II. Morphologie d'une comète

      Comme un dessin vaut toujours mieux qu'un long discours, nous avons indiqué sur cette photo de la comète Hale-Bopp les différentes parties d'une comète.

les différentes parties d'une comète

  • La tête
    (coma ou chevelure), nébulosité de forme à peu près sphérique et centrée sur le noyau, a un diamètre de l'ordre de 200 000 kilomètres à 1 UA du Soleil ; ce diamètre varie comme le carré de la distance au Soleil.

Le spectre visible dans la gamme de Longueur d'onde 0,3 à 0,7 micromètres révèle généralement une composante continue (continuum) et des raies et bandes d'émission atomiques et moléculaires. Le continuum montre les raies de Fraunhoferl du spectre solaire, il est donc dû au rayonnement solaire diffusé par des particules de poussière. Quant au spectre discret, il révèle les molécules OH, CN, C2, C3, CH, NH, NH2, les atomes H, O, K, Al, Na, Ca, Cr, Co, Mn, Fe, Ni, Cu (ces dix métaux n'apparaissent qu'à faible distance héliocentrique), les ions moléculaires CO+, CO2+, N2+, H2O+, CH+, OH+ et les ions atomiques C+ et Ca+.

Grâce aux fusées et aux satellites, le spectre ultraviolet est maintenant accessible de 120 à 300 nanomètres. Il permet l'étude de nouveaux constituants comme C, S, CO, CS, mais surtout celle de l'hydrogène atomique H (par sa raie intense à 121,6 nanomètres) qui s'étend à plusieurs millions de kilomètres, bien au-delà de la coma visible.

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 millimétriques (la molécule HCN à 3,4 mm de Longueur d'onde) et centimétriques (le radical OH- à 18 cm de Longueur d'onde). 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 étude statistique portant sur une douzaine de comètes indique que les taux de dégazage à 1 UA peuvent varier d'une comète à l'autre d'un facteur de 100, voir 1000.

  • La queue de type I (queue ionique ou queue 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+ (provenant du CO2 abondant dans les comètes).
Schema des lignes de champs se déformant sur la comète.

Les queues ioniques présentent des inhomogénéités se déplaçant à des vitesses de l'ordre de 10 à 100 kilomètres par seconde et subissant des accélérations considérables qu'on ne peut imputer au seul rayonnement solaire. C'est ce qui a conduit Ludwig Biermann à postuler l'existence du vent solaire, dont le flux de protons et d'électrons se déplaçant à quelques 400 kilomètres par secondes entre fortement en interaction avec la queue cométaire et est responsable des instabilités de plasma. Les queues ionisées s'étirent sur plusieurs millions de kilomètres et sont autant de traceurs de l'activité du vent solaire.

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) ; les ions sont produits soit par photo-ionisation des molécules neutres sous l'action du rayonnement ultra violet solaire, soit sous l'action du plasma solaire par le phénomène d'échange de charge, dans lequel un proton solaire arrache un électron à une molécule neutre cométaire et ainsi l'ionise ; en second lieu, l'interaction de l'ionosphère avec le vent solaire doit former une onde de choc en amont du noyau, phénomène dont nous parlerons plus loin.

Le vent solaire et son champ magnétique se dirigent vers la comète à des vitesses de 400 kilomètres par secondes. Contrastant avec le plasma du vent solaire émis par le soleil, les ions de la comète récemment créés se dirigent vers le soleil à une vitesse d'un kilomètre par seconde seulement. Des raisonnements élémentaires d'électromagnétisme suffisent pour prédire ce qui se passe lorsque les gaz entrent en collision : en traversant le champ magnétique, les particules chargées décrivent des orbites hélicoïdales autour des lignes de force. Lorsque des ions provenant de zones externes de l'atmosphère (à 500 000 kilomètres au plus du noyau) pénètrent dans le vent solaire, ils sont "piégés" par les lignes de champ magnétique du vent solaire et retournent vers la comète dans la même direction que le vent solaire, c'est-à-dire en s'éloignant du soleil. Comme la masse du vent solaire augmente avec l'apport d'ions de la comète, la vitesse du vent solaire diminue, car la quantité de mouvement reste constante:

p = m v

p = la quantité de mouvement (kg.m/s),

m = la masse en mouvement (kg),

v = la vitesse (m/s)

Schema de l'onde de choc

La décélération continue à mesure que le vent solaire s'enfonce profondément dans l'atmosphère. Ce processus s'arrête lorsque la vitesse du flux a suffisamment diminué pour que les forces de pression exercées vers l'extérieur par les ions et d'autres gaz plus proches du noyau équilibrent celles exercées vers l'intérieur par le vent solaire porteur des ions capturés au préalable.

P =

où:

P est la pression (N/m2), F la force (N) et S la surface (m2)

Schema plus détaillé.

Le flux du vent solaire finit par s'annuler et on dit qu'il stagne. Les champs magnétiques qu'il transporte ont été comprimés et forment une barrière magnétique qui se trouve, elle aussi, au repos. Ce phénomène se produit dans des zones de l'atmosphère proche du noyau ; dans le cas d'une comète aussi lumineuse que Halley, il apparaît à une distance comprise entre 1000 et 10 000 kilomètres du noyau.

La comète est un obstacle pour le vent solaire, par conséquent, une "onde de choc courbe" apparaît à une distance du noyau comprise entre 50 000 et 100 000 kilomètres, de la même manière qu'un bateau crée une vague en forme d'arc lorsqu'il progresse dans l'eau. Dans les régions de l'espace situées de part et d'autre de la comète, le vent solaire rencontre et capture moins d'ions et ne subit donc pas de modifications notables. Dans ces zones, les champs magnétiques, qui sont toujours reliés aux champs de la barrière, s'enroulent derrière la comète et forment deux lobes de polarités opposées (voir photo page précédente). On peut observer cette queue magnétique car elle canalise des ions fluorescents de la comète.

Le champ magnétique du vent solaire interagit périodiquement avec celui de la queue de la comète et provoque une sorte de décrochage (il a été observé sur des photographies prises au cours d'une même nuit que la queue s'étendait jusqu'à une certaine distance de la tête, puis s'arrêtait et semblait se former à nouveau). Grâce à des observations satellites, on suppose que les comètes perdent leurs queues de plasma chaque fois qu'elles traversent une frontière entre secteurs magnétiques, c'est-à-dire quand elles franchissent la limite séparant deux secteurs de champ magnétiques de polarités opposées. En effet, l'interaction du vent solaire avec le champ magnétique provoque l'apparition d'une nappe neutre (voir photo ci dessous).

le champ magnétique solaire

Les trous coronaux (zones polaires du Soleil d'où émane la majeur partie du vent solaire), évoluent, se déforment ce qui a pour effet de faire onduler la nappe neutre telle une jupe de baleine virevoltante (voir photo ci-contre). Au cours des 25 jours de la période de rotation du Soleil, il se forme quatre secteurs de champ magnétiques de polarités alternées qui se dilatent en tournant avec le Soleil (voir schéma). Dans le plan de l'écliptique, ces secteurs ont la forme de spirales tourbillonnantes. Selon cette hypothèse, une comète perd sa queue en traversant une frontière magnétique, car elle pénètre alors dans un secteur où le champ magnétique s'oppose à celui qui avait formé cette queue. La physique des plasmas prédit que deux champs opposés créent une situation extrêmement instable, selon un processus dit de reconnexion magnétique, de fusion magnétique ou encore d'annihilation magnétique. On connaît mal les détails théoriques de ce phénomène malgré les dizaines d'années d'études, mais on admet que la topologie du champ magnétique dans l'atmosphère de la comète subit une transformation radicale. Quand les lignes de champ magnétique du nouveau secteur se rapprochent de celles de la comète, les anciennes lignes de champ se rompent et se réassemblent selon la structure des lignes de champ du nouveau secteur. Quand les lignes de champ de la comète se brisent, la matière qu'elles contiennent reste prisonnière des anciennes lignes de champ tandis que la comète poursuit sa route dans le nouveau champ magnétique. La queue semble se détacher quand les dernières parcelles de matière prisonnières des anciennes lignes de champ s'éloignent de la comète. Dès que le processus de décrochage est achevé, la comète fabrique une nouvelle queue de plasma dont la polarité correspond à celle du nouveau secteur magnétique.

  • La queue de type II, dite de poussière. C'est la partie la plus spectaculaire pouvant s'étendre sur plusieurs millions de kilomètres (distance Terre-Lune : 380 000 km, Terre-Soleil : 150 000 000 km). Et si la comète passe suffisamment proche de la Terre et qu'on l'observe dans de bonnes conditions, on peut voir la queue s'étaler sur plusieurs degrés (un diamètre lunaire ou solaire fait un demi-degré). Elle est très différente du premier type. Bien que restant dans le plan de l'orbite, elle est fortement courbée dans la direction opposée à la marche de la comète ; les vitesses des poussières qui la composent sont de l'ordre de 0,1 à quelques kilomètres par seconde, bien inférieures à la vitesse orbitale du noyau, d'où l'effet de traînée observé.

Le spectre est celui du continuum solaire qui donne la couleur jaunâtre caractéristique de la queue de poussière. La théorie mécanique des queues de type II à été établie par Fiedrich Bessel en 1935 et raffinée en 1968 par Finson et Probstein : après sublimation des glaces, les molécules de gaz s'échappent aisément dans l'espace car leur vitesse est de l'ordre de 500 mètres par seconde; dans la zone proche du noyau où la densité est suffisante, elle communique par collisions une partie de leur énergie cinétique aux poussières. A la sortie de la coma, le mouvement des particules n'est plus influencées que par des forces extérieures à la comète: l'attraction gravitationnelle du Soleil bien sûr mais aussi une force répulsive qui va les projeter vers la queue; cette attraction répulsive n'est autre que la force exercée par le rayonnement solaire : les photons communiquent aux particules une impulsion dirigée à l'opposé du Soleil; c'est la pression de radiation.

I =

Où I est l'impulsion communiquée par un photon, f la fréquence de la lumière, h la constante de Planck (6,63.10-34J.s) et c la vitesse de la lumière dans le vide (3.108 km/s).

Les forces appliquées sur une particule sphérique de rayon a et de masse volumique m sont les suivantes:

Gravitationnelle:

FG =

De radiation:

FR =

Où M est masse du Soleil; s R(a) le coefficient mesurant l'efficacité de la pression de radiation sur la particule de type considéré et, F le flux du rayonnement solaire à 1 UA (1,4 kW/m2).

Cette particule décrit une trajectoire (hyperbole dont un foyer est occupé par le Soleil) déterminée par la vitesse initiale (acquise par la particule dans la coma interne), mais surtout par la force répulsive relative, indépendante de r:

m doit être exprimé en g/cm3, a en cm; s R est un nombre pur.

La trajectoire varie donc avec les dimensions et avec la nature des grains. Les grains très petits ne sont guère sensibles à la pression de radiation (s R<<); de même, les grosses particules ne sont que faiblement accélérées (la force répulsive relative décroît comme 1/a): ainsi les queues de type II ordinaires comprennent surtout des particules dont les dimensions se situent entre quelques centièmes de m m et quelques m m. D'autre part, l'accélération est plus élevée pour de petits grains métalliques (a<0,3 m m) que pour des diélectriques de même taille (s R<pour les diélectriques), tandis que des grains relativement compacts, denses, subiront un effet de répulsion moindre que des particules poreuses. Le plus souvent, les valeurs observées de l'accélération répulsive relative sont comprises entre quelques centièmes et 2.Les grains de très petite taille sont entraînés à la vitesse du gaz, ceux de taille moyenne (de 0,1 à 10 micromètres) finissent avec une vitesse de 100 mètres par seconde ; enfin, les gros grains, de taille supérieure au millimètre, s'échappent difficilement du noyau. Les particules éjectées peuvent donner lieu à des essaims d'étoiles filantes si la trajectoire de la comète coupe celle de la Terre.

Une autre particularité a été observée dans un certain nombre de queues de comètes: la présence d'une bande sombre qui s'étend le long de l'axe de la queue et semble la diviser, en lui donnant l'aspect d'une fourche à deux branches (" queue dédoublée"). Cette zone de brillance très faible résulte sans doute d'une solution de continuité dans l'émission de poussières et elle est donc due à un manque de particules, les synchrones correspondant à un intervalle de l'ordre de quelques heures, étaient tout simplement absentes.

Une telle interruption se produit souvent peu après un sursaut: des poussières émises à profusion provoqueraient un effet d'écran supprimant l'ensoleillement du noyau et annulant par conséquent le taux de production pendant plusieurs heures, après quoi leur dilution dans l'atmosphère rendrait celle-ci transparente de nouveau, permettant à l'activité de la source de se rétablir.

  • Le dernier type de queue, la queue anomale ou anti-queue, 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 (v. schéma ci-dessous). 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).

  • Le nuage d'hydrogène. En 1970, on découvrait, dans les comètes Tago-Sato-Kosaka et Bennett (voir photo), l'existence d'hydrogène atomique grâce à des observations de l'émission Lyman a à 121,6 nanomètres effectuées depuis des satellites. Des astronomes français montraient que l'énorme nuage d'hydrogène (plus de 10 millions de kilomètres) enveloppant la comète Bennett impliquait une production de 1029 atomes d'hydrogène par seconde, bien supérieure à la production des autres constituants jusque là observés. Combinée à l'observation de la production du radical hydroxyde

OH-, cette découverte venait conforter considérablement

Schema montrant le nuage d'hydrogène.

l'hypothèse de Fred L. Whipple selon laquelle un noyau cométaire est principalement constitué de glaces d'eau. Depuis lors, toutes les comètes observées depuis un véhicule spatial ont montré l'émission Lyman a de l'hydrogène atomique, et on a pu ainsi mesurer le taux de production gazeuse de bon nombre d'entre elles.

  • Le noyau, corps compact de forme irrégulière dont le diamètre total varie entre 1 et 100 km, est composé essentiellement de glaces et de poussières. Les glaces se subliment et les gaz libérés entraînent la poussière. Certains matériaux cométaires sont très volatiles car les noyaux sont actifs à 5, à 8 et parfois même à 15 UA du Soleil. Il s'ensuit que, même à très grande distance héliocentrique, la lumière solaire réfléchie par une comète ne provient pas du noyau solide mais bien du halo de matériaux qui l'entourent, d'où l'impossibilité de mesurer le diamètre nucléaire. Malgré tout, si la comète passe suffisamment près de la Terre, on peut mesurer le diamètre de son noyau. Le principe de ces mesures est basé sur la détermination précise d'un aller-retour de l'écho radar et il se fonde principalement sur le fait qu'un écho revenant d'une sphère ne donne pas lieu à un phénomène ponctuel instantané mais que ce faisceau radar (l = 10-4 à 10-1 m) réfléchi donne un signal étalé dans le temps. De telles observations fournissent dès lors, non seulement la distance et la dimension de l'objet réflecteur mais encore la vitesse de rotation et l'orientation de l'axe de rotation à partir des décalages en fréquence mesurés. Malheureusement, la comète Hale-Bopp est passée trop loin de la Terre pour que son noyau puisse être étudié de cette façon.

Cela dit, le rayon Rn du noyau cométaire assimilé à une sphère peut être estimé à partir de la magnitude nucléaire (cfr. chapitre consacré à la brillance des comètes) mesurée à grande distance du Soleil (typiquement, mn = 19-20 pour D = r » 3 UA, mais mn était » 24 pour la comète P/Halley redécouverte à D » r » 11 UA). L'éclairement, En, produit par un tel corps réfléchissant est proportionnel à la quantité de lumière solaire interceptée, donc au carré de la taille de ce corps, et il varie en raison inverse du carré des distances à la Terre D et au Soleil r:

En = a .f(b ).,

a représente l'albédo (rapport de l'énergie réfléchie dans toutes les directions à l'énergie totale interceptée), f(b ) est une fonction de l'angle de phase b (angle Terre-comète-Soleil) et F le flux du rayonnement solaire à 1UA. Malheureusement, a et f(b ) sont très ma connus ou inconnus. On dispose tout au plus de quelques observations indiquant que la surface de certaines comètes périodiques est probablement couverte de poussières très sombres ne réfléchissant que 10 % ou même moins de la lumière reçue. Mais l'albédo peut être beaucoup plus élevé dans le cas d'une surface constituée principalement de glaces (à titre de comparaison, le pouvoir de réflexion pour la radiation visible de la surface des satellites de Mars, Phobos et Deimos, ou d'un astéroïde sombre comme Cérès, est de moins de 6 %; celui de la croûte glacée d'Europe, le deuxième satellite de Jupiter, est d'environ 65 %).

 

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

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

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noyau de la comète Halley photographié par la sonde Giotto en mars '86 à environ 18 000 km de distance

  • La queue de sodium : Cette queue fut observée pour la première fois sur la comète Hale-Bopp et sera étudiée au chapitre III de la deuxième partie.

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