 200 ans) présente une concentration marquée vers 50 000 UA, c'est-à-dire une distance comparable à celle des étoiles voisines (environ 200 000 UA) ; ce sont les seuls corps du système solaire qui proviennent de régions aussi éloignées et où règne les conditions physiques du milieu interstellaire. L'inclinaison des orbites est quelconque et il existe autant de trajectoires directes (c'est-à-dire dont le sens de révolution est celui des planètes autour du Soleil ) que de trajectoires rétrogrades.
 

Classification des comètes

    La situation des comètes de courte période (période inférieure à 200 ans) est différente; elles se regroupent en deux familles: celles de la "famille de Jupiter" ont des périodes courtes (inférieur à environ 10 ans), elles ne dépassent guère l'orbite de Jupiter (qui contrôle fortement leur mouvement) et leurs orbites sont proches du plan de l'écliptique; celles de la "famille de Halley" ont des périodes plus longues (76 ans pour Halley), elles s'éloignent au delà de l'orbite de Neptune, leurs orbites ont des inclinaisons quelconques et peuvent être parcourues dans le sens rétrograde (c'est le cas de Halley).

    Leur durée de vie au sein du système solaire est éphémère pour plusieurs raisons : soit le noyau cométaire s'épuise ou se fracture, soit les perturbations planétaires transforment l'orbite en une ellipse de périhélie plus élevée. Ainsi, après un passage près de Jupiter en 1963, la comète P/Oterma a vu sa période s'accroître de 8 à 19 ans et son nouveau périhélie, distant de plus de 5 UA, laisse peu de chances pour la retrouver. Soit la comète peut être tellement déviée par une grande planète qu'elle s'écrase carrément sur celle-ci, comme ce fut le cas pour la comète Shoemaker-Levy 9 en 1994.
 

Classification selon l'orbite

    L'orbite peut encore être transformée en une hyperbole, auquel cas la comète est éjectée du système solaire; on parle alors d'évasion. Inversement, le groupe des comètes de courte période est régulièrement reconstitué par la capture de comètes de longue période d'orbite quasi parabolique, dont le périhélie se situe au voisinage des planètes géantes (Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune) et dont l'inclinaison est faible par rapport au plan de l'écliptique.

II. HISTOIRES DES COMETES

    Les comètes, par leur nature même de phénomène imprévisible et temporaire, devaient donc être confinées entre la Terre et la Lune. Elles étaient classées parmi les événements météorologiques, au même titre qu’une averse ou une tornade.

    Parmi les anciens, seul Sénèque plaçait les comètes avec les planètes et proposait d’étudier leurs trajectoires afin de déterminer si leur passage était périodique. Mais c’est la vision d’Aristote qui s’imposa et qui pesa sur l’astronomie occidentale pendant près de vingt siècles.

    En 1543, Copernic place le soleil au centre de l’univers, la Terre autour du soleil, et la Lune devient un satellite orbitant autour de notre planète. Ce système est malgré tout encore loin de s’imposer mais augure de la révolution qui s’annonce.

    Entre le 13 Novembre 1577 et le 26 Janvier 1578, l’astronome danois Tycho Brahé observe une comète et estime sa distance à plus de 230 rayons terrestres. Il l’envoie ainsi au-delà de l’orbe de la Lune, lui fait traverser les différentes sphères du monde réputé pur et immuable, remettant ainsi sérieusement en cause les à priori métaphysiques qui prévalaient jusqu’alors. Il écrit en 1588, à partir de ses observations de comètes, que « la machine du ciel n’est pas un corps dur et impénétrable rempli de sphères réelles comme cela a été cru jusqu'à présent par la plupart des gens. Je prouverai que le ciel s’étend dans toutes les directions, parfaitement fluide et simple, sans présenter nulle part le moindre obstacle. »

    Pourtant, la plus grande partie des astronomes continuent à considérer les comètes comme des événements se déroulant entre la Terre et la Lune. Pour d’autres, comme Kepler et Descartes, elles traversent tout l’univers en ligne droite.

    En 1680, George Samuel Doerffel, pasteur de Pleuen en Saxe, affirme d’après ses observations d’une comète que l’orbite de cette dernière est une parabole dont le soleil est le foyer.

    Mais c’est finalement grâce à la comète de 1682 que toute la lumière sera faite sur les mystérieux objets célestes, et que seront définitivement abandonnés les anciennes visions du cosmos pour ouvrir la voie à l’astronomie moderne. Sir Edmund Halley, s’appuyant sur les récents travaux de Newton, montre que cette nouvelle comète a une orbite elliptique dont le soleil occupe l’un des foyers. En consultant des archives, il découvre que des comètes brillantes, avec une orbite similaire, sont déjà passées en 1531 et 1607. Il est le premier a supposer qu’il s’agit du passage d’un seul et même objet qui portera bientôt son nom : la comète de Halley. Il prédit même avec succès son retour pour 1759.

    On a depuis retrouvé la trace de la comète de Halley jusqu’en 239 avant J.C, et un passage en - 466 a même pu être mis en évidence.

LES COMETES ET LA VIE

I. L’ORIGINE DES COMETES

    L’un des points fondamentaux du problème est que la chimie des nuages interstellaires (chimie ionique) conduit pour les composés organiques à des abondances différentes de celles obtenues dans une nébuleuse préplanétaire plus dense et plus chaude (chimie entre gaz neutres).

    Les étoiles sont formées à partir de l’effondrement de poussières et de gaz d'un nuage interstellaire. La température de ces nuages est très faible, si bien que les gaz condensent sur les grains de poussière, excepté l'hydrogène, l'hélium et l'azote. Lors de l’effondrement du nuage la température augmente. Les grains qui sont assez éloignés peuvent conserver leur enveloppe de glace, mais pour les autres cette dernière est vaporisée : les gaz peuvent alors réagir chimiquement avant de condenser à nouveau lorsque la nébuleuse se refroidit.

    On suppose que les comètes ont été formées par accumulation de ces grains glacés au delà de Jupiter, et qu'elles sont restées inchangées depuis lors. Ainsi leur composition devrait révéler leur origine.

    Pour Hyakutake, d'après les abondances de C2H2, HCN, HNC, C2H6, CH4, l'origine des glaces de cette comète semble être notre nuage interstellaire natal.

    La glace interstellaire de C2H2 n'a jamais été détectée (seulement en phase gazeuse), mais l'abondance prédite dans les nuages denses est comparable à celle qui a été mesurée dans Hyakutake. C2H2 et CO peuvent être produits en phase gazeuse dans les nuages interstellaires. Ce n'est pas le cas de C2H6, mais il peut l'être par addition de H sur C2H2 condensé. Les rapport élevés de C2H6/C2H2 dans Hyakutake sont compatibles avec un tel mécanisme, et avec d'hydrogénation de CO en H2CO qui l'accompagne. La faible abondance de CH3OH qui doit être formé par hydrogénation de H2CO nécessite une température très faible, peut être inférieure à 30 K.

    Les rapports ortho/para pour l'eau et D/H pour l'eau de Halley suggèrent une formation à environ 30 K dans le nuage interstellaire natal. L'abondance élevée de méthane dans Hyakutake est cohérente avec le fractionnement de gaz à ces températures.

    Le rapport HNC/HCN mesuré dans Hyakutake (0.06) correspond à des valeurs trouvées pour des nuages interstellaires denses et froids. Il est possible que HCN ait été modifié dans la coma, chimiquement, ou par radiations solaires. Mais l'abondance de HCN à elle seule suggère une origine interstellaire, elle est trop forte pour avoir comme origine le disque protoplanétaire.

    La théorie la plus convaincante sur l’origine et sur l’évolution des comètes fut formulée dès 1950 par Adrianus van Woerkom et Jan Hendrik Oort: à grande distance du Soleil, 50 000 ua selon les estimations les plus récentes, il existerait un réservoir contenant quelque 1011 comètes; Oort a démontré que le mouvement des comètes dans le nuage était contrôlé par les perturbations gravitationnelles induites par des étoiles voisines, dont la fréquence de passage à cette distance est en moyenne de un par million d’années; certaines perturbations éjectent des comètes hors du système solaire, d’autres au contraire les précipitent vers l’intérieur, abaissant leur périhélie au-dessous de 5 ua, où elles deviennent observables (c’est le cas des quelque 650 comètes quasi paraboliques); d’autres enfin abaisseraient le périhélie au niveau des orbites des planètes géantes où, dans certaines conditions, elles pourraient être capturées et transformées en comètes de courte période (c’est le cas des quelque 150 comètes périodiques).

    Puisque les comètes proviennent du système solaire, il reste à savoir en quel endroit elles se sont formées: comme leur composition chimique s’apparente à celle des planètes géantes, l’hypothèse la plus vraisemblable est qu’elles se sont formées dans la même région et qu’ensuite les perturbations planétaires les ont éjectées sur des orbites stables à 50 000 ua, constituant le nuage de Oort ; la seconde hypothèse situe leur formation au sein même du nuage de Oort, mais on peut se demander comment la condensation d’un corps de un kilomètre a pu s’opérer dans un milieu aussi ténu, aux confins de la nébuleuse solaire primitive.

    Comme nous venons de le voir, les comètes sont des corps de faible dimension, essentiellement composés de glace dont une partie se sublime à chaque passage au périhélie, formant la coma et les queues. A chaque passage, le noyau perd une épaisseur de quelques mètres de sa couche extérieure. Comme le diamètre d'un noyau est en général compris entre un et dix kilomètres, il ne peut pas survivre beaucoup plus longtemps que de cent à trois cents passages; c'est-à-dire mille ans pour les comètes à courte période, dix mille ans pour une comète comme la comète P/Halley, de un à dix millions d'années pour les comètes à longue période (Hale-Bopp par exemple); une telle durée reste mille fois plus courte que celle du système solaire.

    Ceci introduit tout naturellement la question de savoir d'où viennent les comètes que nous voyons maintenant. Si elles se détruisent aussi rapidement, elles doivent provenir d'une source permanente qui compense leur disparition et en maintient un certain nombre en activité; sinon, il y a longtemps qu'il n'y en aurait plus.

    Les équations de la gravitation sont réversibles dans le temps. Au milieu du XXème siècle Jan Hendrick Oort utilise cette propriété pour faire remonter le temps par le calcul aux comètes en tenant compte des perturbations dues aux planètes. Il montre ainsi que toutes les comètes avaient au départ une trajectoire quasi-parabolique, ce qui signifient qu'à la fois elles appartiennent et n'appartiennent pas au système solaire. Elles semblent toutes provenir d'une même région située entre 40 000 et 100 000 UA du Soleil (soit la limite de sa zone d'influence). Cette zone est depuis appelée nuage de Oort, et son existence a été confirmée par d'autres calculs. Le nuage de Oort pourrait contenir de l'ordre de 10⁶² comètes, il est sphérique ce qui explique pourquoi les comètes ne sont en principe pas dans l'écliptique.

    Oort a démontré que le mouvement des comètes dans le nuage était contrôlé par les perturbations gravitationnelles induites par des étoiles voisines, dont la fréquence de passage à cette distance est en moyenne de un par million d'années, le passage d'un nuage interstellaire ainsi que l'attraction perturbatrice de toute la galaxie peuvent avoir le même effet. Ces trois phénomènes prennent des millions d'années et ne concernent que quelques comètes par décennies. Certaines perturbations éjectent des comètes hors du système solaire, d'autres au contraire les précipitent vers l'intérieur, abaissant leur périhélie au-dessous de 5 UA, où elles deviennent observables ; d'autres enfin abaisseraient leur périhélie au niveau des orbites des planètes géantes où, dans certaines conditions, elles pourraient être capturées et transformées en comètes de courte période.

    Si l'on peut expliquer la formation des comètes à partir du nuage de Oort, on ne sait toujours pas exactement comment un tel nuage a pu se former si loin, en plein milieu interstellaire très pauvre en matière. Il n'existe pour l'instant que des hypothèses, dont la plus communément admise est due à l'astronome américain Kuiper; les comètes, ayant une composition chimique apparentée à celle des planètes géantes, se seraient en fait formées à quelques dizaines d'unités astronomiques du Soleil, au niveau des orbites d'Uranus, Neptune, et Pluton, on appelle cette région la ceinture de Kuiper. Formées dans cette ceinture, les comètes auraient ensuite été éjectées par les perturbations des géantes gazeuses sur des orbites plus stables à 50 000 UA , constituant ainsi le nuage de Oort ; afin de confirmer cette théorie, on recherche dans la ceinture de Kuiper des comètes fossiles qui n'auraient pas été éjectées dans le nuage de Oort. Jusqu'à présent, une trentaine seulement à déjà pu être détectée mais la chasse ne fait que commencer. La seconde hypothèse situe leur formation au sein même du nuage de Oort, mais on peut se demander comment la condensation d'un corps de un kilomètre a pu s'opérer dans un milieu aussi ténu, aux confins de la nébuleuse solaire primitive.

    Ce mécanisme de formation des comètes explique pourquoi les comètes suscitent un tel intérêt chez les astronomes professionnels, intérêt qui n'est pas uniquement visuel. Les comètes ont passé la plus grande partie de leur vie dans le nuage de Oort, loin du Soleil dans un vide quasi total à une température (absolue) quasi nulle et en l'absence de pesanteur (à cause de leur faible diamètre). Très peu modifiées lors de leur périple, les comètes pourraient bien être de véritables fossiles du système solaire, riches d'informations sur les conditions physiques qui régnaient dans la nébuleuse primordiale où il s'est formé. Contrairement à celle des planètes, la matière des comètes n'a pas subi de modification chimique, et son étude pourrait confirmer ou infirmer les hypothèses faites sur la composition du nuage primordial.

    Cameron a émis l’hypothèse que les comètes pourraient se condenser à très grande distance du Soleil. Or entre 100 et 10 000 ua, ni les perturbations planétaires, ni les perturbations stellaires ne peuvent modifier les orbites initiales et F. L. Whipple a estimé qu’il pourrait exister 1014 comètes a jamais inobservables, soit 1 000 fois plus que dans le nuage de Oort. Ce dernier s’est d’ailleurs partiellement épuisé depuis le début de l’histoire du système solaire car les perturbations stellaires et planétaires éjectent un grand nombre de comètes dans le milieu interstellaire.

    Pour la majorité des comètes, l’évolution consiste en l’éjection à plus ou moins long terme hors de notre système solaire, sans altération du noyau, car elles s’approchent peu du Soleil ou si rarement que la perte de masse est négligeable. Pour la minorité capturée par Jupiter, Z. Sekanina envisage deux évolutions possibles: dans le cas des noyaux constitués d’une matrice météoritique enrobée d’une épaisse enveloppe de glaces, il s’agirait d’une désactivation progressive à chaque périhélie jusqu’à épuisement du réservoir de neige (P/Arend-Rigaux, P/Neujmin 1, P/Encke) et peut-être le passage au stade d’astéroïde de type Apollo-Amor; dans le cas des noyaux ne comportant pas de matrice réfractaire, la sublimation se poursuivrait jusqu’à la désintégration complète (c’est le cas des comètes P/Biéla, P/Brorsen, P/Temple-Swift et P/Neujmin 2).

    Il existe deux principaux réservoirs de comètes : La ceinture de Kuiper et le nuage de Oort.

    La ceinture de Kuiper s’étend de 30 UA à quelques 100 UA du soleil. Il s’agit du réservoir des comètes à courtes périodes.

    Ces comètes formées plus près du soleil, entre 5 et 30 UA, ont été éjectées à de grandes distances par interactions gravitationnelles avec les planètes géantes. Elles forment un nuage sphérique d'environ 10^13 comètes à 10 000 UA du soleil. Le passage d’étoiles lointaines perturbe le nuage et dirige certaines comètes vers le système solaire. Les interactions gravitationnelles, surtout avec Jupiter, rendent leurs orbites plus courtes. Hyakutake, Halley et Hale-Bopp sont de telles comètes.

    Si les glaces entre Jupiter et Neptune ont une même histoire chimique et physique, les comètes du nuage d'Oort devraient avoir la même composition. Mais ce n'est pas le cas. L'abondance de certaines glaces, comme le méthanol, varie significativement parmi les membres de cette population. Hyakutake a plus d'éthane que ne le permettent les spectres d'autres comètes, et ni l'éthane ni l'acétylène n'ont jusqu'à présent été détectés dans Halley. Si les comètes ont une composition primitive (pristine), cela implique un gradient radial dans la composition des glaces précométaires entre 5 et 30 UA de la nébuleuse préplanétaire. Aucune des théories courantes ne prennent en compte cet aspect.

    Des données expérimentales viennent appuyer cette idée : d’après les récents travaux de "Notesco and Bar-Nun" en 1997 sur le piégeage de différents gaz dans des glaces d’eau à différentes températures, les auteurs estiment que les glaces, et donc les comètes formées dans les régions relativement chaudes de Jupiter et Saturne n’ont pu piéger que du méthanol, de l’acide cyanidrique et d’autres hydrocarbures plus lourds. Par contre dans les régions plus froide d'Uranus, Neptune, ainsi que dans la ceinture de Kuiper, des gaz comme Ar, Kr, Xe, CO, CH4, et N2 ont pu être piégés.

    De plus les comètes ont pu évoluer depuis la formation du système solaire. Les comètes à courtes périodes originaires de la ceinture de Kuiper ne sont pas aussi primitives que l'on pense car elles ont subi des collisions qui ont altéré leur composition.

    Afin de représenter l'évolution des comètes au cours du temps on trace un graphique à échelle logarithmique donnant la distance à l'aphélie (Q) en fonction de la distance au périhélie (q). Sur un tel graphique les planètes, dont les orbites sont très peu excentriques, se trouvent sur une droite (Q = q). Par définition, aucun corps ne peut être représenté par un point situé dans le demi-plan inférieur délimité par cette droite (Q<q). Les comètes observables, elles, sont représentées par des points de l'autre demi-plan (Q>>q).
 

L'évolution des comètes

    Lorsqu'elles se trouvent dans le nuage de Oort, les comètes ont une période de l'ordre du million d'années. Suite aux perturbations dues aux étoiles proches, certaines d'entre elles passent sur une orbite très elliptique (Nouvelles comètes) d'une période de l'ordre du millier d'années. Là elles subissent l'action des planètes géantes et peuvent soit adopter une orbite hyperbolique et s'échapper du système solaire, soit adopter une orbite de période plus courte. Le nuage de Oort étant sphérique, les comètes de ces familles (nouvelles et vieilles comètes et famille de Halley), n'appartiennent généralement pas à l'écliptique. Les comètes de la famille de Jupiter, par contre, sont toutes dans l'écliptique.

Deux évolutions possibles pour les comètes ont été envisagées :

• Dans le cas des noyaux constitués d'une matrice météoritique enrobée d'une épaisse enveloppe de glaces, il s'agirait d'une désactivation progressive à chaque périhélie jusqu'à épuisement du réservoir de neige (c'est le cas des comètes P/Arend-Rigaux, P/Neujmin 1, P/Encke) et peut-être le passage au stade d'astéroïde.

 
• Dans le cas des noyaux ne comportant pas de matrice réfractaire, la sublimation se poursuivrait jusqu'à la désintégration complète (c'est le cas des comètes P/Biéla, P/Brorsen, P/Temple-Swift et P/Neujmin 2).

Le nuage de Oort

    L'origine des comètes est étroitement liée à celle des planètes. Un des scénarios plausibles pour leur formation commence par la contraction d'un nuage interstellaire de gaz et de poussières sous l'effet de son propre poids (A), formant un disque (B) avec en son centre le proto-soleil. Les grains de poussière et de glace les plus proches du proto-soleil sont volatilisés, mais ceux des régions périphériques pourraient avoir survécu.

      Dans le disque, le gaz se condense en petits grains dont la composition chimique dépend de la température et donc de la distance au Soleil. Puis ces grains grossissent et forment des planétésimaux qui, par le jeux de collisions mutuelles, vont constituer les comètes, les astéroïdes et les planètes (C).

      Les plus massives des planètes attirent les gaz environnant. Le gaz restant est rapidement balayé par le rayonnement et le vent solaires. Les noyaux de comètes de la région intérieure sont éjectés vers l'extérieur du système, à la suite de perturbations gravitationnelles, par les planètes.

      En moins d'une centaine de millions d'années, nous en arrivons à la situation actuelle avec le Soleil, ses planètes familières, et les astéroïdes (D). Les comètes sont régulées à la périphérie dans le "nuage de Oort", sphérique, ou sont restées sur leur lieu de formation dans un vaste tore situé au-delà de Neptune, la "ceinture de Kuiper".

      Celles qui s'aventurent à nous visiter proviennent de l'un de ces réservoirs, qu'elles ont quitté à l'occasion d'une perturbation gravitationnelle qui change leur orbite.

      Le fait que la composition des noyaux de comètes, telle que nous la connaissons actuellement, ressemble fort à celle des grains interstellaires, suggère que les planétésimaux se sont formés directement par agglomération de tels grains, mais d'autres scénarios sont encore possibles.

II. COMPOSITION DES COMETES

    Le vide interstellaire est principalement rempli d’Hydrogène et d’Hélium. La température moyenne qui règne dans l’univers étant de 3 K, elle est trop élevée pour que ces gaz condensent. Il existe néanmoins des petites particules solides qui sont constituées d’éléments chimiques plus lourds, provenant des réactions de fusion thermonucléaire qui se produisent à l’intérieur des étoiles. Ces éléments sont l’Oxygène, le Carbone, l’Azote, et en moindre abondance le Magnésium, le Silicium et le Fer. Les grains interstellaires sont constitués de ces six éléments, associés ou non avec l’Hydrogène.

    Le cycle de vie de ces grains est très intéressant. Ils naissent très probablement de particules de silicates ou de carbone armorphe éjectées de vieilles étoiles. Après une importante évolution chimique et physique ils sont incorporés à la matière à partir de laquelle se forment des étoiles nouvelles.
 

Cycle des nuages interstellaires

    La densité moyenne de la matière interstellaire est d’un atome d’hydrogène par cm3. Cependant elle n’est absolument pas homogène : le gaz est concentré dans le plan du disque galactique. A une échelle encore plus locale la distribution est également hétérogène puique la quasi totalité du gaz est sous forme de nuages.

    Il existe deux types de nuages dont l’évolution est liée :

    Les Nuages Interstellaires Diffus : La densité y est comprise entre 1 et 1000 atomes par cm3. Ils représentent 40 à 80% du volume de la galaxie. L’hydrogène et les autres éléments sont à l’état d’atomes isolés. Ce type de nuages est lui même composé de deux sous-classes :
· Les nuages chauds de gaz ionisé : Surtout composés de H+. La température y est de l’ordre de 5000 K
· Les nuages froids : Surtout H. La température avoisine 100 K.

    Les Nuages Moléculaires : La température qui y règne est de l’ordre de 10 K et la densité supérieure à 10^4 atomes/cm3. Cette densité est suffisante pour que l’hydrogène soit sous forme moléculaire H2 . Ces nuages contiennent 25 à 50 % de la masse interstellaire, et occupent 1 à 2 % du volume de la galaxie.
 

Formation du système solaire

    L’évolution globale de ces nuages dépend d’événements à l’échelle galactique. Ils entrent en collision entre eux, interagissent avec les étoiles, et à plus grande échelle, sont modifiés par les forces gravitationnelles et de révolution autour du centre de la galaxie.

    Les nuages denses proviennent de la contraction d’un nuage diffus ou de la réunion de plusieurs d’entre eux. Ces nuages moléculaires peuvent se dissiper à nouveau, ou bien, au-delà d’une masse critique s’effondrer sur eux même pour former une étoile, voire un système solaire. Puis les étoiles commencent à produire de l’énergie par fusion thermonucléaire. La matière résiduelle est éjectée par des ondes de choc, des vents de gaz et de particules provenant des nouvelles étoiles. Ces résidus étant à haute température et sous une pression très faible, ils se dilatent et forment alors à nouveau un nuage interstellaire diffus.

    Enfin, lors de la mort de l’étoile, elle réinjecte toute sa matière dans le vide interstellaire. Le cycle se referme.
 

Les grains interstellaires

    Au début des années 1970 il fut établi que les étoiles froides géantes et supergéantes M étaient entourées de petites particules de silicates. Ces particules se condensent dans l’atmosphère des étoiles et sont ensuite propulsées dans l’espace par pression de radiation. Quand elles s’éloignent des étoiles leur température tombe à 10 K : elles jouent alors le rôle de noyau de condensation pour les grains interstellaires.

    Dans les nuages moléculaires denses, les molécules peuvent donc condenser sur les silicates. Il s’agit principalement de H2O, NH3, CH3OH, H2CO, CO, CO2. Ces glaces sont soumises à des irradiations UV provenant d’étoiles voisines, ainsi qu’au bombardement des rayons cosmiques. Les modèles prédisent alors, à partir d’expériences de simulation effectuées sur Terre, qu’il se déroule une chimie active dans ces glaces qui conduit à la formation d’un manteau organique refractaire.

    Avant la formation d’une étoile le nuage subit entre 2 et 20 dissipations puis recondensations. Il passe donc plusieurs fois de l’état de nuage moléculaire, à l’état de nuage diffus. La température plus élevée qui règne dans ces derniers (de l’ordre de 100 K) conduit à la sublimation des composés volatils. Le manteau réfractaire quant à lui demeure. Lors de la formation d’un nouveau nuage moléculaire, une nouvelle condensation de volatils accompagne le refroidissement.

    Nous verrons plus loin que les comètes sont peut-être un assemblage de ces grains interstellaires, ayant conservé leur manteau organique et une partie des volatils.

III. LES COMETES ET L'EAU TERRESTRE

    Dans le même article, Oro et Cosmovici écrivent que le rapport D/H mesuré dans plusieurs comètes n’est pas très éloignés des valeurs terrestres, ce qui serait un argument en faveur d’une origine cométaire de notre eau. Mais ce n’est pas tout à fait exact. Le rapport D/H a été mesuré dans les comètes de Halley, Hyakutake, et Hale-Bopp. Pour ces trois comètes, dont on pense qu’elles proviennent du nuage d’Oort, D/H~3x10^-4, alors que dans l’eau sur Terre D/H=1.5x10^-4. Si les océans avaient été importés par des impacts cométaires, la valeur devraient être identique dans les marges d’incertitude, ce qui n’est pas le cas. A partir de ces données, F. Robert a estimé qu’au maximum 10 % de l’eau terrestre pouvait avoir une origine cométaire.

    Cette question est donc toujours ouverte. D’autres comètes, provenant par exemple de la ceinture de Kuiper, pourraient avoir un rapport D/H plus compatible avec les valeurs terrestres. L’eau peut aussi provenir de météorites carbonées dont les rapports D/H sont plus satisfaisants.

IV. LES COMETES ET LES ORIGINES DE LA VIE

    Il est maintenant clair que les comètes constituent un important réservoir d’une grande variété de composés organiques :

• A partir d’observations depuis la Terre qui ont conduit à la détection d’une vingtaine de petites molécules.
• A partir de mesures in-situ par les sondes Giotto et Vega, qui ont permis la détection par spectrométrie de masse d’un grand nombre de molécules organiques plus « lourdes ».
• A partir de simulations en laboratoire sur des mélanges de glaces (Irradiation UV, protons...). Celles-ci conduisent à la formation d’un matériau organique réfractaire composé de nombreuses molécules complexes.

    Les autres produits nécessaires à la formation d’une protocellule selon Oro ont aussi été détectés. Le phosphore, qui est impliqué dans la synthèse des sucres, a été detecté par le SM de PUMA à bord de VEGA 1 dans les grains de la comète de Halley (m/z=31). Son abondance est cependant assez faible et sa détection peut être perturbée par l’interférence d’autres ions comme CH2OH+. Néanmoins l’analyse de grains de particules interplanétaires dont l’origine cométaire est très probable, a conduit à la détection des ion PO2 et PO3. Ni et Fe ont été détectés dans les comètes Ikeya-Seki et Halley.

    Néanmoins, des composés complexes d’intérêt exobiologique peuvent aussi être présents sur les comètes. Bien qu’elle n’ait jamais été détectée que de façon très incertaine par PUMA dans la comète de Halley, une molécule comme l’Adénine peut être synthétisée à partir de HCN sans la présence d’eau liquide. De plus, lorsqu’on irradie des mélanges de glaces ayant une composition caractéristique de celle des glaces interstellaires ou cométaires, des molécules complexes sont synthétisées, et parmis elles la Glycine qui est l’acide aminé le plus simple. Après hydrolise acide dans l’eau du résidu des glaces après irradiation, d’autres acides aminés ont été identifiés : Alanine, Acide Aminobutyrique.

    Ainsi, les comètes ont pu importer sur Terre les éléments prébiotiques, qui une fois dans de l’eau liquide, ont permis la synthèse de toutes les molécules que l’on estime à ce jour nécessaires pour l’émergence de la vie. Mais avant d’ensemencer les océans, ces composés ont dû survivre à une pyrolyse éventuelle lorsque que la comète est ralentie et réchauffée lors de son entrée dans l’atmosphère, ainsi qu’à l’impact final. Cette question a été étudiée par Chyba en 1990. Il apparaît que des composés organique (même des acides aminés s’ils sont présents), peuvent être préservés lors d’une collision avec la Terre pour une comète de 100 à 200 m de taille grâce au freinage d’une atmosphère composée de 10 bar de CO2. L’étude de la composition des atmosphères de Vénus et de Mars conduit à penser qu’il s’agit de la composition probable de l’atmophère terrestre primitive. Les auteurs notent en conclusion : « It is intriguing that it is exactly these dense CO2 atmospheres, where photochemical production of organic molecules should be the most difficult, in which intact cometary organics would be delivered in large amounts ». En effet, les synthèses organiques sont favorisées dans les atmosphères réduites, même faiblement comme celle de Titan (N2, CH4), alors qu’elles sont difficiles dans l’environnement oxydé qu’était probablement l’atmosphère terrestre primitive.

DESCRIPTION GENERALE D'UNE COMETE

I. STRUCTURE GENERALE

Structure cométaire

    Cette représentation n’a pas beaucoup évoluée depuis puisque les observations (du sol ou bien in-situ), ont montré que ces objets étaient un mélange de glaces et de poussières en proportions variables, qui n’ont pas été incorporées aux planètes lors de la formation du système solaire. Leur trajectoire est elliptique, parabolique ou bien hyperbolique, avec le soleil occupant l’un des foyers. Elle peut être modifiée par l’attraction gravitationnelle des planètes, notamment celle de Jupiter.
 

Structure d'une comète a 1 U.A.

II. NOMENCLATURE

    En 1988, il existait 644 LPC connues, et 115 SPC (LPC : Long period comets SPC : Short period comets). On découvre environ 3.3 LPC par an, et 0.25 SPC par an. D'après certaines estimations, il devrait y avoir en tout environ 350 SPC avec un périhélion en dedans de l'orbite de Jupiter. Pour ce qui concerne les LPC il devrait en exister 5 fois plus que le nombre détecté.

    La nomenclature utilisée par les astronomes professionels pour désigner la comète Hale-Bopp est C/1995 O1.

    La lettre ‘C’ indique qu’il s’agit d’une comète à longue période. Un ‘P’ indiquerait que sa période est inférieure à 200 ans (P/Halley = 76 ans). ‘A’ désigne un astéroïde, et ‘D’ une comète « morte » (D/Brorsen ou D/Shoemaker-Levy par exemple, qui est entrée en collision avec Jupiter). "1995 O1" indique qu’il s’agit de la première comète (‘1’) découverte dans la seconde moitié de Juillet 1995 (‘O’). Le décompte des mois se fait par moitiés, commençant avec ‘A’ pour la première moitié de Janvier, ‘B’ pour la seconde moitié du mois, etc... La lettre ‘I’ n’est pas utilisée.

    La désignation propre de la comète Hale-Bopp (celle utilisée par l'Union Astronomique Internationale dans ses circulaires UAI ainsi que dans les littératures astronomiques) est "comète C/1995 O1 (Hale-Bopp)". Les comètes sont généralement nommés du nom de leur découvreurs, cela étant effectué par consultation entre le CBAT et un comité spécial de 9 astronomes dans l'UAI. La désignation "C/1995 O1" montre que c'était la première comète découverte dans la seconde moitié de juillet (lettre O plus nombre 1) de l'année 1995; les moitiés de mois sont données comme des lettres, avec "A" couvrant du 1 au 15 janvier, "B" du 16 au 31 jan., "C" du 1 au 15 févr., etc. ("I" étant omis et "Z" n'étant pas nécessaire); le "C/" indiquant que c'est une comète de longue période.

      Similaire au système de désignation des astéroïdes, ce système est entré en application le premier janvier 1995. Ainsi, la première comète découverte au cours de la seconde moitié du mois d’avril 1997 serait désignée par ‘C/1997 H1’ (Si c’est une comète a longue période).

III. ORBITES COMETAIRES

    La détermination des éléments orbitaux dépend de façon critique du nombre d’observations et de leur espacement dans le temps. En effet, la majorité des comètes (655 sur 810) ont une période supérieure à 200 ans et ne sont observées qu’une fois au voisinage du périhélie; leur orbite est quasi parabolique, c’est-à-dire d’excentricité voisine de 1. La classification en 341 paraboliques, 192 elliptiques et 122 hyperboliques doit être considérée avec prudence: elle favorise les comètes du premier type car on tente d’abord une approximation parabolique, qui se révèle souvent suffisante; de toute manière, il s’agit d’une orbite osculatrice, c’est-à-dire épousant au mieux l’orbite réelle, qui n’est pas une conique au voisinage du Soleil. Le noyau cométaire est soumis, d’une part, à l’attraction gravitationnelle conjuguée des neuf planètes qui perturbent le champ d’attraction solaire, d’autre part, à une force non gravitationnelle de réaction due au dégazage anisotrope de sa surface, dont la température est plus élevée du côté «jour» que du côté «nuit».

    Que le noyau d'une comète tourne sur lui-même est une hypothèse bien naturelle, puisque tous les autres membres du système solaire et même, plus généralement, tous les corps célestes sont animés d'un tel mouvement, et cette propriété a d'ailleurs été vérifiée dans bon nombre de cas. C'est une des hypothèses fondamentales qui, avec celle de l'existence d'une couche isolante recouvrant la surface du noyau, permirent à Whipple de donner enfin à l'aide d'un modèle semi-quantitatif, une interprétation satisfaisante de l'accélération ou de la décélération de certaines comètes périodiques par rapport au mouvement purement newtonien.

    La présence de matière spongieuse, évacuée de ses glaces, en surface exerce une influence très importante sur l'interaction d'une comète avec la radiation solaire. Le transfert de la chaleur vers les glaces situées sous la croûte est relativement lent en raison de la porosité (il s'effectue par rayonnement au travers des cavités et dépend par ailleurs de la capacité calorifique des constituants minéraux). Ensuite, les gaz une fois libérés doivent se propager par les interstices vers la surface. Il y a donc un délai entre l'instant où le rayonnement solaire atteint une région de la surface du noyau et le moment où le gaz s'échappe. D'autre part, l'expulsion de gaz en quantité appréciable doit avoir pour conséquence qu'une réaction s'exerce sur le noyau, tout comme les gaz éjectés par une fusée communiquent à celle-ci l'impulsion responsable de son mouvement.
 

Forces non gravitationnelles

    En effet, par suite du retard entre insolation et éjection gazeuse et en raison de la rotation du noyau, le maximum de sublimation n'aura pas lieu au moment du passage du Soleil méridien (au "midi"), mais bien dans "l'après-midi" ¾ ce délai présente une certaine analogie avec le fait que la température à la surface de notre globe n'est pas maximale à midi, alors que le rayonnement solaire est le plus intense, mais plutôt, en moyenne, vers trois heures de l'après-midi ¾ de sorte que la réaction produite sur le noyau (appelé "force non gravitationnelle") ne sera pas dirigée exactement à l'opposé du soleil.

    La composante transversale Ft de cette force sera dirigée vers l'avant ou vers l'arrière selon que la rotation du noyau est directe (sens du mouvement de rotation et du mouvement orbital identiques) ou rétrograde (sens opposés). Dans le premier cas la comète devra se déplacer sur une orbite plus grande et sa période deviendra plus longue que si aucune force non gravitationnelle n'agissait (comme le disent les formules donnant la vitesse en fonction de la distance au Soleil, il y aura décélération). Dans le second cas, au contraire, le demi grand axe de l'orbite ainsi que la période décroîtront (accélération). Cette dernière situation est comparable à celle d'un satellite artificiel qui, freiné par la force de friction de l'atmosphère descend progressivement vers la Terre, sa période devenant de plus en plus courte.

    On a cru longtemps d'ailleurs, que l'accélération du mouvement de quelques comètes périodiques, dont P/Encke, était due à l'effet d'un milieu résistant sur ce mouvement mais on dut abandonner cette idée lorsque l'on découvrit que la période de certaines comètes augmentait progressivement, au contraire. L'interprétation correcte est celle de "l'effet fusée" et l'étude d'une cinquantaine de comètes indique que pour la moitié d'entre elles à peu près, la composante Ft est positive, dirigée dans le sens du mouvement orbital.

    Ainsi, le modèle de Whipple a permis d'interpréter les anomalies de mouvements de quelques comètes périodiques. Les composantes radiales, Fr, et transversale, Ft, de la force non-gravitationnelle, varie avec le taux de sublimation, en fonction de la distance héliocentrique et elle varie aussi d'une comète à l'autre (la troisième composante, perpendiculaire au plan de l'orbite, est négligeable). L'effet de Fr, dirigée à l'opposé du Soleil, est une simple réduction apparente de la gravitation du Soleil; cette composante est de l'ordre de quelques cent millièmes de l'attraction gravitationnelle solaire. Ft est de quelque fois à quelques dizaines de fois plus petite, de sorte que l'angle de retard (angle entre la direction de l'émission gazeuse maximale et le méridien passant par le Soleil) est variable lui aussi, il est souvent relativement faible, sauf pour les comètes les plus vieilles, dotées d'une croûte isolante importante, pour lesquelles il peut atteindre 90°.

    Le taux de variation de période le plus élevé que l'on connaisse parmi les comètes à courte période est celui de la comète P/Schwassmann-Wachmann 3, de période P = 5,4 ans, pour laquelle D P/P = + 0,0005; elle est retardée de près d'un jour par révolution.

    Ce sont évidemment les comètes périodiques qui se prêtent le mieux à l'étude des effets non-gravitationnels, puisque l'on peut généralement les suivre révolution après révolution et calculer leur orbite avec grande précision. Mais de tels effets ont été décelés aussi dans le cas de comètes à longue période: en incluant des termes non-gravitationnels dans les équations de mouvement, on a pu éliminer des écarts systématiques de une à quelque secondes d'arc subsistant entre les positions observées et les positions calculées en ne prenant en compte que les seules interactions gravitationnelles. Ces comètes étant, en général, plus actives, leurs composantes Fr et Ft sont plus grandes que celles des comètes périodiques (facteurs 5 à 10). En revanche on connaît quelques comètes à courte période peu actives pour lesquelles on n'a trouvé aucune déviation mesurable par rapport au mouvement newtonien après plusieurs apparitions (la précision requise est, bien sûr, très élevée, vu la petitesse des effets recherchés).

    Les ordinateurs permettent de remonter le temps et de calculer les orbites d’origine de ces diverses comètes lorsqu’elles se trouvaient encore au-delà de l’orbite de Neptune : invariablement, à une ou deux exceptions près, on obtient une orbite elliptique, prouvant ainsi l’appartenance des comètes au système solaire.

    L’aphélie des comètes de longue période  présente une concentration marquée vers 50 000 ua (1 UA = distance Terre-Soleil), c’est-à-dire à une distance comparable à celle qui sépare le Soleil des étoiles voisines (environ 200 000 UA); ce sont les seuls corps du système solaire qui proviennent de régions aussi éloignées et où règnent les conditions physiques du milieu interstellaire. L’inclinaison des orbites est quelconque et il existe autant de trajectoires directes, c’est-à-dire dont le sens de révolution est celui des planètes autour du Soleil, que de trajectoires rétrogrades.

    La situation des comètes de courte période  est différente; 93 parmi les 155 comètes de période inférieure à 200 ans ont été observées au moins deux fois près du périhélie et leurs orbites sont bien connues. En moyenne, une comète de courte période a une durée de révolution de 14 ans, un périhélie à 1,6 ua et une inclinaison de 190 sur l’écliptique, c’est-à-dire une trajectoire directe; la moitié des comètes périodiques ont leur aphélie situé entre 4 et 6 ua et leur mouvement est fortement contrôlé par Jupiter, dont la distance moyenne au Soleil est de 5 ua.

    Leur durée de vie au sein du système solaire est éphémère pour plusieurs raisons: soit le noyau cométaire s’épuise ou se fracture (4 des 93 comètes ont déjà disparu), soit les perturbations planétaires transforment l’orbite en une ellipse de périhélie plus élevé. Ainsi, après un passage près de Jupiter en 1963, la comète P/Oterma a vu sa période s’accroître de 8 à 19 ans et son nouveau périhélie, distant de plus de 5 UA, laisse peu de chances de la retrouver.
 

Perturbations orbitales

    L’orbite peut encore être transformée en une hyperbole, auquel cas la comète est éjectée du système solaire; on parle alors d’évasion. Inversement, le groupe des comètes de courte période est régulièrement reconstitué par la capture de comètes de longue période d’orbite quasi parabolique, dont le périhélie se situe au voisinage des planètes géantes (Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune) et dont l’inclinaison est faible par rapport au plan de l’écliptique.

IV. PARAMETRES DE LA TRAJECTOIRE

Eléments d'une orbite cométaire

• L'excentricité e

L’orbite de la comète peut être quasiment circulaire (e=0), elliptique (e<1), parabolique (e=1) ou hyperbolique (e>1). Dans les deux derniers cas il s’agit d’une comète non périodique qui est entrainée hors du système solaire. Une excentricité de 0 correspond à une orbite circulaire, une excentricité comprise entre 0 et 1, à une orbite elliptique, une excentricité de 1, à une orbite parabolique (qui n'est donc plus périodique), et une excentricité supérieure à 1 correspond à une orbite hyperbolique. Les planètes ont des excentricités inférieures à 0,2 et les comètes ont en principes des excentricités indiscernables de 1 et rarement supérieures à 1 (4% des comètes connues). L'excentricité la plus importante jamais mesurée pour une comète est de 1,057.
 
• L'inclinaison i

C'est l'angle du plan orbital avec celui de l'écliptique, ou des plans du mouvement de la Terre et de la comète, ou des vitesses de la Terre et de la comète quand elles passent sur la droite des nœuds N_AN_D. Cette troisième définition est la meilleure car elle permet de lever l'ambiguïté sur i (i > 90° ou i < 90°) puisque l'ambiguïté est créée par le fait que deux plans forment deux angles supplémentaires. Si i est inférieur à 90°, le mouvement de la comète est direct; si i est supérieur à 90°, le mouvement est rétrograde.. Il peut varier entre 0 et 180°, les comètes non périoques pouvant surgir de n’importe quelle région de l’espace. En ce qui concerne les comètes à courte période, la plupart d’entre elles ont une inclinaison voisine de zéro.
 
• La distance au périhélie q

Point de la trajectoire le plus proche du soleil. La distance au soleil en ce point varie selon les comètes. Elle peut aller de 0.01 UA à plus de 8 UA.
 
• L'aphélie p

C’est le point de la trajectoire le plus éloigné du soleil.
 
• La longitude du noeud ascendant W

C'est l'angle entre la droite Soleil-point vernal g et l'intersection du plan orbital avec le plan de l'écliptique. Compté positivement de la première droite à la seconde, il se trouve donc dans le plan de l'écliptique ; son sommet est au Soleil. L'intersection qui forme son deuxième côté porte deux points de l'orbite appelés nœud ascendant N_A où le corps passe d'une latitude sud à une latitude nord et nœud descendant N_D où a lieu le passage inverse. Le noeud ascendant est le premier point où l’orbite de la comète croise l’écliptique. La longitude, mesurée en degrés, est l’angle que fait la droite passant par le soleil et le noeud ascendant, avec la direction du point vernal (point où le soleil, au cours de son trajet dans notre ciel, coupe l’équateur céleste à l’équinoxe de printemps).
 
• L'argument du périhélie w

Angle entre la direction du Périhélie (par rapport au Soleil), et celle de la ligne des noeuds ascendant et descendant. C'est l'angle au Soleil (sommet) des directions du N_A et du périhélie P. Compté positivement de la première direction (ou du premier point N_A) à la seconde (ou au second point P) il se trouve dans le plan de l'orbite.
 
• L'instant du passage au périhélie T

C'est le point de l'orbite le plus proche du Soleil. Cet instant est soit donné en jour julien (nombre de jours écoulés depuis le 2 janvier 4712 avant J-C à midi), soit sous forme de fractions d'un jour.

    En ce qui concerne Hale-Bopp, qui est déjà passée près du Soleil il y a 4200 ans, sa course sera modifiée par l’attraction de Jupiter. Elle reviendra alors dans seulement 2380 ans.

    Lorsque les comètes sont proches du soleil, l’énergie qu’elles reçoivent devient suffisante pour permettre la sublimation des glaces. Elles comportent alors cinq parties distinctes.

V. LE NOYAU

    Conformément au modèle de Fred L. Whipple proposé dès 1950, le noyau est une «boule de neige sale» formée d’un conglomérat de glaces de H2O, NH3, CH4, CO2, CO, N2 ... et de poussières météoritiques, dont des silicates.

    Sous l’action du rayonnement solaire, la surface du noyau s’échauffe, les glaces se subliment et les gaz libérés entraînent la poussière. Certains matériaux cométaires sont très volatiles car les noyaux sont actifs à 5, à 8 et parfois même à 15 ua du Soleil. Il s’ensuit que, même à très grande distance héliocentrique, la lumière solaire réfléchie par une comète ne provient pas du noyau solide mais bien du halo de matériaux qui l’entourent, d’où l’impossibilité de mesurer le diamètre nucléaire depuis la Terre.

    Il existe un seul cas, celui de la comète P/Arend-Rigaux, où le noyau est si désactivé que la lumière réfléchie provient directement de la surface et présente une variation d’éclat en fonction de l’angle héliocentrique (courbe de phase) analogue à celle des astéroïdes. Le noyau de cette comète moribonde a un diamètre de l’ordre de 2 kilomètres. Pour des comètes brillantes comme Bennett (1970 II), diverses estimations conduisent à un diamètre de 10 à 20 kilomètres au plus.

    La couche superficielle du noyau est loin d’être homogène ainsi que l’attestent les jets et enveloppes de poussières fréquemment observés à travers la coma: il existe des régions actives où le dégazage est intense et l’on peut déterminer la période de rotation du noyau. Elle est en moyenne de 23 heures, la plus courte étant de 4 heures, la plus longue de 70 heures.

    On connaît même l’orientation de l’axe de rotation pour six d’entre elles. Enfin, F. L. Whipple et Z. Sekanina ont établi que celui de P/Encke est en précession rapide: dans leur modèle, le noyau est aplati aux pôles et la poussée de réaction au dégazage anisotrope vers le Soleil produit un couple qui agit sur l’axe de rotation et l’entraîne en précession.

    Si les poussières et les gaz contenus dans la coma et la queue sont responsables de la lumière émise par une comète, leur masse est négligeable par rapport à celle du noyau, qui est comprise entre 1012 et 1015 kilogrammes, soit au moins un milliard de fois inférieure à celle de la Terre et 300 milliards de fois inférieure à celle de Jupiter. Le noyau est comparable à un petit astéroïde sans en avoir la cohésion interne; en effet, on connaît une vingtaine de cas de fracturation en deux ou plusieurs parties, voire de complète désintégration. La fracturation est généralement spontanée et probablement liée à l’inclusion de poches de gaz; elle a lieu aussi très près du Soleil par effet de marée conjugué à un violent dégazage. Un cas remarquable est celui de la comète-mère du groupe dit «de Kreutz», qui s’est divisée en au moins une dizaine de comètes d’orbites similaires frôlant la surface du Soleil.

    Le noyau est un agglomérat de glaces et de poussières, ce qui lui donne une structure plutôt irrégulière. Son rayon peut être de plusieurs centaines de mètres, jusqu'à une dizaine de kilomètres. Il est relativement solide et stable, mais il arrive que sous l’action de l’attraction du soleil, ou d’un autre corps, le noyau se brise en plusieurs parties, comme ce fut le cas pour la comète Shoemaker-Levy avant son impact avec Jupiter. Ce phénomène avait en 1994 été observé pour 21 comètes.

    Le rayon de la comète Hale-Bopp est estimé à 10 km, avec une valeur maximale pouvant aller jusqu'à 22.5 km. Sa production de molécules d’eau est de l’ordre de 8.10^30 molec/s. En supposant une densité d’environ 0.5 tonne/m3, et uniquement la perte en eau, la comète pourrait « survivre » 265 années. La comète ne dévelloppant une telle activité que quelques semaines lors de son approche du soleil, sa durée de vie est donc considérablement plus longue.
 

Modèle à partir de grains interstellaires

    Greenberg a proposé un modèle qui décrit le noyau comme étant constitué par des particules de poussières interstellaires (principalement des silicates ou du carbone) recouvertes d’un manteau réfractaire de composés organiques synthétisés dans le nuage présolaire, puis de composés plus volatils condensés (principalement H2O).
 

Modèle de Greenberg

    Il n’existe aucune indication directe sur sa composition. On peut toutefois en avoir une idée générale à partir des gaz qui sont observés dans la coma. Mais les implications des travaux de Notesco et Bar-Nun en 1997 sur le piégeage de gaz dans la glace d’eau viennent compliquer ces extrapolations. En effet, seule une partie des gaz devrait être relachée depuis la surface où la glace s'évapore. L'autre fraction des gaz, quant à elle, proviendrait de l'intérieur et serait relachée lors des changements de structure de la glace (amorphe, cubique ou cristalline) lorsque celle-ci est réchauffée. Près du soleil, les deux sources opèrent, tandis que plus loin, après le périhélion seule la source intérieure devrait être observée.

    La couche superficielle du noyau est loin d'être homogène ainsi que l'attestent les jets et enveloppes de poussières fréquemment observés à travers la coma : il existe des régions actives où le dégazage est intense et l'on peut déterminer la période de rotation du noyau.

Si les poussières et les gaz contenus dans la coma et la queue sont responsables de la lumière émise par la comète, leur masse est négligeable par rapport à celle du noyau qui est comprise entre 10¹⁵ et 10¹⁸ grammes, soit au moins 1 milliard de fois inférieur à celle de la Terre et 300 milliards de fois inférieur à celle de Jupiter. Le noyau est comparable à une petite astéroïde sans en avoir la cohésion interne; en effet, on connaît une vingtaine de cas de fracturation en 2 ou plusieurs parties, voir de complète désintégration. La fracturation est généralement spontanée et probablement liée à l'inclusion de poches de gaz ; elle a lieu aussi très près du Soleil par effet de marée conjugué à un violent dégazage.
 

Noyau de P/Halley

    Le gaz et les poussières sont pour la plus grande part émis de la partie éclairée du noyau qui est donc la plus chaude. Il en résulte une force dans la direction opposée, qui si elle est très faible, n’en est pas moins persistante et peu modifier l’orbite de la comète. La direction et l’intensité de cette force peuvent être estimés grâce à des observations de la quantité et de la distribution du matériel émis dans la coma. On peut alors en déduire la masse du noyau à partir des modifications induites dans l’orbite de la comète.

    Quelques données concernant la comète de Halley : Période : 76 ans, Volume : 550 km3 , Rayon effectif : 5.1 km, Dimensions réelles du noyau : 6 x 6 x 15 km, Masse volumique : 0.03 < r < 4.9 g.cm-3. Masse : 3.10^17 g. Température du noyau : 350 K. Rotation sur elle même : 2.84 jours..

VI. LA COMA

    Grâce aux fusées et aux satellites, le spectre ultraviolet est accessible de 120 à 300 nanomètres: il permet l’étude de nouveaux constituants comme C, S, CO, CS, mais surtout celle de l’hydrogène neutre H (par sa raie intense à 121,6 nm), qui s’étend à plusieurs millions de kilomètres, bien au-delà de la coma visible, et de l’hydroxyle OH, dont les bandes d’émission sont difficilement observables du sol.

    Plusieurs comètes ont été observées dans le domaine infrarouge de 1 à 20 micromètres: le spectre est dominé par le continuum  des poussières dont la taille serait comprise entre 0,2 et 2 micromètres et on note les deux bandes d’émission dues aux silicates vers 10 et 18 micromètres.

    Enfin, les comètes ont été étudiées en ondes centimétriques (radical OH à 18 cm de longueur d’onde) et millimétriques (molécule HCN à 3,4 mm); on a pu mesurer directement, par effet Doppler, la vitesse d’expansion des molécules dans la coma, qui est de l’ordre de un kilomètre par seconde. L’excitation des gaz est principalement due à la fluorescence sous l’effet du rayonnement solaire, sauf dans la région proche du noyau (coma interne), où les collisions deviennent importantes. Chaque comète possède donc une atmosphère ténue dont l’extension dépend du dégazage central. H, OH, C, O et CO sont des constituants majeurs; leur taux de production est de l’ordre de 1029 atomes ou molécules par seconde. C2, CN, C3, NH, CH sont des constituants mineurs dont le taux de production n’excède pas 1027 atomes ou molécules par seconde. Enfin, une statistique portant sur une douzaine de comètes indique que les taux de dégazage à 1 ua peuvent varier, d’une comète à l’autre, d’un facteur 100, voire 1 000, et qu’ils sont corrélés à l’éclat optique.

    Les observations ont confirmé le modèle de conglomérats de glaces de H2O, NH3, CH4 et CO2 qui sont sublimées, dissociées et ionisées sous l’effet du rayonnement solaire. L’eau est le principal gaz cométaire: sa détection a été faite en 1986. Il doit exister également des molécules mères contenant du carbone; les molécules CO2, HCM et CO ont été détectées dans la comète de Halley. De nombreux théoriciens pensent que la densité au voisinage du noyau est suffisante pour permettre des réactions chimiques entre les divers constituants, tout au moins dans la coma interne: selon un modèle comportant quelque 97 espèces et 441 réactions photochimiques, il semble que certains composants proviennent directement du noyau alors que d’autres sont des sous-produits de réactions chimiques. Enfin, A. H. Delsemme a suggéré que diverses molécules et radicaux pouvaient être stockés dans des grains de glace d’eau (clathrates) de taille millimétrique entourant le noyau, puis libérés pendant l’évaporation du grain.

    L’interprétation des observations nécessite une meilleure connaissance des processus physico-chimiques au sein de la coma et, à cet égard, l’exploration in situ  par des sondes spatiales est du plus haut intérêt car les mesures effectuées depuis la Terre manquent de résolution spatiale.

    La coma est un nuage dense de gaz sublimés à partir du noyau. Il est composé principalement d’eau, CO, CO2, CH3OH et d’autres gaz volatils. Son rayon peut aller de 10 000 à 100 000 km lorsque la comète est active.

    En général la coma comence à se développer vers 3 UA, pour certaines (33 comètes) à 5 UA. Quatre d’entre elles ont déjà développé une coma au delà de 10 UA.

    La production de gaz des comètes varie entre 10^27 < Qg < 10^30 molécules/s, à 1 UA. Si la production de H2O est une conséquence de sa sublimation, elle devrait varier en 1/r2 en fonction de la distance héliocentrique, ce qui est le cas jusqu'à à peu près 2 UA. Au-delà on ne sait pas trop.

    La production de poussières est quant à elle plus difficile à estimer. Elle représente typiquement 0.5% à 50 % de la perte d'eau en masse. La poussière est observée par diffusion dans le visible et par émission thermique dans l'IR. Dans les deux cas, la luminosité est maximale à une longueur d'onde comparable à la taille de la particule (0.1 à 20 µm). D'après les données de la sonde Giotto, il pourrait y avoir une perte de masse beaucoup plus importante due à des grains plus gros (jusqu'à 10 cm).

    Pour une comète du type d'Halley, à 1 UA du soleil, la vitesse de production Qg est de l’ordre de 3.10^29 molecules.s-1, accompagnée d’une perte de masse comparable en poussières : 104 kg de poussières par seconde. Dans ce cas, la densité totale de gaz près du noyau est d’environ 3.10^12 cm-3 (soit environ 10^-4 mb), et elle chute à 10^6 cm-3 à 5000 km du noyau. Cette distance correspond au rayon de la sphère de collision Rc à l'intérieur de laquelle la densité est suffisante pour que des interactions entre particules et des réactions entre molécules puissent avoir lieu. Plus loin c’est la photochimie qui prédomine.

    Rc diffère selon les processus étudiés, mais c'est une grandeur utile pour des discussions qualitatives. Au delà de Rc une transition a lieu avec un domaine de flux libre de molécules qui caractérise la coma externe (exosphère).

    La densité n et Rc varient en fonction de la vitesse de dégazage du noyau qui peut être beaucoup plus faible pour d'autres comètes que pour Halley. A la surface du noyau, toujours à 1 UA du soleil, la température est de l’ordre de 200K. Elle chute à 20K à 150 km (30 Rnoyau) et remonte à nouveau jusqu'à 200 K  à R=Rc.

    Les molécules issues du noyau sont appelées molécules mères. Elles peuvent être excitées à leurs niveaux rotationnels les plus bas et prendre part à des réactions chimiques. Mais elles peuvent aussi être photodissociées ou photoionisées par les UV solaires pour donner des molécules filles comme des radicaux, des atomes ou des ions observés dans l'UV ou le visible.

VII. LE NUAGE D'HYDROGENE

VIII. LA QUEUE IONIQUE

    La queue de type I, ou de plasma, est droite et fait un angle de quelques degrés avec le rayon vecteur (ligne joignant le Soleil à la comète), dans la direction opposée au mouvement; le spectre, qui est celui des ions déjà rencontrés dans la coma, est souvent dominé par le bleu de l’ion CO+. Les queues ioniques présentent fréquemment des structures complexes et l’on y observe des inhomogénéités se déplaçant à des vitesses de l’ordre de 10 à 100 kilomètres par seconde et subissant des accélérations considérables qu’on ne peut imputer au seul rayonnement solaire. C’est ce qui a conduit Ludwig Biermann à postuler l’existence du vent solaire, dont le flux de protons et d’électrons se déplaçant à quelque 400 kilomètres par seconde entre fortement en interaction avec la queue cométaire et est responsable des instabilités de plasma. Les queues ionisées s’étirent sur plusieurs millions de kilomètres et sont autant de traceurs de l’activité du vent solaire mais ne concernent pas directement la physique cométaire.

    On identifie deux zones importantes; en premier lieu, la source des ions que l’on observe à courte distance du noyau (CO+ et H2O+ principalement); on admet que le rayonnement solaire ne peut suffire à produire ces ions et que l’interaction du vent solaire avec l’atmosphère raréfiée peut induire des décharges électrostatiques (instabilité de faisceau) susceptibles d’ioniser les molécules; en second lieu, l’interaction de l’ionosphère avec le vent solaire doit former une onde de choc en amont du noyau; cette onde dévie le flux supersonique du plasma solaire. Ce sillage magnétohydrodynamique pourrait expliquer les structures très fines observées au sein des queues de type I, et qui ressemblent à des rayons lumineux émanant du noyau. Elle peut atteindre 100 millions de kilomètres. Elle est rectiligne, entraînée par le vent solaire. Cette queue est composée par les ions issus de la photochimie dans la coma.

IX. LA QUEUE DE POUSSIERE

    La théorie mécanique des queues de type II a été établie par Friedrich Bessel en 1835 et affinée en 1968 par Finson et Probstein: après sublimation des glaces, les molécules de gaz s’échappent aisément dans l’espace car leur vitesse thermique est de l’ordre de 500 mètres par seconde; dans la zone proche du noyau où la densité est suffisante, elles communiquent par collisions une partie de leur énergie cinétique aux poussières.

    Les grains de très petite taille sont entraînés à la vitesse du gaz, ceux de taille moyenne (de 0,1 à 10 mm) finissent avec une vitesse de l’ordre de 100 mètres par seconde; enfin, les gros grains, de taille supérieure au millimètre, s’échappent difficilement du noyau. La pression du gaz est alors relayée par la pression de radiation due au vent solaire qui accélère sélectivement les grains dont les plus légers atteignent une vitesse de quelques kilomètres par seconde.

    Comme la trajectoire des grains, dénommée syndyne, sera d’autant plus droite que leur diamètre est petit, l’étude photométrique des queues permet d’établir une distribution en taille des grains.

    Le dernier type de queue, ou antiqueue, est observé lorsque la Terre est située à peu près dans le plan de l’orbite cométaire; on voit alors une queue pointée à peu près vers le Soleil, d’où son appellation. Elle est due à l’accumulation de grains de grosse taille (environ 50 mm) qui s’échappent très lentement du noyau et ont été émis à une époque bien antérieure.

    De telles antiqueues furent observées dans les comètes Arend-Roland (1957 III) et Kohoutek (1973 XII). Elle peut s’étendre sur 10 millions de kilomètres. Elle est formée des particules de poussière qui sont éjectées du noyau lorsque les gaz subliment. C’est la partie qui est visible à l’œil nu pour les comètes les plus spectaculaires.

    Cette queue est courbe et sa direction opposée au soleil. Les grains finissent par se satelliser autour du soleil, et quand la Terre entre dans une région qui a été traversée par une comète, les particules, en pénétrant dans l’atmosphère, produisent des étoiles filantes. La liste des essaims météoritiques produits par les poussières cométaires est exposé ci-après.

    Il existe une relation très étroite entre les grandes pluies de météorites observées visuellement mais surtout à l’aide de radars, et les comètes. Le meilleur exemple de cette relation a été donné par la comète P/Biéla (1826 I), dont la période initiale était de 6,62 ans et dont l’orbite coupait celle de la Terre. Après plusieurs retours, la comète se brisa en deux en 1846 et ne fut pas au rendez-vous en 1865. Mais en 1872, quand la Terre se trouva au point d’intersection des deux orbites, il y eut une très importante pluie d’étoiles filantes qui dura plusieurs heures et dont le radiant, c’est-à-dire le point d’où semble diverger cette pluie, se trouvait dans la direction de l’orbite cométaire.

    Il ne fait aucun doute que les grosses poussières, mises en évidence dans les anti-queues, comme les fragments de désagrégation du noyau, continuent à suivre la même orbite; c’est ainsi qu’on a pu observer bien d’autres averses de météores associées à des comètes dont l’orbite croise celle de la Terre; on peut citer les Léonides (associées à la comète Temple-Tuttle), les Perséides (comète Swift-Tuttle), les Draconides (comète GiacobiniZinner)... Les météorites sont d’abord proches de la comète, puis elles diffusent sous les effets conjugués de la pression de radiation du vent solaire et des perturbations planétaires. Elles donnent lieu à des averses lorsque l’orbite cométaire intercepte celle de la Terre.
 

Antiqueue de Hale-Bopp

    Le dernier type de queue, la queue anomale ou anti-queue visualisée ci-dessus, est observé lorsque la Terre est à peu près dans le plan de l'orbite cométaire ; il est donc assez rare et de courte durée. On voit alors une queue pointée à peu près vers le Soleil, d'où son appellation. Elle est due à la courbure de la queue de poussière. Il faut qu'elle soient vues "de profil" pour que la lumière qu'elles diffusent soit suffisante pour simuler une queue. De telles anti-queues furent observées dans les comètes Arend-Roland (1957 III) et Kohoutek (1973 XII).

X. LES ESSAIMS METEORITIQUES

• Les Quadrantides

Eléments de l'orbite
W=282,87 ; w=166,2 ; i=65,4 ; e=0,685 ; q=0,976 ; a=3,100
• Les Camélopardides

• Les Mu Géminides

• Les Ursa Majorides

• Les Lyrides

Eléments de l'orbite
W=30,5 ; w=213,4 ; i=79,8 ; e=0,980 ; q=0,920 ; a=55,65
 Equation du mouvement du radiant
a_1950.0=271,9+1,18(L-32) ; d_1950.0=+33,3+0,17(L-32)
(L etant la longitude du Soleil)
• Les Eta Aquarides

Eléments de l'orbite
W=43,1 ; w=83,0 ; i=160,0 ; e=0,910 ; q=0,470 ; a=5,000
Equation du mouvement du radiant
a_1950.0=336,5+0,65(L-42,4) ; d_1950.0=-1,0+0,24(L-42,4)
(L etant la longitude du Soleil)
• Les Scorpio-Sagittarides

• Les Zeta Perséides

• Les Lyrides

Eléments de l'orbite
W=85,5 ; w=224,1 ; i=45,3 ; e=0,556 ; q=0,912 ; a=2,054
• Les Draconides

• Les Delta Aquarides Nord

Eléments de l'orbite
W=141,7 ; w=323,2 ; i=19,2 ; e=0,866 ; q=0,169 ; a=1,259
Equation du mouvement du radiant
a_1950.0=334,8+0,75(L-126) ; d_1950.0=-2,4+0,21(L-126)
(L etant la longitude du Soleil)
• Les Delta Aquarides Sud

Eléments de l'orbite
W=305,7 ; w=155,4 ; i=28,2 ; e=0,830 ; q=0,730 ; a=4,230
 Equation du mouvement du radiant
a_1950.0=338,9+0,75(L-126) ; d_1950.0=-16,4+0,21(L-126)
(L etant la longitude du Soleil)
• Les Alpha Capricornides

Eléments de l'orbite
W=66,8 ; w=312,6 ; i=6,9 ; e=0,830 ; q=0,730 ; a=4,230
• Les Upsilon Pégasides

• Les Perséides

Eléments de l'orbite
W=139,5 ; w=152,2 ; i=114,9 ; e=0,951 ; q=0,960
Eléments de l'orbite de la comète parente
W=138,7 ; w=152,8 ; i=113,6 ; e=0,960 ; q=0,963 ; P=119,98 ans
 Equation du mouvement du radiant
a_1950.0=46,8+1,38(L-139,3) ; d_1950.0=+57,7+0,18(L-139,3)
(L etant la longitude du Soleil)
• Les Kappa Cygnides

Eléments de l'orbite
W=149,8 ; w=181,3 ; i=33,6 ; e=0,614 ; q=1,011 ; a=2,619
• Les Kappa Cygnides

Eléments de l'orbite
W=149,8 ; w=181,3 ; i=33,6 ; e=0,614 ; q=1,011 ; a=2,619
• Les Draconides

Eléments de l'orbite
W=196,3 ; w=171,8 ; i=30,7 ; e=0,717 ; q=0,562 ; a=3,51
• Les Orionides

Eléments de l'orbite
W=27,1 ; w=87,0 ; i=164,4 ; e=0,854 ; q=0,562 ; a=3,850
 Equation du mouvement du radiant
a_1950.0=94,7+0,65(L-208) ; d_1950.0=+15,9+0,11(L-208)
(L etant la longitude du Soleil)
• Les Taurides Sud

Eléments de l'orbite
W=224,6 ; w=294,6 ; i=2,9 ; e=0,850 ; q=0,350 ; a=2,330
 Equation du mouvement du radiant
a_1950.0=50,5+0,82(L-220,0) ; d_1950.0=+13,6+0,20(L-220,0)
(L etant la longitude du Soleil)
• Les Taurides Nord

Eléments de l'orbite
W=224,6 ; w=294,6 ; i=2,9 ; e=0,850 ; q=0,350 ; a=2,330
 Equation du mouvement du radiant
a_1950.0=58,3+0,82(L-230,0) ; d_1950.0=+22,3+0,20(L-230,0)
(L etant la longitude du Soleil)
• Les Léonides

Eléments de l'orbite
W=234,0 ; w=174,0 ; i=163,0 ; e=0,910 ; q=0,980 ; a=13,00




Pluie de météores

• Les Andromédides

• Les Géminides

Eléments de l'orbite
W=261,4 ; w=324,3 ; i=23,9 ; e=0,899 ; q=0,140 ; a=1,39
 Equation du mouvement du radiant
a_1950.0=112,3+0,97(L-261,0) ; d_1950.0=+32,4-0,08(L-261,0)
(L etant la longitude du Soleil)
• Les Omicron Piscides

• Les Ursides

Eléments de l'orbite
W=270,0 ; w=213,0 ; i=57,0 ; e=0,822 ; q=0,910 ; a=5,670

L'ANALYSE SPECTROMETRIQUE DES COMETES

I. INTRODUCTION

    On obtient le spectre d'une source en dispersant le rayonnement électromagnétique reçu, c'est-à-dire en séparant ses différentes composantes (ou ondes élémentaires), qui apparaissent sous la forme de "raies" individuelles ou groupées de façon plus ou moins compacte en "bandes"; ces raies ou bandes se distinguent par leur "Longueur d'onde", elles sont spécifiques des constituants de la source qui participent à la formation du rayonnement et elles permettent donc d'identifier ces constituants. Lorsque les composantes d'un spectre forment une suite ininterrompue, on dit qu'il est "continu". Tel est le cas , par exemple, des zones plus ou moins larges correspondant aux diverses couleurs, du violet au rouge, que l'on trouve dans l'arc-en-ciel (lequel est produit par la dispersion de la lumière solaire par des gouttelettes d'eau dans l'atmosphère terrestre). D'autre part, les méthodes et les moyens utilisés diffèrent considérablement selon la Longueur d'onde, l, de la radiation étudiée et l'on distingue donc, en pratique, divers domaines spectraux, bien qu'il s'agisse toujours du même phénomène électromagnétique:

• Ultraviolet (les plus courtes l qui nous intéressent ici, <300 nm)
• Optique (300 nm à 1 000 nm, ou 1 mm, comprenant le visible, qui s'étend de 400 à 700 nm environ)
• Infrarouge (1 à 100 mm)
• Radio (>100 mm)

II. STRUCTURE D'UN SPECTRE COMETAIRE

• Spectre continu

• Raies moléculaires

• Raies atomiques

Spectre de Hale-Bopp

    Outre ces quelques émissions atomiques, auxquelles il faut ajouter la raie Ha de l'hydrogène, des raies métalliques apparaissent aussi, mais seulement dans un groupe très particulier de comètes, appelées "comètes rasantes" parce que leur distance périhélique est très petite (0,005-0,01 UA) et qu'elles frôlent vraiment le Soleil en le contournant. Ainsi par exemple lorsque la comète Ikeya-Seki (1965 VIII) traversa la couronne solaire, son spectre était constitué d'une multitude de raies appartenant notamment au fer, au nickel, au cobalt, alors qu'à plus grande distance (> 0,2 UA) il montrait des émissions moléculaires habituelles. Tout près du Soleil, la chaleur devient suffisamment intense pour sublimer une partie de la composante réfractaire et faire apparaître ces éléments métalliques qui, dans les conditions d'observation usuelles, restent enfermés dans les grains de poussière, sous forme de silicates et d'oxydes, et ne sont donc pas observables en tant qu'atomes individuels (le sodium fait exception à cet égard; il doit être contenu dans des substances plus aisément dissociables).

III. VARIABILITE DU SPECTRE COMETAIRE

    En ce qui concerne plus particulièrement le domaine optique , on peut décrire qualitativement l'évolution générale suivante: lorsque la comète s'approche du Soleil, CN apparaît le premier, aux environs de 3 à 5 UA, puis C3 et NH2 suivis de C2, ensuite de NH et CH. Les émissions discrètes augmentent d'intensité quand r diminue, elles passent par un maximum (situé entre 0,7 et 1,2 UA selon la molécule et selon la comète), puis décroissent. Les émissions des ions apparaissent en général en deçà de 2 UA, mais elles peuvent être très faibles ou absentes ou au contraire, on peut les observer très loin du Soleil dans quelques cas exceptionnels, comme nous l'avons indiqués ci-dessus.

    Pour ce qui est du spectre UV, il est toujours dominé, de beaucoup, par la raie Lyman a de l'hydrogène atomique et par la bande du radical hydroxyde OH-. Les émissions des autres atomes ou molécules sont de l'ordre de cent à quelques milliers de fois moins intenses; elles ne sont pas détectées, avec les moyens dont nous disposons, lorsque r est avoisine 2 UA ou plus, ni même à plus courte distance lorsqu'il s'agit d'une comète intrinsèquement faible. A quelques exceptions près (principalement, présence ou absence de CO et de CO+), les spectres UV montrent une assez grande similitude, mais on doit bien reconnaître que le nombre de comètes observées jusqu'ici est encore très restreint.

    Si les spectres cométaires possèdent incontestablement un certain nombre de points communs, il existe également des différences notoires entre eux. Ainsi, l'importance relative du continuum par rapport aux émissions discrètes peut être tout à fait différente dans deux comètes observées à la même distance héliocentrique (l'intensité relative du continuum varie aussi, quoique en général dans une mesure moindre et de façon irrégulière, pour une comète donnée, avec la distance r). Par exemple, les comètes Bennett (1970 II) et Burnham (1960 II) et Ikeya (1963 I). D'autres rapports peuvent montrer d'importantes variation d'une comète à l'autre (indépendamment de l'évolution avec r): CH, C2 ou C3/CN, CN/O, CN ou NH/OH, NH2/C2, CO+/CN (ou plus généralement ions/neutre), H2O+/CO+, CO+/C. En outre, les données quantitatives fournies par les observations photométriques ou spectrophotométriques indiquent que les lois d'évolution des diverses émissions en fonction de r ne sont pas toujours les mêmes pour toutes les comètes.

    Notons encore qu'il ne semble pas exister de distinctions spectroscopiques nettes entre comètes d'âges dynamiques différents, qu'elles soient "nouvelles" ou plus ou moins "vielles". Ainsi, par exemple, on trouve des spectres à faibles continuum, ou à continuum intense, aussi bien parmi les comètes à très longue période que parmi les comètes à période courte.

COMPOSITION CHIMIQUE

I. COMPOSITION MOLECULAIRE

    Pendant longtemps la composition des comètes en éléments volatils n'a été connue qu'à travers leurs produits de dissociation et leurs signatures dans le visible. Maintenant on a des informations directes grâce à des observations en IR, UV, et Radio. Les molécules mères, surtout des molécules tri ou polyatomiques ne sont pas observables dans L'UV-Visible (sauf CO). On les observe donc en IR ou en Radio.

    A partir de l’intensité des bandes de transitions électroniques et de vibrations il est assez direct d'obtenir les densités de colonne. Les problèmes peuvent surgir du manque de résolution de certains spectres. Les transitions de rotation observées à haute résolution permettent des identifications certaines, mais les vitesses de production sont plus difficiles a obtenir. C'est tout de même possible quand on a plusieurs transitions d'une même molécule car on a alors la distribution des populations de rotation (par exemple CH3OH dans les ondes radio). Dans d'autres cas il faut s'appuyer sur des modèles où les molécules sont supposées être à l'équilibre de fluorescence (entre excitation et émission). Mais en radio et IR les téléscopes échantillonnent généralement la coma interne où cet équilibre n'est pas atteind. Des modèles plus complexes doivent être utilisés...

    Les données in-situ obtenues par NMS et IMS sur Giotto sont difficiles à interpréter à cause de la faible résolution des instruments : il n'est pas possible de distinguer des molécules de même poids moléculaire (ex: CO, N2, C2H4).

    Pour chaque observation on cherche d'abord à déterminer la densité de colonne, on en déduit la vitesse de production puis l'abondance. On a besoin pour cela de la distribution spatiale qui recquiert la connaissance du temps de vie des molécules et de leur vitesse d'expansion.

    Mais dans certains cas, on ne sait même pas si la molécule provient du noyau même, ou bien d'une source étendue dans la coma (CO, H2CO). De plus, l'activité des comètes peut varier, et les estimations des abondances relatives sont rarement simultanées. Enfin, la plupart des observations sont effectuées avec des techniques très sophistiquées qui posent beaucoup de problèmes de calibration.

    Rien n'est connu concernant la composition des constituants réfractaires du noyau.

    Le rapport poussière/gaz a été estimé à partir de données souvent incomplètes. Il varie suivant les comètes. Pour Halley p/g=2 avec un facteur 2 d'incertitude.

    Dans la Coma, les abondances relatives pour la comète de Halley de H, C, N, O et de 13 éléments plus lourds de Na à Ni, sont plus proches des valeurs solaires que celles pour les chondrites CI, qui sont considérées comme étant les objets les moins évolués. Ces valeurs sont solaires à un facteur 2, sauf pour H qui est moins abondant (facteur 700), mais c'était prévisible car H est très volatil. Moins prévisible par contre : N est moins abondant aussi (facteur 3-5). Il existe néanmoins une grande incertitude sur ces abondances relatives car pour les estimer il faut connaître le rapport p/g. Ce dernier est jusqu'à présent très approximatif.

    Le rapport Fe/Si est 4 fois plus faible que les valeurs solaires. Si cette estimation est correcte, cela suggérerait  que la partie réfractaire de la comète a subit des processus chimiques au cours de son histoire thermique.

    Voici un tableau des molécules détectée dans différentes comètes, avec leur abondande relative comparée à H2O, ainsi que la méthode ayant permis leur détection.
 

II. L'EAU (H20)

    En 1993 H2O n'avait été détectée directement que dans deux comètes, grâce à ses bandes de vibration (donc dans l'IR) : dans Halley à partir de KAO (Mumma, 86), et des spectromètres  IKS et TKS IR de Véga, et dans Wilson 1987 VII (KAO). H2O a bien sûr été détecté par le NMS de Giotto. Elle constitue 80 % en nombre de tout le gas cométaire. Depuis l'espace, grâce à ISO, SWAS et FIRST, il est plus facile de détecter dans le submillimetrique et l'IR lointain, les transitions fondamentales de rotation de l'eau. La bande à 2.7 µm de l’eau a en effet été détectée par ISO dans la comète Hale-Bopp.

III. LE MONOXYDE  DE CARBONE (CO)

    Weaver a trouvé en 1994 une upper limit de CO de 1% (à 3s) pour la comète Hartley 1991 XV grâce à des observations HST.

    Feldman a analysé en 1997 des données IUE et a estimé la production de CO pour les comètes Bradfield (1979), P/Halley (1986), Austin (1989) et Levy (1990). Il a déduit des abondances entre 2 et 8.5 % grâce à la bande (1,0) à 1993 A de la signature Fourth Positive du CO. Ils suggère que l’activité des comètes peut être reliée à l’abondance relative de CO qu’elle contient.

    D’importantes différences existent entre les mesures de CO dans Hyakutake suivant les modes de détection. Les mesures IR et UV conduisent à des abondances relatives de l’ordre de 5%. Les mesures radio, par contre, aboutissent à une abondance de l’ordre de 40%. Mais ces dernières sont effectuées à une résolution spatiale moindre qui englobe très certainement les sources étendues et pas seulement ce qui est émis directement du noyau.

IV. LE DIOXYDE DE CARBONE (CO2)

    Feldman trouve en 1997 des résultats similaires à partir des données IUE pour les comètes Bradfield (1979), P/Halley (1986) et Austin (1989) : la production de CO2 varie de 3.5 à 6.3 %. Par il trouve pour la comète Levy (1990) une production plus importante : entre 7 et 13 %.

V. LE METHANAL  OU FORMALDEHYDE (H2CO)

    Les observations par NMS et IMS pour Halley ont montré que H2CO provient d'une source étendue. Il est possible qu'aucun H2CO ne soit émis du noyau directement. Il pourrait provenir de polymères sur les grains qui sublimeraient sous forme de H2CO et conduirait à terme à la formation de CO. C’est généralement le Polyoxyméthylène (POM) qui est évoqué pour expliquer ce phénomène. Il s’agit du polymère de H2CO (-CH2-O-CH2-O-)n dont une détection très contestée a été reportée par Huebner en 1987 dans la comète Halley.  Le même phénomène a aussi détecté dans les comètes Hyakutake et Hale-Bopp

VI. LE METHANOL (CH3OH)

    Les abondances estimées dans les ondes radio et IR sont semblables. Elles vont de 1 à 7 % selon les comètes.

    CH3OH ne peut être une molécule mère de H2CO, car il se dissocie plutôt en CH3O et son temps de vie (10^5 s) est trop grand pour correspondre aux profil de H2CO.

VII. LE METHANE (CH4)

    Plus récemment, CH4 a été détecté en I.R. (n3) dans la comète Hyakutake. Son abondance a été estimée à 0.7 %.

VIII. L'ETHYNE (C2H2)

    C2H2 a déjà été détecté en phase gazeuse dans les nuages interstellaires. Si l’on parvenait à mesurer C2H2 dans les glaces, et que l'on détectait une telle abondance, on pourrait en déduire que les volatiles des comètes proviennent essentiellement des glaces interstellaires.

IX. L'AMMONIAC (NH3)

    La première observation directe a été faite dans le domaine radio par Palmer en 1996, dans la comète Hyakutake. L’abondance estimée est de 0.3 %.

    En ce qui concerne Hale-Bopp, l’abondance estimée est de 1.4 ± 0.4 %, à partir des transitions  (1,1), (2,2), (3,3), (4,4) et (5,5) entre 23.69450 et 24.53299.

X. L'ACIDE CYANIDRIQUE ET L'ACIDE  ISOCYANIDRIQUE (HCN et HNC)

    Par contre, les récentes observations de Hale-Bopp semblent indiquer que HCN suffit pour rendre compte de la production de CN à de grandes distances héliocentriques (4.6 à 2.9 UA). Il est possible que plus près du soleil on atteint une température suffisante pour permettre la sublimation d’un polymère organique qui serait une source supplémentaire de CN dans la coma.

    Dans la comète Hyakutake HNC a été détecté à 362.630092 GHz (J=4-3) et HCN à 354.505472 GHz (J=4-3). HCN/H2O = 0.0016

    Les abondances estimées pour ces deux composés conduisent à un rapport HCN/HNC = 0.06. Ceci est assez proche de la valeur trouvée dans les nuages interstellaires ayant une température cinétique de l'ordre de 50K. Cette valeur est aussi compatible avec l'upper limit trouvée dans la comète de Halley : 0.03.

    Le rapport d'équilibre chimique attendu à 200K, qui est la température supposée de la proche Coma, est <10^-15. Il est même plus faible à des températures inférieures. On ne s'attendait donc pas à une telle abondance parce que dans la nébuleuse présolaire, du fait de la plus forte densité, on devrait s'approcher des valeurs d'équilibre.

    Comment expliquer ces observations :

• En disant comme Greenberg que les comètes sont formées à partir des nuages interstellaires par condensation de gaz sur les poussières, ces nuages se contractant ensuite pour former des nébuleuses présolaires.
• HNC peut être formé à partir de HCN par irradiation de la glace. Mais cette irradiation n'affecterait que quelques millimètres de profondeur. Là encore HNC se formerait plus vraissemblablement, majoritairement dans les grains de poussière avant leur aggrégation en comète.
• HNC peut être produit dans la nébuleuse présolaire par des processus chimiques loin de l'équilibre. Si l'on arrivait à montrer que HNC a été formé à l'intérieur de la nébuleuse, cela prouverait qu'il peut y avoir eu d'autres processus hors équilibre (comme le fractionnement des isotopes de l'hydrogène) qui aurait eu aussi lieu dans la nébuleuse solaire.

• HNC peut être formé en phase gazeuse. Au niveau du noyau à 1 UA la température et la densité de la coma sont de 200K et de 10^13 cm-3. Ensuite à une centaine de kilomètres T=50K et la densité chute comme l'inverse du carré de la distance au noyau. La chimie est très compliquée si l'on pend en compte les effets des UV solaires, et l'on pourrait former HNC à partir HCN et H2O+ ou H3O+.
• HNC peut être une molécule fille de composés plus lourds, mais la forme des bandes suivant l'effet doppler va plutôt contre cette hypothèse. De plus l'extension spatiale de HNC dans la coma ne serait pas la même et l'on en détecterait plus.

    Comment HNC est formé dans la glace, est-il encore piégé à 200K, quelles peuvent être les molécules mères, et leurs sections efficaces ? L'étude de l'enrichissement en deutérium de HNC et HCN peut être utile. Enfin, HNC est-il stable dans une glace à 20K ?

    Dans la comète Hale-Bopp, il semble que le HNC ait une source différente de celle de Hyakutake. En effet Irvine, Rodgers et Charnley en 1998 ont montré qu’il semble être produit directement dans la coma à partir de HCN et H+.

XI. L'ACETONITRILINE (CH3CN)

XII. LE DIAZOTE (N2)

    N2/NH3 dans les comètes semble être beaucoup plus petit dans les comètes que dans les régions de formation des étoiles. On peut interpréter cela soit par une conversion complète de N2 en NH3 dans la nébuleuse présolaire, soit par l'incapacité des noyau cométaires à retenir N2 qui est très volatil.

XIII. LES COMPOSES AROMATIQUES

    Mais tout ce qui concerne les PAH reste très contreversé.

ETUDE DE LA GLACE INTERSTELLAIRE COMETAIRE

I. LES SIMULATIONS EXPERIMENTALES

    A partir des observations de molécules mères dans la coma, on peut essayer de remonter à ce que peuvent être les composés majoritaires du noyau et recréer ainsi un analogue de glace cométaire.

    On dépose dans un cryostat sur un substrat froid (~10 K) un mélange de gaz. La glace obtenue est irradiée par des UV ou bien par des particules chargées. On obtient alors un mélange de composés organiques complexes qui peut être représentatif de la composition du noyau. La diversité des produits obtenus est remarquable, mais rend l’analyse difficile et rarement exhaustive. Les principales expériences de simulation effectuées jusqu'à présent nous montrent que les composés les plus simples comme CO, CO2, H2CO et CH4 sont formés « spontanément » dès que les éléments dont ils sont composés sont présents dans les mélanges irradiés. En ce qui concerne les molécules plus complexes, cela dépend de la composition de la glace et de la nature de l’énergie déposée.

    Deux des principales expériences de simulation se trouvent à AMES (USA) dans l’équipe d’Allamandola et Sandford, et à Leiden (Hollande) dans l’équipe de Greenberg. Ces deux montages sont identiques et avaient d’abord été concus pour l’étude des glaces interstellaires. Les irradiations sont effectuées à l’aide d’une lampe à flux d’hydrogène émettant principalement à 122 nm (Lyman alpha).

    Ce sont ces deux montages qui ont permis depuis les années 70 l’identification d’un maximum de composés organiques, dont la Glycine, le plus simple des acides aminés, l’acétamide, la glycéramide, etc...

II. L'HEXAMETHYLENETETRAMINE (HMT)

    Il se forme beaucoup de HMT (60% du résidu) alors que NH3, l'unique source d'azote représente moins de 5 % du mélange initial. Ceci peut expliquer la difficulté qu'ont eut les astronomes à détecter les bandes IR du NH3 gelé dans les nuages interstellaires froids, alors que l'ammoniac est l'un des composés les plus abondant connu dans la phase gazeuse.

    De même, la présence de HMT a été évoquée dans la comète de Halley pour expliquer la faible abondance de NH3 détecté dans cette dernière.
 

Manipulation d'irradiation	Cellule d'irradiation

    Le mécanisme de formation du HMT est donné figure ci-dessous. Le formaldéhyde provient de l'oxydation du méthanol par les radiations UV.

    Dans d’expériences similaires, mais avec irradiation par des particules chargées, il a été suggéré que c'est plutôt de l'acétone qui est synthétisé. Il se forme alors d'autres molécules et la suite des réactions aboutirait plus probablement à la formation de PAM : PolyAminoMéthylène (-CH2-NH-CH2-NH-)n. Cette molécule n’a cependant pas encore été détectée lors d’expériences de ce type.
 

Formation du HMT

    D’autre part, il faut noter que le HMT a été détecté dans des analogues de glaces ne contenant pas de méthanol, mais uniquement comme composé minoritaire. Le méthanol joue donc un rôle important, et l’utilisation d’isotopes (D, 13C) a montré que le méthanol est la source du carbonne pour le HMT.

    Un pic à 2172.5 cm-1, produit par un composé issu de la photolyse du HMT piégé dans une matrice de glace d’eau, peut avoir de grandes implication astrochimiques. En effet une signature autour de 2160 cm-1 a été observée dans les nuages moléculaires denses. Les bandes entre 2160 et 2170 cm-1 sont compatibles avec des liasons triples CN, bien qu'assez en dessous des valeurs normales pour les nitriles, elles peuvent être dues à des nitriles ou isonitriles peu usuels.

    La photolyse du HMT conduirait donc à la formation de nitriles. Or dans les comètes il a été montré que CN possédait très certainement des sources étendues. CN est injecté dans la coma par sublimation des grains, ou alors par décomposition de molécules plus grandes suivant un mécanisme qui passerait par les étapes suivantes : HMT->XNC->CN, HMT étant alors une molécule « Grand Mère ». Pour l'instant il n’y a eu aucune détection claire de HMT dans les comètes. Cette dernière est difficile car les bandes les plus fortes du HMT tombent dans les mêmes régions que Si-O, et C-O. Comme c’est le cas pour le POM avec H2CO, le HMT pourraît être à l’origine des sources étendues de CN. Mais à ce jour, il manque les données physico-chimiques qui permettraient de modéliser un tel processus.

    Par simple réchauffement de glaces contenant du formaldéhyde et de l’ammoniac (même en faible quantité), Schutte et al. (1993) ont réussi a mettre en évidence la formation de polyoxyméthylène (POM : (-CH2-O-CH2-O-)n), et d’autres polymères à la stucture plus incertaine que les auteurs désignent par X, Y, Z et M.

    Il existe de grandes différences entre les manipulations de Bernstein en 1995 et les expériences purement thermiques de Schutte en 1993. Dans ces dernières manipulations par exemple, le HMT n'a pas été détecté. C'est assez surprenant car H2O et NH3 réagissent très facilement en phase gazeuse pour former HMT. Il y a très peu de cétones, d'amides, ou d'esters dans ces expériences alors que ces composés sont assez abondants dans les expériences avec irradiations. Les UV permettent sans doute de franchir une barrrière d'activation vers la formation du HMT. Sans eux, on évolue plus facilement vers des polymères de POM qui auraient une barrière énergétique plus faible.

    Les expériences menées par l’équipe de Gianni Strazzulla à Catane diffèrent fondamentalement des précédentes car les glaces sont irradiées avec des ions d’Hélium ou d’Argon qui ont une énergie de l’ordre de quelques keV. L’objectif de ces manipulations n’est pas tant d’étudier la formation de composés organiques dans des analogues de glaces cométaires, mais plutôt l’évolution de la structure des glaces et des résidus organiques. Strazzulla a montré en 1991 que l’irradiation de glace cristaline par des ions peut la rendre amorphe.
 

Irradiation de la glace cristalline

    On sait que le type de glace que l’on obtient dépend de la facon dont on la dépose (vitesse) et de la température.

• Pour T > 150 K : Glace hexagonale : réseau cristallin stable.
• Pour 110 < T < 150 K : Glace cubique : réseau stable jusqu'à 200 K puis transition vers un réseau hexagonal.
• Pour T < 100 K : Glace amorphe H2O-á (il existe plusieurs types de glace amorphe). Quand T augmente la glace devient cristaline.

    Ces résultats permettent de montrer que l’observation de glace amorphe dans les comètes ne pourrait plus être considérée comme la preuve d’une formation et d’une résidence à basse température (ce qui était le cas avant).

    Strazzulla et Baratta en 1991 montrent aussi que le bombardement d’une grande variété de matériaux contenant du carbonne induit une évolution vers ce que l'on appelle Ion-Produced Hydrogenated Amorphous Carbon (IPHAC).

    Un résultat général est que jusqu'à une dose totale d'environ 10 eV/ C-atom la glace est partiellement  convertie en un solide moléculaire. A plus fortes doses (10-25 eV/C-atom), une forte perte d'hydrogène est observée, et la cible évolue vers un matériau organique contenant des chaines de différentes longueurs. Une irradiation plus poussée (³ 25 eV/C-atom) conduit à la formation d'IPHAC.

    Il est intéressant de noter que les spectres IR (dans la région de 3.4 µm) de certains résidus, obtenus à partir de glaces de méthane et de butane, reproduisent très bien les motifs observés dans le milieux interstellaire diffus, ainsi que dans les résidus organiques du météorite de Murchison.

    Il a aussi été montré par Jenniskens en 1993 que même des photons UV de 10 eV peuvent conduire à du IPHAC à partir de résidus organiques de glaces irradiées. Après un temps de résidence typique dans le milieu interstellaire, les UV et/ou les particules transforment le manteau organique réfractaire des grains de poussière en carbone amorphe hydrogéné, avec des quantités faibles, mais significatives de H, N, O.

    Brucato a mis en évidence en 1997 la formation d'acide carbonique (H2CO3) même en irradiant simplement de la glace de CO2 pur, avec des protons. Ceci témoigne de la capacité des protons à s'implanter dans la glace et créer de nouvelles liaisons.

    Sur un plan exobiologique, les récents travaux de Kobayashi en 1995 sont d’un grand intérêt car ils ont conduit à la détection de plusieurs acides aminés : Glycine, Alanine, Acide Aminobutirique (ABA), Acide Aminoisobutyrique (AIBA). Ces derniers n’ont cependant pas été détectés directement dans le résidu organique solide formé suite à l’irradiation de l’analogue de glace (protons de 3 MeV), mais après hydrolyse acide. On ne peut donc pas déduire de ces expériences que des acides aminés sont présents dans les comètes, mais qu’il peut y exister des précurseurs qui une fois dans de l’eau conduisent à la formation d’acides aminés. Les comètes pourraient donc avoir joué un rôle clé dans l’apparition de la vie sur Terre en y important des molécules d’intéret prébiotique.
 

Détection des acides aminés

    L’approche de McDonald en 1996 est encore différente. Pour lui, puisque des mètres de glace sont perdus à chaque passage de comète au périhélie, le vent solaire et les UV ne peuvent jouer qu'un rôle mineur dans la synthèse de composés organiques. Et puisque la profondeur de pénétration des rayons cosmiques n'est que de quelques mètres, ils ne peuvent pas non plus jouer un rôle majeur. A la place, les molécules organiques ont pu être synthétisées grâce à l’irradiation de la plupart des comètes non différenciées par 26Al, et d'autres radionucléides maintenant éteints. Ou alors, elles pourraient être présentes dans le milieu interstellaire et auraient été incorporées aux comètes lors de leur formation.

    Les rayons cosmiques pourraient alors suffire à convertir le carbone contenu dans les grains en matériaux organiques complexes durant le temps de vie d'un nuage interstellaire (on retrouve ici le modèle de Greenberg). Les glaces sont donc irradiées par un plasma induit grâce à une bobine tesla dans une atmosphère d’Hélium (30 Torr) au dessus des glaces.

    Les expériences sont effectuées à 77 K pour des raisons pratiques, ce qui correspond à des distances héliocentriques entre 10 et 30 UA. C'est assez loin de la chimie qui peut avoir lieu sur les grains interstellaires qui a lieu à 20 K ou moins. Mais pour les auteurs cela pourrait ne pas être un gros problème car les glaces de H2O/CH3OH, déposées à 10K et réchauffées, subissent peu de changements jusqu'à environ 120-130 K.

    Dans ces expériences ni HCHO, ni le POM n'ont été détectés. HCHO est pourtant formé assez facilement dans les simulations qui utilisent des UV. Si HCHO est plus facilement formé par les UV, alors les comètes qui ont séjourné dans le système solaire doivent contenir plus de POM et de HCHO que celles qui ont passé toute leur vie dans le nuage d'Oort (HCHO des comètes à courte période > HCHO comètes à longue périodes). Mais on a détecté du formaldéhyde sur des comètes à longue période, et la perte de glace à chaque passage est supérieure à la profondeur de pénétration des UV. Sans doute alors que le flux d'UV primordial sur les grains interstellaires qui ont constitués les comètes était suffisant pour produire suffisamment de formaldéhyde même dans des comètes qui n'ont jamais approché le Soleil.

    Les Tholins formés lors de ces décharges contiennent beaucoup de liaisons (OH).

    Les expériences KOSI se sont déroulées en Allemagne entre 1991 et 1996. Elles ont surtout porté sur l’étude de propriétés physiques de mélanges de glaces et de poussières. La chimie y est très peu abordée.

    L'un des points les plus importants de KOSI est l’étude des processus de transport de chaleur. En modélisant correctement les profils de température on peut obtenir des valeurs nécessaires à une bonne description de processus physiques dans un mélange poreux de glace et de poussière, extrapolable à des modèles de noyaux cométaires.