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I. Etude des comètes ::a) Origine
b) Noyau
c) La queue
d) CompositionI ) La mort par épuisement
II) La mort par étouffement
III) La mort par éclatement
IV) La mort par collision
a) OrigineLes comètes qui n'on pas d'orbites stables sont formées à l'intérieur de l'orbite de Neptune et éjectée dans l'espace interstellaire à cause de l'attraction gravitationnelle des grosses planètes. Elles forment le Nuage de Oort ( Jan Oort (1900-1992) : astronome néerlandais ).
Le Nuage de Oort serait sphérique et pourrait contenir environs mille milliard de comètes que l'on appelle comètes dynamiquement nouvelles qui on pour caractéristiques une gamme étendue de période orbitale. Le Nuage de Oort est un réservoir de comètes.Les comètes formées au-delà de l'orbite de Neptune ont des orbites relativement stables et forment la ceinture de Kuiper ou Ceinture d'Edgeworth Kuiper (Kenneth Edgeworth (1880-1972) :astronome irlandais - Gérard Kuiper (1905-1973) :astronome américain). Ce sont des comètes a courte période (inférieures à 20 ans) dites de la famille de Jupiter. La ceinture de Kuiper est un deuxième réservoir de comète.
Cette ceinture n'était qu'une hypothèse jusqu'en 1992 avec la découverte d'objets transneptuniens.
La tête (3) d'une comète est formée d'un noyau (2), corps de petite masse constitué de glace et de poussières, et d'une coma lumineuse (1), composée de gaz et de poussières. Si la taille du noyau est d'une dizaine de kilomètres, soit l'un des plus petits objets du système solaire, la comète est aussi l'un des plus grands par l'importance de la queue lumineuse (4), qui peut s'étaler sur des millions de kilomètres. Le volume et l'extension de la queue sont fonction de la distance de la comète au Soleil.
b) NoyauC'est un agglomérat de glace et de poussières, ce qui donne une structure plutôt irrégulière. Son rayon peut varier d'une dizaine de mètres à une dizaine de kilomètres. Sa densité est faible : entre 0,1 et 0,9. Il est relativement fragile et il arrive qu'il se brise en plusieurs parties sous l'attraction du soleil ou d'autre corps comme se fut le cas de la comète Shoemaker-Levy 9 avant son impact avec Jupiter.
Le noyau de forme oblongue (15 x 8 km) présente un relief accidenté.La coma est un nuage de gaz sublimés. Elle est principalement composée d'eau, de monoxyde et dioxyde de carbone, de méthanol et autres gaz volatils. Son rayon peu aller de 10 000 à 100 000 km
c) La queue
Elle est composée de trois parties :
:: La queue d'ions :elle peut atteindre 100 millions de kilomètres, elle est rectiligne et entraînée par le vent solaire. Cette queue est composé par les ions issus de la photochimie dans la coma.:: La queue de poussières :elle peut s'étendre sur 10 millions de kilomètres. Elle est formé des particules de poussières qui sont éjectées du noyau lorsque les gaz subliment. C'est la partie que l'on peut voir à l'œil nu. Cette queue est courbe et sa direction est opposée au soleil.
:: Un nuage d'hydrogène :Son rayon peut atteindre 100 millions de kilomètres, il entoure la comète d'une enveloppe très tenue d'hydrogène.
Structure générale d'une comète
d) Composition
Nous connaîtrons parfaitement la composition du noyau des comètes vers 2012 avec la mission spatiale ROSETTA qui a pour but d'envoyer une sonde automatique à la surface de la comète Wirtanen pour en faire l'analyse.
Par l'observation à distance, on peut trouver les produits secondaires appelés molécules filles : O, C, C2, C3, CH, CN, CS, CO+, CO2+, H2O+.
Pour étudier les molécules directement issues du noyau nommé molécules mères, la méthode est plus difficile et pour cela, on utilise plusieurs technique :
:: Les ultraviolets avec le satellite IUE (International Ultraviolet Explorer)et le télescope Hubble.
:: Les infrarouges, de la Terre avec des télescopes et des détecteurs performants, de l'espace avec l'Observatoire spatial infrarouge (ISO).
:: La radio avec des radiotélescopes et des radio interféromètres.
On a trouvé en abondance de l'eau (H2O), du monoxyde de carbone (CO) et du dioxyde de carbone (CO2), puis en plus petite quantité du méthane (CH4), de l'acétylène (C2H2), de l'éthane (C2H6), du méthanol (CH3OH), formaldéhyde (H2CO), de l'acide formique (HCOOH) , de l'éthanal (CH3CHO), du formiate de méthyle (HCOOCH3), de l'ammoniac (NH3), du cyanure d'hydrogène (HCN), de l'iso cyanure d'hydrogène (HNC), DU cyanure de méthyle (CH3CN), du cyanoacétylène (HC3N), de l'acide isocyanique (HNCO), de l'acide formique (NH2CHO), du sulfure d'hydrogène (H2S), du monoxyde de soufre (SO) , du dioxyde de soufre (SO2), de l'oxysulfure de carbone (OCS), du disulfure de carbone (CS2), du thioformaldéhyde (H2CS) et du disoufre (S2).
Les glaces cométaires sont donc essentiellement constitués d'eau, de dioxyde et monoxyde de carbone, d'hydrocarbure et surtout de molécules à base de Carbone, d'Hydrogène et d'Oxygène.
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Molécule
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Abondance relative
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Technique d'observation
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Eau |
100 |
IR, radio |
|
Monoxyde de carbone |
23 |
IR, radio, UV |
|
Dioxyde de carbone |
6 |
IR |
|
Méthane |
0.6 |
IR |
|
Acétylène |
0.1 |
IR |
|
Ethane |
0.3 |
IR |
|
Méthanol |
2.4 |
IR, radio |
|
Formaldéhyde |
1.1 |
Radio |
|
Acide formique |
0.09 |
Radio |
|
Ethana |
l 0.02 |
Radio |
|
Formiate de méthyle |
0.08 |
Radio |
|
Ammoniac
|
0.7
|
IR,
radio
|
|
Cyanure
d'hydrogène
|
0.25
|
IR,
radio
|
|
Isocyanure
d'hydrogène
|
0.04
|
Radio
|
|
Cyanure
de méthyle
|
0.02
|
Radio
|
|
Cyanoacétylene
|
0.02
|
Radio
|
|
Acide
isocyanique
|
0.1
|
Radio
|
|
Formamide
|
0.015
|
Radio
|
|
Sulfure
d'hydrogène
|
1.5
|
Radio
|
|
Monoxyde
de soufre
|
0.3
|
Radio
|
|
Dioxyde
de soufre
|
0.2
|
Radio
|
|
Oxysulfure
de carbone
|
0.4
|
IR,
radio
|
|
Disulfure
de carbone
|
0.2
|
Radio,
UV
|
|
Thioformaldéhyde
|
0.02
|
Radio
|
|
Disoufre
|
0.005
|
UV
|
Les molécules cométaires que l'on observe provenant du noyau
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Elément
|
Pourcentage
|
| Glace d'eau |
83%
|
| Poussières, roches de silicates |
15%
|
| Neige carbonique |
1%
|
| Ammoniac, méthane |
0,5%
|
| autres |
0,5%
|
Pourcentage de la composition des comètes
Les trajectoires des comètes sont déterminer par plusieurs paramètres :
:: 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 n'effectue qu'un seul passage dans le système solaire.
:: L'inclinaison i : C'est l'angle que fait le plan d'orbite de la comète avec celui de l'écliptique. Il peut varier entre 0 et 180°, les comètes non périodiques 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.
:: Le périhélie : 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 : C'est le point de la trajectoire le plus éloigné du soleil.
:: La longitude du nœud ascendant W : Le nœud 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 nœud 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 nœuds ascendant et descendant.
Paramètres de la trajectoire d'une comète. (Figure provenant du Club Astronomie de l'Ecole Centrale Paris)L'attraction d'une planète peut considérablement modifier l'orbite d'une comète, au point que cette dernière soit capturée et se satellise autour. Après plusieurs tours, il peut arriver qu'elle retourne sur une trajectoire autour du soleil. D'autres peuvent passer d'une orbite elliptique à une orbite hyperbolique qui les conduit hors du système solaire. En ce qui concerne Hale-Bopp, qui est déjà passée près du Soleil il y a 4200 ans, sa course a été modifiée en 1986 par l'attraction de Jupiter. Elle reviendra alors dans " seulement " 2380 ans.
Les comètes ne sont pas des astres immuables. Elles évoluent et peuvent disparaître de bien des manières.
I. La mort par épuisement
A chaque retour prés du Soleil, une comète peut perdre une couche de glace de plusieurs dizaines de centimètres. Si cette opération s'effectue plusieurs fois, la comète peut épuiser ses éléments volatiles et cesser toute activité : la comète est épuisée. Il est probable qu'un certain nombre de petits corps classifiés comme astéroïdes sont en fait des noyaux d'anciennes comètes, maintenant épuisées.
II. La mort par étouffementLes gros grains de poussière ( galets ) sont difficiles à entraîner par le gaz qui s'échappe des noyaux cométaires. Ils peuvent s'accumuler et former une croûte. Cette croûte isole et protége la glace sous-jacente du chauffage du Soleil. Si elle recouvre toute la surface, la comète est étouffée et devient inactive. Un chauffage plus intense ( par rapprochement du Soleil ou changement d'orientation ) peut cependant " souffler " et faire disparaître la croûte, et ainsi réveiller l'activité de la comète. Les surfaces de la plupart des noyaux cométaires sont donc partagées entre zones actives où la glace est exposée et la zone inactives recouverte de croûte protectrice.
III. La mort par éclatementLes noyaux cométaires sont très fragiles et un rien ne semble pouvoir les briser. Ainsi, on a souvent observé l'éclatement de comètes qui passent prés d'une grosse planète ( comme Jupiter - Shoemaker-levy 9 ) ou prés du Soleil ( comme les sungrazers, très petites comètes qui rasent le Soleil ). Leur noyau est alors soumis à des tensions internes suite aux effets de marées qu'il subit.
Pourtant d'autres comètes éclatent sans raison apparente, parfois loin du Soleil. Il semble que la production de gaz due à leur activité suffise à les fragiliser et à les briser.
IV. La mort par collisionLes collisions entre petits corps et planètes, rarissimes à l'échelle humaine, ne le sont pas du tout à l'échelle de temps du système solaire et jouent un rôle important dans l'évolution des comètes, des astéroïdes et des planètes.
L'un de ces événements a pu être observé récemment : la chute de la comète Shoemake1-Levy 9 sur Jupiter en juillet 1994.
En 1705, Edmond Halley prédit, en utilisant les lois nouvellement formulées de la mécanique céleste de Newton, que la comète vue en 1531, 1607, et en 1682 retournerait en 1758 ( ce qui fut, malheureusement, aprés sa mort ). La comète est en effet retournée comme prévu et plus tard elle fut nommé en son honneur.
La période moyenne de l'orbite de Halley est de 76 ans mais il n'est pas possible de calculer les dates de ses retours en soustrayant des multiples de 76 à l'année de 1986. En effet, le champ gravitationelle des planètes principales change la période orbitale de révolution. Les effets nongravitationnels ( comme la réaction au gaz évaporé pendant son passage prés du Soleil ) jouent également un rôle important, mais moindre, dans les variations de l'orbite.
Halley est une comète presque unique en ce fait qu'elle a une grande activité et qu'elle posséde une orbite relativement réguliére et definie.
L'orbite de Halley est rétrogade et inclinée de 18 degrés de l'écliptique. Et, comme celle de toutes les comètes, elle est fortement excentrique.
L'albédo ( grandeur qui caractérise la proportion d'énergie lumineuse renvoyée par un corps éclairé ) de Halley est d'environ 0.04, ce qui signifie que sont noyau est trés sombre, plus foncé que le charbon.
La faible densité de son noyau ( ~ 0.1 g.cm-3 ), laisse à penser qu'il est poreux, probablement parce qu'il est constitué de la poussiére restante aprés que la glace ce soit sublimé.
Les données concernant la comète de Halley fournis grâce au sonde de Crifo ( 1994 ), de Enzian ( 1997 ) et de Whipple ( 1989) :
:: Periode : 76 ans
:: Volume : 550 km3
:: Dimensions du noyau : 8 x 7 x 15 km
:: Masse volumique ( r ) : 0.03 < r < 4.9 g.cm-3
:: Masse : ~ 5 à 30.1016 g
:: Température du noyau : ~ 210° à 350° K ( ~ 1 UA )
:: Rotation sur lui-même : 2.84 jours
:: Albédo géométrique : ~ 0.04
:: Date de la prochaine réapparition dans le systéme solaire : 2061
Noyau de la comète de Halley filmé depuis la sonde de Giotto en 1986 à environ 18 000 km de distance.
La comète de Halley lors de son passage de 1986. Son orbite a une période moyenne de 76 ans. La sonde Véga 2 photographia la tête de la comète à une distance de 8200 km
5- Comparaison - astéroïde / comète
/ météorite
Les météorites sont des corps solides qui traversent l'atmosphère terrestre, les plus petits morceaux et les poussières se consument puis donnent lieu a de belles traînées lumineuses. On les appelle plus familièrement des étoiles filantes.
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Les morceaux les plus gros ne se consument pas entièrement, ils peuvent se fragmenter et s'écraser sur la Terre en formant des cratères semblables à ceux de la lune, ce sont le plus souvent des fragments d'astéroïde. Il existe également des micrométéorites qui sont plus précisément des poussières cométaires. La masse moyenne des météorites recueillies n'est que de 10 kg mais la plus grosse est celle de Hoba (Sud-Ouest de l'Afrique) en 1920, elle faisait 70 tonnes et celle d'Allende (Mexique), tombée en 1969 qui pesait plus de 3 tonnes.
Il existe trois grands groupes de météorites :
:: Les fers : ce sont les plus grandes météorites, elles sont très dense et constituée de 90% de fer et de nickel.
:: Les pierres : ce sont les plus nombreuse et sont difficiles à repérer car elles ressemblent aux roches terrestre. Elles possèdent des petites pierres appelées des chondres surtout constituée de silicate (olivine et pyroxène) et de plagioclases.
:: Les ferropierreuses : elles sont très rares et contiennent du fer et du nickel et des silicates en proportions à peu près égales. Dans le silicate, on distingue les pallasites formé d'olivine et les méso sidérites constitué de pyroxènes et de plagioclases.
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Les météorites s'écrasent souvent sur la Terre et créent des cratères mais l'activité interne de la Terre et les phénomènes géologique effaces les traces de ce bombardement. Le plus grand cratère identifiable du sol est Meteor Crater, en Arizona, il a un diamètre de 1400m, une profondeur de 180m et une couronnes de débris de 50m.
Cliquez sur l'image pour l'agrandir.Les astéroïdes sont des petits satellites en très grand nombre dans le système solaire. On pense qu'ils sont nés il y a 4,5 milliards d'année en même temps que le reste du système solaire.
La plupart des astéroïdes sont situés entre les orbites de Mars et Jupiter mais certains s'aventurent à l'intérieur de l'orbite de la Terre ou au-delà de celle de Pluton. Il existe une centaine de milliers d'astéroïdes de taille, de forme, de couleur et de compositions différentes. On estime à un millier le nombre d'astéroïdes qui dépassent les 30 km de diamètre et à un million ceux de plus de 1 km de diamètre.
Le plus gros connu, Cérès, connaît un diamètre de près de 1000 km
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