Les cometes – les astres brillants

École Centrale de Bucarest
Module d’Enseignement Interdisciplinaire 2011
Le thème général:
L’ASTRONOMIE ET LES MYSTÈRES DU CIEL
La problématique:
COMMENT LES NOUVEAUX MOYENS
D’OBSÉRVATION RÉLÈVENT-ILS LES MYSTÈRES DU
CIEL?
Le sous-thème:
LES COMÈTES – LES ASTRES BRILLANTS
La problématique:
COMMENT LES COMÈTES ARRIVENT-ELLES DANS
LE SYSTÈME SOLAIRE?
LE PLAN
1.
Présentation générale

C’est quoi une comète?
Origine des comètes
Classification des comètes
Composition chimique



2. Moyens d’observation des comètes
3. Comment les comètes arrivent-elles dans le système
solaire?
1. Présentation générale
C’EST QUOI UNE COMÈTE?
C’est un petit astre brillant, constitué de glace et de poussière du système solaire.
Forme de l’orbite: une ellipse très allongée.
Elle est accompagnée d’une longue traînée lumineuse due à l’interaction à vitesse élevée
entre la comète au voisinage du Soleil et diverses forces émanant du Soleil: vent solaire,
pression de radiation et gravitation.
Le mot comète vient du grec komêtês qui signifie « chevelu ».
Une comète se compose essentiellement de trois parties: le noyau, la chevelure et les
queues.
LE NOYAU – est un corps solide constitué de glaces (eau, monoxyde de carbone, dioxyde
de carbone) et de matières météoriques agglomérées.
Ces glaces se subliment sous l'action du rayonnement solaire et donnent naissance à la
chevelure, puis aux queues.
Le diamètre du noyau: entre quelques centaines de mètres et quelques dizaines de
kilomètres.
LA CHEVELURE - La chevelure, ou coma, est constituée d'atomes, de gaz et de poussières
issus du noyau de la comète et libérés sous forme de jets de gaz.
La brillance de la chevelure est plus forte à proximité du noyau.
Son diamètre: entre 50 000 et 250 000 km, avec des limites extrêmes de 15 000 et
1 800 000 km.
LA QUEUE - Une comète importante possède en général deux queues visibles :
Une queue constituée d'un plasma, rectiligne, qui se maintient à l'opposé du Soleil (comme
une ombre), poussée à haute vitesse ( ≈ 500 km/s) par le vent solaire ;
Une queue plus large constituée de poussières poussées par la pression de radiation solaire,
et incurvée dans le plan de l'orbite.
Une troisième enveloppe, invisible avec des instruments optiques, mais décelée grâce à la
radioastronomie, est la queue d'hydrogène qui s'étend sur des dimensions considérables.
ORIGINE DES COMÈTES
Lorsque, par la suite d'une perturbation due à l'influence gravitationnelle des étoiles
proches, l'orbite de l'un de ces objets est dévié en direction du Soleil, une nouvelle comète
apparaît. Ils prennent le nom de "comète" lorsqu'ils se rapprochent du Soleil et
commencent à perdre de la matière pour former la queue de la comète.
Les comètes se sont formées dans les régions extérieures du disque protoplanétaire.
La majorité des comètes du Nuage de Oort se sont formées près d'Uranus et de Neptune puis
ont été électées par ces planètes.
Les comètes actuellement dans la Ceinture de Kuiper se sont formées plus près de nous que
là où nous les trouvons aujourd'hui.
CLASSIFICATION DES
COMÈTES
Il y a trois types de comètes:
 Comètes à période courte (avec
des périodes orbitales entre 20 et
200 ans)
 Comètes à période longue (avec
des périodes de 200 ans jusqu’à
quelques millions d’années)
 Comètes non-périodiques (elles
passent prés du Soleil et ne
reviennent jamais)
LA COMPOSITION CHIMIQUE
Pour connaître la composition chimique des comètes, c'est-à-dire la nature des
glaces et des roches qui composent le noyau, l'idéal serait d'envoyer une sonde
automatique se poser à sa surface pour en effectuer l'analyse.
En attendant, on observe à distance les produits relâchés par la sublimation des
glaces cométaires.
Les molécules volatiles directement issues du noyau (nommées molécules mères)
sont difficilement observables.
En revanche, les radicaux, atomes et ions produits par la photodissociation des
molécules-mères (que l'on nomme molécules filles), présentent des signatures
spectrales très intenses, liées à leurs transitions électroniques, dans le domaine
visible; ces produits secondaires sont observés depuis les débuts de la
spectroscopie il y a plus d'un siècle, et ont été identifiés depuis de nombreuses
décennies (O, C, C2, C3, CH, CN, CS, CO+,CO2+, H2O+...).
Les produits secondaires observés sont nombreux, et les réactions de dissociation et
d'ionisation sont multiples; dans la plupart des cas, l'observation des produits
secondaires ne permet pas de déterminer sans ambiguïté la composition des
molécules-mères dont ils sont issus. C'est pourquoi il est préférable d'observer
directement les molécules-mères, dans les domaines infrarouge et
millimétrique.
2.Moyens d’observation des comètes
On peut l'observer avec tous les instruments, avec l'œil nu et les jumelles, mais des
instruments puissants autorisant de forts grossissements permettent une vue
détaillée de la structure de la chevelure ou de sa queue.
Les techniques spectroscopiques ont récemment fait des progrès spectaculaires dans
des domaines exotiques de longueurs d'onde:
 en ultraviolet avec le satellite IUE (International Ultraviolet Explorer) puis le
télescope spatial Hubble;
 en infrarouge, soit du sol avec des télescopes et des détecteurs performants, soit
de l'espace avec l'Observatoire spatial infrarouge (ISO);
 en radio avec des radiotélescopes et des radio interféromètres qui couvrent
maintenant les domaines millimétriques et submillimétriques (comme ceux de
l'Institut de radioastronomie millimétrique IRAM).
L'application de ces techniques modernes aux comètes exceptionnellement brillantes
Hyakutake et Hale-Bopp ont permis de récolter une moisson de nouvelles
molécules cométaires.
LE SATELLITE IUE
L’International Ultraviolet Explorer (IUE) était un observatoire astronomique
spatial dédié principalement à l'observation d'astres dans le domaine de
l‘ultraviolet.
Avec l'IUE, Les astronomes récoltèrent plus de 104 000 spectres de différents objets
célestes, incluant notamment des planètes, comètes, étoiles, gaz interstellaires,
supernovae, galaxies et quasars.
L’OBSERVATOIRE SPATIAL INFRAROUGE – ISO
Le télescope spatial ISO (pour Infrared Space Observatory) fut envoyé par l’ESA
en 1995. Sa durée de vie fut de 28 mois. Son but scientifique était de faire des
observations astronomiques dans les domaines de l’infrarouge moyen et
lointain, entre 2 et 200 µm.
Le miroir d’ISO mesure 70 centimètres de diamètre et quatre groupes d’instruments
sont à bord :
 deux caméras (chacune de 32x32 pixels) dans l’infrarouge proche et moyen,
avec des roues à filtre
 des spectromètres/imageurs couvrant une large gamme spectrale de 5 à 210
µm ;
 un spectrographe dans la gamme 5 à 35 µm ;
 un spectrographe dans la gamme 35 à 205 µm.
Le satellite, réalisé par Aerospatiale au Centre spatial de Cannes Mandelieu, a
continué à fonctionner aussi longtemps qu’il a disposé de réserves d’hélium
liquide pour refroidir les instruments en dessous de -269 °C. Après ce point, il
n’a encore obtenu des résultats partiels que pendant 150 heures.
Le telescope spatial ISO
LES RADIOTÉLESCOPES
Un radiotélescope est un télescope spécifique utilisé en radioastronomie pour
capter les ondes radioélectriques émises par les astres.
Les radiotélescopes sont formés de surfaces collectrices, constituées de grillages
métalliques, dont le maillage doit être plus petit que la longueur d'onde captée.
La taille des radiotélescopes varie également en fonction de la fréquence de l'onde
captée.
Les miroirs des radiotélescopes doivent vérifier les mêmes contraintes en termes de
forme de la surface réfléchissante que les télescopes optiques.
Le plus grand radiotélescope fixe du monde est situé à l'observatoire d'Arecibo, à
Porto Rico : son antenne parabolique mesure 305 m de diamètre.
LES RADIO INTERFÉROMÉTRES
Interféromètres à division du front d'onde
On parle d'interféromètre à division du front d'onde lorsque les ondes interférant
entre elles proviennent de différents points de l'onde.
La plus simple façon de réaliser des interférences est d'utiliser des fentes de Young
qui sont simplement deux fentes côte-à-côte. Elles permettent de diviser le
faisceau de lumière en deux, pour les faire ensuite interférer.
Interférométres à division d'amplitude
On parle d'interféromètre à division d'amplitude lorsque les ondes interférant entre
elles proviennent de la division en plusieurs faisceaux de l'amplitude de l'onde
sur toute sa surface. Ces interféromètres sont souvent de meilleure qualité, et
sont donc utilisés dans les mesures d'optique de précision.
3.Comment les comètes arriventelles dans le système solaire?
Le calcul de l'orbite d'une comète est un travail difficile qui est aujourd'hui confié aux
ordinateurs. Les éléments orbitaux sont calculés à partir d'un ajustement de l'orbite sur
l'ensemble des observations faites. Il y en a 6 éléments:
 la date du passage au périhélie (point de l'orbite le plus proche du Soleil).
 l'argument de la latitude du périhélie, en degrés, angle compris entre la direction du
nœud ascendant et la direction du périhélie
 la longitude du nœud ascendant, en degrés, mesurée depuis le point vernal jusqu'au
nœud ascendant.
 l'inclinaison, en degrés, de l'orbite sur l'écliptique, plan de référence
 la distance au périhélie, en Unités Astronomiques (UA): q=a(1-e)
 l'excentricité de l'orbite
Il existe trois types de trajectoire des comètes par rapport au Soleil : l'ellipse, la
parabole et l'hyperbole. Les deux dernières orbites sont des trajectoires
d'évasion du système solaire (e=1 et e>1).
Certaines des comètes issues du nuage de Oort peuvent passer à proximité d'une
planète lors de leur périple autour du Soleil. Leur trajectoire peut alors être
modifiée et peut aboutir à une orbite elliptique donc à une comète périodique.
Ce mécanisme explique la présence des comètes périodiques à toutes les
époques.
Ici on a une schéma du cas plus courant, où une comète en passant a proximité de la planète
Jupiter est détournée de son orbite par celle-ci.
La plus part du temps elle est expulsée du système solaire mais dans certains cas elle peut
changer d'orbite, la faisant ainsi passer de comète a orbite longue a une comète a orbite
courte.
Produit final
Notre produit final sera une interview avec M. Alexandre
Conu, astrophysicien à SARM
Bibliographie
 www.astro-urseanu.ro
 www.astronomes.com
 www.obs-nancay.fr
 http://users.skynet.be/fa058288/objets_speciaux/cometes_4_modifications_trajectoires.
html
 http://www.lesia.obspm.fr/perso/jacquescrovisier/promenade/pro_comete_molecules.html
 http://fr.wikipedia.org/wiki/Interf%C3%A9rom%C3%A9trie
 www.astrosurf.com
 http://ballz.ababa.net/comets/
 http://www.astro-rennes.com/planetes/cometes.php
 http://membres.multimania.fr/comets/description/Com_des.html
DISCIPLINES IMPLIQUÉES:
 Physique
 Chimie
L’équipe
LE GROUPE:
 Anghel Andreea
 Barsan Alexandra
 Jurma Miruna
 Manoiu Roxana
L’ÉQUIPE PÉDAGOGIQUE
 Angela Ditu, Svetlana Bodnaras - français
 Ileana Patrichi – physique
 Maria Popescu - mathématiques