Comète (du latin comètes, "chevelu"), astre du système solaire constitué d'un noyau solide et qui, au voisinage du Soleil, éjecte des gaz et des poussières formant une chevelure diffuse.

L'étude des comètes s'est considérablement améliorée avec l'accès à de nouveaux domaines spectraux, comme l'ultraviolet, l'infrarouge et les ondes radio. De plus, les satellites artificiels permettent d'effectuer des observations plus précises. Actuellement, sur les milliards de comètes qui existent vraisemblablement dans le système solaire, on en a répertorié environ 810, dont 155 sont périodiques et de période inférieure à 200 ans (la période est la durée de révolution autour du Soleil). La comète de Halley, avec sa période de 76 ans, en est l'exemple le plus connu. On désigne une comète par le nom de son découvreur, suivi de l'année de l'observation et d'une lettre ou d'un nombre en chiffres romains, qui dépend du dernier passage de la comète à son périhélie.

Éloignée du Soleil, une comète se réduit à un noyau solide irrégulier, entouré d'une nébulosité ténue. Le noyau est constitué d'un conglomérat de graviers, de glaces (eau, méthane, ammoniac et dioxyde de carbone solides) et de poussières. En 1950, l'astronome américain F. Whipple avait supposé l'existence de ce noyau, qu'il avait appelé "!boule de neige sale!", et que l'on ne peut observer depuis la Terre. Les noyaux des comètes sont issus de la formation du système solaire. Ainsi, ce seraient des vestiges du matériau le plus primitif de l'univers. Lorsque la comète se rapproche du Soleil, les glaces du noyau fondent!; des gaz sont émis, entraînant des fragments rocheux et des poussières, formant ainsi une nébulosité diffuse, la chevelure. Les poussières diffusent la lumière solaire et rendent la chevelure lumineuse. On perçoit alors la comète. La tête de la comète, ou coma, se développe également. Il s'agit d'une nébulosité sphérique entourant le noyau. On peut aussi observer une traînée lumineuse, la queue, qui prolonge la chevelure, et dont la longueur peut atteindre plusieurs millions de kilomètres. La queue a une couleur bleutée, due à un phénomène de fluorescence, et est dirigée à l'opposé du Soleil. Ce sont les gaz et les poussières contenus dans la queue et la coma qui nous permettent d'observer la comète. À chaque fois qu'une comète passe près du Soleil, elle perd environ un millième de sa masse. Dans les années 1970, des observations par satellite dans l'ultraviolet ont montré que la comète est entourée d'un halo d'hydrogène.

Connaître l'orbite d'une comète est nécessaire pour étudier la comète lors d'un vol spatial, ainsi que pour découvrir l'origine de la comète. Au moyen d'ordinateurs, les scientifiques ont déterminé l'orbite originale des comètes connues. Dans la plupart des cas, l'orbite cométaire était elliptique, ce qui montre l'appartenance des comètes au système solaire. La détermination d'une orbite cométaire est délicate, car elle dépend du nombre d'observations de la comète et de l'espacement entre ces observations. On a déterminé précisément les périodes d'environ 200 comètes. Elles varient de 3,3 années pour la comète d'Encke à 2 000 ans pour la comète de Donati de 1858. On considère que la période d'une comète est courte si elle est inférieure à 200 ans, et longue dans le cas contraire. Parmi les 655 comètes de longue période, environ 340 ont une orbite parabolique!; les autres ont une orbite elliptique de grande excentricité ou une orbite hyperbolique. Certaines comètes peuvent ne jamais retourner dans le système solaire lorsque leur trajectoire est fortement déviée par l'attraction gravitationnelle des planètes. Ainsi, près de 60 comètes de courte période ont des orbites qui ont été modifiées par la planète Jupiter!; on dit que ces comètes appartiennent à la famille de Jupiter. Leurs périodes varient de 3,3 à 9 années.

Lorsque plusieurs comètes de périodes différentes voyagent sur à peu près la même orbite, on dit qu'elles appartiennent à un groupe de comètes. Le groupe le plus célèbre comprend la spectaculaire comète qui effleure le Soleil, Ikeya-Seki, de 1965, et sept autres ayant des périodes d'à peu près un millier d'années. L'astronome américain Brian G. Marsden a conclu que la comète de 1965 et la comète encore plus brillante de 1882 sont toutes deux issues d'une comète parente, probablement celle qui fut observée en 1106.

Une étroite relation existe entre les comètes et les essaims de météorites observés à l'
Sil nu ou à l'aide de radars. L'astronome italien Giovanni Virginio Schiaparelli montra que les Perséides, averse de météores que l'on observe au mois d'août, se déplacent sur la même orbite que la comète 1862 III. De façon similaire, on découvrit que les Léonides, météorites qui apparaissent en novembre, ont la même orbite que la comète 1866 I. Plusieurs autres groupes de météorites ont été associés à des orbites cométaires connues. Ainsi, on observe une averse de météores lorsque l'orbite de la comète concernée coupe celle de la Terre.

Les comètes ont longtemps été considérées par les superstitieux comme les présages de calamités ou d'événements importants. L'apparition d'une comète a aussi engendré la crainte d'une collision entre la comète et la Terre. La Terre est en fait passée à travers des queues de comètes occasionnelles sans effets mesurables. La collision entre une comète et notre planète est très peu probable. Cependant, d'après certains scientifiques, la disparition brutale des dinosaures de la Terre, il y a 65 millions d'années, aurait été provoquée par l'impact d'une comète ou de météorites de grande taille. Il s'est produit deux collisions entre la planète Jupiter et la comète Shoemaker-Levy 9. En 1992, la comète passa si près de la planète qu'elle se brisa en libérant une vingtaine de fragments. On put alors observer un rayonnement intense. Une nouvelle collision eut lieu deux ans plus tard. L'événement fut étudié depuis le sol terrestre et dans de nombreux observatoires de l'espace, dans toutes les longueurs d'onde, comme l'ultraviolet et l'infrarouge.

Étoile, astre formé de gaz et de plasma, suffisamment massif pour que la gravitation y provoque et y entretienne des réactions de fusion thermonucléaire, qui se manifestent par l'émission de flux de particules et de rayonnements électromagnétiques, notamment sous forme de lumière. Les étoiles sont de dimensions très variables, en général bien plus grandes que notre planète, la Terre. Le Soleil lui-même, de diamètre plus de cent fois supérieur à celui de la Terre, est une étoile de taille très moyenne. À l'exception du Soleil, dont le mouvement apparent résulte de la rotation terrestre, les étoiles semblent fixes, dessinant les mêmes constellations sur la voûte céleste au fil des ans. En fait, les étoiles sont animées d'un mouvement rapide, mais leur éloignement est si important que leurs changements relatifs de position ne deviennent visibles que sur des périodes de l'ordre du siècle. Le nombre d'étoiles visibles à l'oil nu depuis la Terre a été estimé à huit mille au total, dont une moitié dans l'hémisphère Nord du ciel, l'autre dans l'hémisphère Sud. À un instant donné de la nuit, dans l'un ou l'autre hémisphère, deux mille étoiles sont visibles en moyenne, les autres sont masquées par la brume atmosphérique, particulièrement près de l'horizon. Cependant, les astronomes estiment à plusieurs centaines de milliards les étoiles qui forment la Voie lactée, partie visible de la Terre de notre Galaxie, celle dont fait partie le système solaire. Notre Galaxie, à son tour, n'est qu'une galaxie "ordinaire" parmi plusieurs centaines de millions de galaxies observables grâce aux grands télescopes modernes. L'étoile la plus proche du système solaire est Proxima Centauri, un des membres du système triple (formé de trois étoiles) Alpha du Centaure. Elle se situe à environ 40 000 milliards de kilomètres de la Terre. En termes de vitesse de la lumière, la référence couramment utilisée par les astronomes pour exprimer les distances dans l'Univers, Alpha du Centaure est distant de 4,29 années-lumière : sa lumière, qui se propage à environ 300 000 km/s, met plus de quatre ans et trois mois à nous parvenir.

Le Soleil est une étoile typique, avec une surface visible, la photosphère, une enveloppe superficielle de gaz chauds, entourée d'une couronne plus ténue. Le Soleil émet un flux de particules appelé vent solaire (ou stellaire). Des régions plus froides de la photosphère, appelées taches solaires, sont présentes sur d'autres étoiles typiques; on en a mis en évidence sur certaines grandes étoiles voisines par une technique d'interférométrie. Bien qu'elle soit composée de gaz, la structure interne du Soleil, comme celle des autres étoiles, ne peut pas être directement observée, mais les recherches indiquent l'existence de forts courants de convection, alors que la densité et la température augmentent jusqu'au coeur de l'étoile, où les réactions thermonucléaires ont lieu. Les étoiles sont essentiellement composées d'hydrogène et d'hélium, ainsi que de quantités variables d'éléments plus lourds. Les plus grandes étoiles connues sont les "supergéantes", avec des diamètres quatre cent fois supérieurs à celui du Soleil, mais elles sont habituellement peu denses, à peine quarante fois plus massives que le Soleil, et peuvent avoir une masse d'environ un dixième de celle du Soleil. En revanche, les plus petites, appelées "naines blanches", dont le diamètre peut être cent fois inférieur à celui du Soleil, sont extrêmement denses. Il existe des étoiles supermassives, mille fois plus lourdes que le Soleil et, à l'autre extrémité de l'échelle, des boules de gaz chauds trop petites pour que des réactions thermonucléaires s'y produisent. Un astre de ce dernier type, appelé "naine brune" a été observé pour la première fois en 1987. D'autres ont été détectés depuis. L'éclat d'une étoile est décrit en termes de magnitude. Les étoiles les plus lumineuses peuvent briller un million de fois plus que le Soleil!; alors que les naines blanches sont environ mille fois moins brillantes que lui.

À l'exception de celles qui sont visibles à l'oeil nu, on nomme les étoiles par des nombres, d'après les divers atlas et catalogues d'étoiles publiés par les observatoires astronomiques. Le premier de ces catalogues fut compilé par l'astronome égyptien Ptolémée au IIe siècle apr. J.-C. Appelé l'Almageste, il donnait la liste des noms et positions de 1 028 étoiles. En 1603, un autre catalogue fut publié à Augsburg par l'astronome allemand Johann Bayer. Bayer donna la liste d'un grand nombre d'étoiles qu'il désignait par une lettre grecque suivie du nom de la constellation dans laquelle elles apparaissaient. Au XVIIIe siècle, l'astronome anglais John Flamsteed publia un atlas dans lequel les étoiles étaient désignées par des nombres plutôt que par des lettres. Cet atlas donnait les positions d'approximativement trois mille étoiles, mais le premier catalogue moderne d'étoiles, publié en 1862 par l'observatoire de Bonn, en Allemagne, donnait celles de plus de trente mille étoiles. En 1887, un comité international débuta la réalisation d'un catalogue à partir d'environ 21 600 photographies prises par une vingtaine d'observatoires différents et montrant quelque huit à dix millions d'étoiles. Les catalogues modernes d'étoiles se composent non de livres, mais de copies de plaques photographiques sur verre, prises avec de grands télescopes à large champ. Le premier de ces relevés majeurs fut terminé au milieu des années 1950, en utilisant le télescope de Schmidt de 1,22 m, à l'observatoire du mont-Palomar, aux États-Unis. Chaque plaque couvre une région du ciel de 6° en 6° : 1 035 cartes couvrent ainsi tout le ciel visible depuis le mont-Palomar. Un ensemble analogue de cartes du ciel austral a été établi au moyen de télescopes du même type, situés en Australie et au Chili. Plus récemment, des satellites artificiels de recherche astronomique ont été employés (dont le célèbre télescope spatial Hubble). Ces derniers sont d'une grande efficacité car ils permettent l'observation de domaines du spectre électromagnétique masqués par l'atmosphère terrestre (ultraviolets, rayons X) et ne subissent pas les fluctuations optiques de l'atmosphère.

L'étude photographique des spectres d'étoiles fut lancée en 1885 par l'astronome américain Edward Charles Pickering à l'observatoire de Harvard, aux États-Unis, et menée à bien principalement par l'astronome américaine Annie J. Cannon. Cette recherche conduisit à une importante découverte : les spectres stellaires peuvent être organisés en une séquence continue, sur la base de l'intensité relative de certaines raies d'absorption. Les variations observées à l'intérieur de la séquence fournissent des indications sur les âges des différentes étoiles et sur leurs stades de développement. Les divers stades, ou classes, de la séquence des spectres, désignés par les lettres O, B, A, F, G, K et M, sont notamment caractérisés par des variations de l'intensité des raies de l'hydrogène. De plus, les raies d'autres éléments s'intensifient à certaines périodes données au sein d'un même stade : des indices de 0 à 9 permettent ainsi d'indiquer différents degrés d'évolution pour chaque stade.

Classe O : ce stade est caractérisé par les raies de l'hélium, de l'oxygène et de l'azote, outre celles de l'hydrogène. Il correspond à des étoiles extrêmement chaudes, très lumineuses, notamment sous la forme d'un rayonnement dans l'ultraviolet.

Classe B : dans ce groupe, les raies de l'hélium atteignent une intensité maximale, puis s'atténuent progressivement. L'intensité des raies de l'hydrogène augmente, quant à elle, régulièrement dans toutes les subdivisions du stade B. Le groupe, qui correspond également à des étoiles très lumineuses, est typiquement représenté par l'étoile Epsilon (e) Orionis.

Classe A : ce groupe comprend les étoiles dites à hydrogène, au spectre dominé par les raies d'absorption de l'hydrogène. Une étoile typique de ce groupe est Sirius, l'étoile du Berger.

Classe F : ce groupe comprend les étoiles chez lesquelles les raies dites H et K du calcium et les raies caractéristiques de l'hydrogène sont intenses. Une étoile remarquable dans cette catégorie est Aquilae.

Classe G : ce groupe comprend les étoiles où les raies H et K du calcium sont bien marquées et où celles de l'hydrogène le sont moins.