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Les différentes familles de comètes |
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Les différentes familles de comètes |
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Les objets du Système solaire décrivent autour du Soleil des trajectoires extrêmement variées, que les astronomes s'appliquent à décrire le plus fidèlement possible.
Dans le cas d'objets du Système solaire tels que les comètes, cette description doit finalement prendre en compte les effets gravitationnels perturbateurs de nombreuses autres planètes dans le Système solaire, et pas seulement l'attraction du Soleil. Ainsi, pour les comètes et planètes mineures, on fournit généralement des éléments orbitaux instantanés, dit "osculateurs", c'est-à-dire épousant au mieux l'orbite réelle. Ceux-ci, sous l'effet de l'attraction des grosses planètes, changent en permanence avec le temps et doivent de ce fait avoir une époque déclarée de validité. L'orbite osculatrice, déterminée par les éléments osculateurs, est la trajectoire que continuerait à suivre l'objet, si à compter de l'époque, l'effet perturbateur des planètes cessait de se faire sentir.
osculateur (du latin, osculari "embrasser" et os, oris "bouche") : se dit d'une courbe qui, en un point donné, à le contact de l'ordre le plus élevé avec une autre courbe.
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Six éléments sont habituellement
utilisés pour déterminer uniquement l'orbite d'un objet circulant
autour du Soleil, avec un septième élément (l'époque,
ou le moment, pour lequel les éléments sont valides) ajouté
quand des perturbations planétaires sont prises en compte.
Les déterminations d'orbite "préliminaires" peu de temps après la découverte d'une nouvelle comète ou d'une planète mineure, lorsque très peu d'observations sont disponibles, sont généralement des "déterminations à deux-corps", signifiant que seulement l'objet et le Soleil sont pris en considération, avec, naturellement, la Terre comme point de vue d'observation.
Les six éléments orbitaux utilisés pour les comètes sont habituellement les suivants : la période du passage au périhélie (T) [parfois prise plutôt comme une mesure angulaire appelée "anomalie moyenne", M] ; la distance au périhélie (q), habituellement donné en UA; l'excentricité (e) de l'orbite ;
et trois angles (pour lesquels l'équinoxe moyen doit
être spécifié) : la longitude du noeud ascendant (lettre
grecque majuscule Omega 
), l'argument
de périhélie (lettre grecque minuscule Omega 
), et l'inclinaison (i) de l'orbite par rapport à
l'écliptique.
Les éléments orbitaux, calculés à partir d'un ajustement de l'orbite sur l'ensemble des observations faites, déterminent la géométrie (forme, dimension, et orientation dans l'espace) de l'orbite et la position du corps sur cette orbite à un instant donné.
La forme de l'orbite est caractérisée par un paramètre, l'excentricité (e), qui correspond au rapport entre la distance du centre d'une ellipse à l'un des deux foyers et la longueur du demi grand-axe (a).
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e = c / a où c = distance du centre (O) d'une ellipse à l'un des deux foyers (F) et a = longueur du demi grand-axe;
de plus : où b = longueur du demi petit-axe
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Quelques comètes circulent sur des orbites fermées ayant pratiquement la forme d'un cercle (e = 0) ou, le plus souvent, celle d'une ellipse (0 < e < 1), tandis que d'autres voyagent sur des orbites ouvertes de type parabolique (e = 1) ou hyperbolique (e > 1). Dans les deux derniers cas, il s'agit de comètes non-périodiques qui sont théoriquement entraînées hors du système solaire.
Celles qui voyagent sur des orbites presque circulaires ou elliptiques reviennent régulièrement auprès de notre étoile et passent au point où la distance au Soleil est minimale, le périhélie (du grec peri, autour de, et hêlios, soleil).
La connaissance de la distance au périhélie (q), mesurée en Unités Astronomique (UA), et de l'excentricité (e) permet de connaître immédiatement la distance à l'aphélie (du grec apo, loin de, et hêlios, soleil), c'est-à-dire la distance entre le Soleil et le point de l'orbite qui en est le plus éloigné (noté Q).
La longueur du demi-grand axe de l'orbite (noté a), exprimée en Unités Astronomiques, est la distance du centre de l'ellipse au périhélie ou à l'aphélie, et se déduit de la valeur de q et de e.
On peut aussi déduire la durée de la période orbitale (notée P) en se remémorant la troisième loi de Kepler qui nous dit que les carrés des temps des révolutions sidérales des planètes sont proportionnels aux cubes des grands axes de leurs orbites.
Trois autres paramètres, relatifs à son orientation dans l'espace par rapport au plan de l'orbite terrestre, sont également nécessaires pour la représentation de l'orbite de l'objet.
Puisque la comète et la Terre circulent toutes deux autour du Soleil sur des plans distincts, le centre du Soleil appartient aux plans des deux orbites. Les deux plans orbitaux se coupent en une droite appelée "ligne des noeuds". Les noeuds, au nombre de deux, sont les points d'intersection de l'orbite d'un objet avec le plan de l'orbite terrestre (le plan de l'écliptique). Lorsque l'objet passe de l'hémisphère sud à l'hémisphère nord, il passe au noeud ascendant. Le passage dans le sens inverse, de l'hémisphère nord au sud, est un passage au noeud descendant.
La longitude du noeud ascendant ( ), mesurée de 0 à 360° sur le plan de l'écliptique,
dans le sens direct, depuis le point vernal 
jusqu'au
noeud ascendant, donne l'orientation de la ligne des noeuds.
L'argument de la latitude du périhélie () ou angle compris entre la direction du noeud ascendant et la direction
du périhélie, mesuré de 0 à 360° dans la direction
du mouvement de l'objet, nous informe sur l'orientation de l'orbite dans son
plan.
L'inclinaison de l'orbite (i), nous renseigne sur l'angle que fait le plan orbital de l'objet avec le plan de l'écliptique. L'inclinaison peut varier de 0 et 180° et sa connaissance nous donne une indication sur la probable provenance de ces petits corps. La plupart des comètes à courte période ont des inclinaisons comprises entre 0 et 30° et sont supposées provenir de la Ceinture du Kuiper, tandis que les comètes à très longue période, censées provenir du nuage de Oort, prennent toutes les inclinaisons possibles entre 0 et 180°.
Les paramètres relatifs à la forme et la dimension
de l'orbite (e et a), ainsi ceux relatifs à son orientation
dans l'espace (, , et i) permettent, avec le moment de passage de la comète
au périhélie (T), le calcul de la position de l'astre sur
son orbite.
Il existe un très grand nombre de comètes circulant dans notre Système solaire sur des trajectoires extrêmement variées. Cependant, certaines présentent des caractéristiques assez proches qui permettent de les regrouper en familles bien distinctes.
Dans l'édition 2005 du « Catalog of cometary orbits », Brian G. Marsden & Garreth V. Williams ont recensé 2221 comètes se répartissant en 341 comètes à courte période, c'est-à-dire ayant une période orbitale de moins de 200 ans, et pour la plupart ayant été observées à l'occasion de plusieurs de leurs retours, et 1880 ayant des période plus longues : 305 voyageant sur des orbites elliptiques avec des périodes orbitales supérieures à 200 ans, 1373 où l'approximation par une parabole s'est révélée suffisante pour représenter les observations au voisinage du périhélie, et 202 circulant sur des orbites hyperboliques et censées quitter notre Système solaire.
La classification des comètes avant 1996 faisait apparaître deux catégories principales distinctes, en fonction de la durée de leur période : les comètes à longue période (supérieure à 200 ans), comprenant des nouvelles ou ayant déjà effectuées un ou plusieurs retours, et les comètes à courte période (inférieure à 200 ans), comprenant les comètes de type Halley ayant une période supérieure à 20 ans et celles de la famille de Jupiter dont la période orbitale est inférieure à 20 ans.
Le schéma de classification de comètes établi par Levison & Duncan en 1994 a été réévalué par Levison en 1996 en fonction des plus récents modèles de l'origine et de l'évolution dynamique des comètes. Après une revue des théories sur l'origine des comètes et des résultats de simulations numériques récentes, une nouvelle taxonomie a été développée. La principale division entre les comètes est définie par le paramètre de Tisserand, T, qui est une mesure de l'influence de Jupiter sur la dynamique de la comète. Les comètes avec T<2 sont appelées des comètes "presque isotropes" ("nearly-isotropic") parce qu'elles ont une distribution d'inclinaisons assez uniforme. Les comètes avec T>2 sont des comètes "écliptiques" en raison de leur distribution d'inclinaisons qui restent proches du plan de l'écliptique. Les intégrations dynamiques à long terme par Levison & Duncan (1994) ont montré que plus de 90% des comètes avec des périodes d'actuellement moins de 200 ans restent dans l'une de ces deux classes tout au long de leur durée de vie dynamique. Ces nouvelles classes sont donc dynamiquement importantes et reflètent probablement l'origine des comètes qu'elles contiennent.
L'orbite est elliptique lorsque son excentricité (e), qui est le rapport entre la distance du centre de l'ellipse à l'un des deux foyers et la longueur du demi grand axe (a), est compris entre 0 et 1. Les comètes à orbite elliptique, circulant par conséquent sur des orbites fermées, reviennent plus ou moins fréquemment dans le voisinage du Soleil et auprès des planètes géantes.
Les comètes à courte période sont généralement définies comme ayant une période orbitale (P) de moins de 200 ans (P < 200 ans).
Les comètes à courte période dont on a déjà observé plus d'un retour reçoivent une dénomination définitive se composant d'un nombre séquentiel précédant le préfixe "P/", suivi du nom du ou des découvreurs (exemple : 1P/Halley, 2P/Encke,...).
Note : Au 01 Septembre 2013, on recensait un total de 282 comètes périodiques ayant reçues une numérotation définitive. La comète 153P/Ikeya-Zhang est jusqu'à présent la seule comète périodique ayant reçu une numérotation définitive avec une période plus grande que 200 ans.
- définition classique :
Selon une définition "classique", les comètes à courte période peuvent être regroupées en deux familles principales, en fonction de la durée de leur révolution autour du Soleil : les comètes de la famille de Jupiter et les comètes de type Halley.
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La famille de Jupiter regroupe les comètes dont la période n'excède pas 20 ans (P < 20 ans). Ces comètes ne s'éloignent pas à plus d'environ 7 UA du Soleil. Elles se déplacent pour la plupart dans le même sens que les planètes (sens direct ou prograde) sur une orbite située généralement au voisinage du plan de l'écliptique (i < 30°) et semblent résulter de la capture par Jupiter de comètes qui se déplaçaient auparavant sur des orbites plus allongées. Une bonne partie de celles-ci proviendrait de la Ceinture de Kuiper.
Les comètes de type Halley ont des périodes comprises entre 20 et 200 ans (20 ans < P < 200 ans). Leur orbite n'est pas seulement cantonnée au plan de l'écliptique, et elles peuvent provenir de n'importe quel point de l'espace. La source de ces comètes est vraisemblablement le sphérique nuage d'Oort.
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- autre définition :
Le paramètre de Tisserand est une quantité dynamique qui est approximativement conservée pendant une rencontre entre une planète et un corps interplanétaire. Il fournit donc une manière de relier les propriétés dynamiques de post-rencontre avec les propriétés de pré-rencontre. Le paramètre de Tisserand fournit également une mesure de la vitesse relative d'un objet quand il croise l'orbite d'une planète. Par conséquent, différents paramètres de Tisserand existent pour différentes planètes, pour un corps interplanétaire donné.
Le paramètre de Tisserand relatif à Jupiter, Tj, qui est une mesure de l'influence de Jupiter sur la dynamique des comètes, est d'une grande utilité dans la classification des corps du Système solaire.
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Les comètes de la famille de Jupiter (nommées "Jupiter-family comets" ou "JFc", en anglais), comme définies par Harold Levison & Martin Duncan, ont un paramètre de Tisserand compris entre 2 et 3 (2 < TJupiter < 3). Ces comètes sont principalement sur des orbites croisant Jupiter et sont dynamiquement dominées par cette planète.
Certaines comètes, appartenant à la famille de Jupiter, sont parfois appelées de type "quasi-Hilda". Elles sont, comme les astéroïdes de la famille Hilda, proches de la résonance 2:3 avec Jupiter. En général, les Hildas ont un demi-grand axe (a) compris entre 3.87 et 4.03 Unités Astronomique (UA), une excentricité (e) en-dessous de 0.4, et une inclinaison inférieure à 20°. Ces objets se font fréquemment capturer temporairement comme satellite et percutent occasionnellement Jupiter (comme Shoemaker-Levy 9 en 1994) ou les lunes de Jupiter.
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Les comètes avec un paramètre de Tisserand supérieur à 3, ne croisant pas Jupiter, ne sont pas considérées comme appartenant à la famille de Jupiter.
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Les comètes de type Encke, comme définies par Levison & Duncan (TJupiter > 3; a < aJupiter), ont un paramètre de Tisserand supérieur à 3, et un demi-grand axe (a) inférieur au demi-grand axe de Jupiter (aJ). Cette combinaison de Tj et de a implique que les orbites de ces objets sont entièrement à l'intérieur de Jupiter, et, de ce fait, la distance à l'aphélie est inférieure à celle du demi-grand axe de Jupiter (aJ).
Les comètes de la ceinture principale (nommées "Main Belt Comets" ou "MBC", en anglais) récemment découvertes forment une classe distincte. Ces objets, avec des éléments orbitaux déterminés par un demi-grand axe (a) compris entre 2.0 et 3.2 UA et une distance au périhélie (q) supérieure à 1.666 UA, sont des corps orbitant dans la ceinture principale d'astéroïdes qui ont montré une activité cométaire durant une partie de leur orbite. A la différence de la plupart des comètes qui passent la majeure partie du temps à la distance de Jupiter ou à de grandes distances du Soleil, les comètes de la ceinture principale suivent des orbites quasi circulaires dans la ceinture d'astéroïdes. Ainsi, 133P, 176P, 238P, P/2010 A2, P/2008 R1, P/2010 R2, P/2006 VW139, P/2012 T1, et P/2013 P5, qui suivent des orbites similaires à de nombreux astéroïdes classiques, seraient considérées comme des astéroïdes de la ceinture principale s'ils n'avaient pas montré une activité cométaire à un moment ou à un autre. Bien qu'un bon nombre de comètes à courte période montrent un demi-grand axe en conformité avec l'orbite de Jupiter, les comètes de la ceinture principale diffèrent en ayant une petite excentricité et une inclinaison comme les astéroïdes de la ceinture principale. Les comètes de la ceinture principale ont un paramètre de Tisserand supérieur à 3, comme les astéroïdes.
Un bon nombre de MBCs sont actuellement* connues : - 133P/Elst-Pizarro [P/1996 N2, 1979 OW7, (7968) Elst-Pizarro] - 176P/LINEAR [1999 RE70, (118401) LINEAR] - 238P/Read [P/2005 U1] - 259P/Garradd [P/2008 R1] - 324P/La Sagra (P/2010 R2) - 288P P/2006 VW139 [(300163) 2006 VW139] - 358P/PANSTARRS [P/2012 T1 (PANSTARRS)] - 311P/PANSTARRS (P/2013 P5) - P/2013 R3 (Catalina-PANSTARRS) - P/2012 F5 Gibbs - P/2015 X6 (PANSTARRS) - 313P/Gibbs [P/2003 S10, P/2014 S4] - P/2016 G1 (PANSTARRS) - P/2016 J1-A (PANSTARRS) - P/2019 A3 (PANSTARRS) - P/2019 A4 (PANSTARRS) - P/2019 A7 (PANSTARRS) * Mai 2020
D'autres objets de la ceinture d'astéroïdes, 354P/LINEAR[ P/2010 A2 = 2017 B5 (LINEAR)] et (596) Scheila, ont également montré une activité cométaire qui a été ensuite déterminée comme étant plus probablement le résultat d'un impact. Puisque leur activité n'est probablement pas une conséquence de la sublimation, et donc "cométaire", ces "astéroïdes perturbés" ne sont pas à proprement parler de véritables comètes de la ceinture principale. Il en est probablement de même pour 331P/Gibbs.
La rotation rapide de l'astéroïde 62412 (2000 SY178) entraînant la désintégration serait à l'origine de l'activité détectée. La queue de l'astéroïde 62412 (2000 SY178) de la Ceinture principale est probablement due à la rotation rapide de l'objet, proche de la période critique de rupture.
En janvier 2019, une activité est détectée autour du noyau de l'astéroïde 6478 Gault (1988 JC1). Elle serait causée par une désintégration progressive de l'objet depuis environ 100 millions d'années, probablement provoquée par l'augmentation de sa période de rotation par effet YORP.
L'astéroïde de la Ceinture principale 2005 QN173 n'a qu'une queue longue et droite et ne semble pas montrer de signes d'une queue en forme d'éventail caractéristique d'une comète typique. Cela suggère que sa vitesse de rotation peut avoir augmenté progressivement au point où la gravité interne de l'astéroïde ne pouvait plus le maintenir ensemble et un flux de particules a été libéré le long de son orbite [réf : Richard Miles - https://britastro.org/node/26120]
Les comètes de type Chiron ou Centaure, comme définies par Levison & Duncan (TJupiter > 3; a > aJupiter), ont un paramètre de Tisserand supérieur à 3, et un demi-grand axe (a) supérieur au demi-grand axe de Jupiter (aJ).
Il arrive quelquefois qu'un objet découvert en tant qu'astéroïde montre par la suite une activité cométaire. Il peut également arriver qu'une comète et un astéroïde, supposés auparavant être deux objets distincts, soient identifiés comme le même objet à travers l'analyse orbitale. Six corps dans notre Système solaire sont répertoriés aussi bien comme comète que comme astéroïde :
- 95P/Chiron = 2060 Chiron (Centaure = Objet avec orbite entre Jupiter et Neptune (5.5 UA < a < 30.1 UA)). Découvert en tant qu'astéroïde de type Centaure par Charles Kowal en 1977, il s'agit du premier Centaure découvert (P/1977 UB). Bien que sa nature cométaire a été suspectée peu après sa découverte, c'est seulement en 1988 que l'activité cométaire a été observée tout d'abord par des anomalies d'éclat et ensuite par imagerie directe de la chevelure.
- 107P/Wilson-Harrington = 4015 Wilson-Harrington (Apollo = Astéroïde géocroiseur dont l'orbite croise celle de la Terre comme celle de 1862 Apollo (a > 1.0 UA; q < 1.017 UA)). Cette comète a été découverte en 1949 par Albert G. Wilson et Robert G. Harrington sur des photographies prises en Novembre (P/1949 W1), mais n'a pas été retrouvée pour son retour suivant en raison de sa période orbitale incertaine. En 1979, Eleanor Helin découvre sur des photographies, un astéroïde qui recevra la désignation provisoire de 1979 VA. L'objet retrouvé en 1988, reçu la désignation permanente de 4015 en tant que planète mineure. En 1992, E. Bowell, en cherchant des images de prédécouverte de planètes mineures, identifia l'astéroïde 4015 sur des clichés de Novembre 1949 et découvrit que l'objet présentait une queue. Ceci confirma que l'astéroïde 4015 et la comète de 1949 étaient donc un seul et même objet, souvent inactif mais présentant des sursauts occasionnels.
- 133P/Elst-Pizarro = 7968 Elst-Pizarro (Main Belt Comet = Comète avec éléments orbitaux déterminés par 2.0 UA < a < 3.2 UA; q > 1.666 UA) Cette comète a été découverte en Août 1996 par Eric W. Elst sur un cliché pris en Juillet 1996 par Guido Pizarro (P/1996 N2). L'objet a été trouvé également sur des clichés pris en 1979 et en 1985. Ainsi, l'objet avait été photographié en 1979, classé comme planète mineure et répertorié sous la désignation 1979 OW7.
- 174P/Echeclus = 60558 Echeclus (Centaure = Objet avec orbite entre Jupiter et Neptune (5.5 UA < a < 30.1 UA)). Y.-J. Choi et P. R. Weissman (JPL) ont annoncé la détection le 30 Décembre 2005, avec le télescope de 5 mètres du Mont Palomar, d'une chevelure autour de l'astéroïde de type Centaure répertorié sous la dénomination de (60558) 2000 EC98, par suite de sa découverte le 03 Mars 2000 par le télescope de surveillance Spacewatch. La présence d'une chevelure a été confirmée avec les images prises le 01 Janvier 2006 par Y.-J. Choi, et celles prises le 02 Janvier 2006 par D. Polishook.
- 176P/LINEAR = 118401 LINEAR (Main Belt Comet = Comète avec éléments orbitaux déterminés par 2.0 UA < a < 3.2 UA; q > 1.666 UA) Tout en surveillant des membres de la famille d'astéroïdes Themis à la recherche de signe d'activité cométaire, H. H. Hsieh et Dave Jewitt de l'Université d'Hawaii ont pris des images de l'astéroïde répertorié et numéroté (118401) 1999 RE70, découvert le 07 Septembre 1999 par le télescope de surveillance LINEAR. Les images prises le 26 Novembre 2005 avec le télescope Gemini North ont montré une queue de 7 secondes d'arc.
- P/2006 VW139 [(300163) 2006 VW139] (Main Belt Comet = Comète avec éléments orbitaux déterminés par 2.0 UA < a < 3.2 UA; q > 1.666 UA) De récentes observations au cours de l'étude du ciel Pan-STARRS 1 par Henry Hsieh, Larry Denneau, et Richard Wainscoat, ont montré que l'apparent astéroïde (300163) 2006 VW139 présentait une queue et une chevelure, et, par conséquent, était une comète de la ceinture principale (Main Belt Comet, ou MBC). Cet objet, répertorié en tant qu'astéroïde sous la dénomination de 2006 VW139, a été découvert le 15 Novembre 2006 par Spacewatch à Kitt Peak, et a également été identifié sur des images plus anciennes remontant à Septembre 2000.
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Les comètes à période plus longue ont des orbites fortement excentriques et des périodes orbitales supérieures à 200 ans (P > 200 ans). Leur demi-grand axe (a) est supérieur à 34.2 UA avec une excentricité généralement comprise entre 0.9 et 1. Certaines viennent des confins du Système solaire et ont des périodes très longues, de parfois plusieurs millénaires. Leur orbite n'est pas seulement cantonnée au plan de l'écliptique, et elles peuvent provenir de n'importe quel point de l'espace. La source de ces comètes est vraisemblablement le sphérique nuage d'Oort.
Les comètes à apparition unique sont similaires aux comètes à très longue période mais ont des trajectoires décrites comme parabolique (e = 1) ou légèrement hyperbolique (e > 1) lorsqu'elles viennent dans le Système solaire interne ou en sont exclues. Contrairement à une orbite elliptique qui indique que la comète circule entièrement à l'intérieur de notre Système solaire (courbe fermée), une orbite parabolique ou hyperbolique laisse entendre que la comète vient de l'espace interstellaire ou y retourne. La trajectoire est supposée être une courbe ouverte. En réalité, pratiquement toutes les comètes observées appartiennent bien à notre propre Système solaire.
Les comètes ayant des orbites hyperboliques (e > 1) ont des excentricités qui ne sont que faiblement supérieures à 1. - La comète C/1980 E1 Bowell, avec une excentricité de 1.057, est la comète présentant la trajectoire la plus hyperbolique connue. - Un petit astéroïde récemment découvert - ou peut-être une comète - découvert en Octobre 2017, a une excentricité d'environ 1,19, la plus haute jamais relevée pour un objet du Système solaire. L'objet, désigné initialement C/2017 U1 (PANSTARRS) en tant que comète, puis officiellement reclassifié comme planète mineure avec la désignation de A/2017 U1, est le premier « objet interstellaire » formellement identifié.
Il arrive que des comètes périodiques soient injectées dans des orbites hyperboliques à la suite d'un passage auprès d'une planète géante telle que Jupiter ou Saturne en raison de perburbations gravitationnelles. De telles comètes sont alors perdues pour le Système solaire et naviguent désormais dans l'espace interstellaire. D'autres comètes faisant leur première visite dans le Système solaire interne en provenance du nuage d'Oort peuvent suivre une trajectoire hyperbolique, et jamais ne revenir par la suite.
Une étude (Królikowska, 2001) portant sur des comètes à orbite hyperbolique a cependant montré que les effets non gravitationnels sont responsables de petites modifications des éléments osculateurs (principalement l'excentricité), qui sont cependant suffisantes pour obtenir les orbites originales elliptiques des comètes reconnues dans la littérature comme hyperboliques.
Mais la probalité, bien que faible, que certaines comètes hyperboliques puissent provenir effectivement de l'extérieur du Système solaire ne peut pas être exclue.
A/2017 U1 est une planète mineure découverte le 18 Octobre 2017 par Pan-STARRS (Panoramic Survey Telescope & Rapid Response System) alors qu'elle se trouvait à 0,2 unité astronomique (30 millions de kilomètres) de la Terre. La trajectoire de cet objet est franchement hyperbolique, avec une excentricité d'environ 1,19, la plus haute jamais relevée pour un objet du Système solaire. D'après l'analyse de son mouvement, les scientifiques ont calculé que cet objet provenait probablement de l'extérieur de notre Système solaire.
À la suite de sa découverte, l'objet a reçu la désignation provisoire cométaire de C/2017 U1 (PANSTARRS) le 25 Octobre. Le même jour, à la suite d'observations du Très Grand Télescope (VLT) ne montrant aucune chevelure, l'objet a été officiellement reclassifié comme planète mineure et a vu en conséquence sa désignation révisée en A/2017 U1, conformément aux règles sur les désignations provisoires des comètes définies en 1995.
Dans la mesure où les observations semblent indiquer l'absence de passage près des planètes, qui auraient pu augmenter son excentricité, il s'agit du premier « objet interstellaire » formellement identifié.
[06/11/2017] L'objet A/2017 U1 a reçu la désignation permanente de 1I et le nom 'Oumuamua. Le nom, qui a été choisi par l'équipe Pan-STARRS, est d'origine hawaïenne et reflète la façon dont cet objet est comme un éclaireur ou messager envoyé du passé lointain pour établir un contact avec nous ('ou signifie chercher, et mua, avec le second mua mettant l'accent, signifie premier, en avance de). Les formes correctes pour se référer à cet objet sont donc: 1I; 1I/2017 U1; 1I/ 'Oumuamua; et 1I/2017 U1 ('Oumuamua).[MPEC 2017-V17]
C/2019 Q4 (Borisov) une nouvelle comète a été découverte à environ 3,6 UA du Soleil sur les images obtenues le 30 Août 2019 par Gennady Borisov avec l'astrographe de 0.65-m f/1.5 de l'Observatoire MARGO, Nauchnij. Après publication sur les pages NEOCP (NEO Confirmation Page) et PCCP (Possible Comet Confirmation Page) du Minor Planet Center sous la dénomination provisoire de gb00234, de nombreux astrométristes ont confirmé la nature cométaire de cet objet.
Avec une excentricité élévée (e = ~3.0), la nouvelle comète est le second objet interstellaire connu, c'est-à-dire provenant de l'extérieur du Système solaire, après 1I/‘Oumuamua découvert en 2017.
La comète interstellaire C/2019 Q4 (Borisov) Crédit : Gennady Borisov
Le deuxième objet interstellaire a été repéré et nommé juste deux ans après le premier. L'objet a été nommé 2I/Borisov par l'IAU le 24 Septembre 2019.
En théorie, les chances de trouver des comètes avec une excentricité d'exactement 1 (e = 1) est très faible.
La détermination avec précision de l'orbite d'une comète suppose que celle-ci soit observée sur une période assez longue. Mais de nombreuse comètes ne s'observent que dans le voisinage du Soleil ou ne restent que très peu de temps visibles, avec pour conséquence un faible nombre d'observations et une très courte section orbitale connue. La représentation de la trajectoire par une parabole se révèle alors souvent suffisante pour correspondre au mieux aux observations.
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Les instruments tels que les coronographes embarqués à bord des satellites d'observation du Soleil ont permis la découverte de nombreuses comètes dans le voisinage proche du Soleil. Ces comètes rasant le Soleil lors de leur passage au périhélie, nommées «sungrazers» ou «sungrazing comets» en anglais, sont pour la plupart de très petits objets ne dépassant pas quelques mètres de diamètre. La plupart d'entre eux se volatilisent en s'approchant de notre étoile. Seuls les plus grands objets survivent à ce passage au périhélie rasant, à condition toutefois que la distance au périhélie (q) soit supérieure à 0,005 UA. Certains objets, par ailleurs, s'aventurent bien trop près et se précipitent irrémédiablement vers le Soleil.
La majorité des comètes composant cette famille sont aujourd'hui découvertes par les coronographes LASCO C2 et C3 (Large Angle Spectrometric Coronagraph) de SOHO (Solar and Heliospheric Observatory). Le satellite, placé au point L1 de Lagrange du système Soleil-Terre à environ 1,5 millions de kilomètres de la Terre, a permis la découverte de plus de 4000 comètes rasantes depuis son lancement en Décembre 1995. Auparavant, entre 1979 et 1984, le coronographe de SOLWIND avait permis la découverte de 10 comètes rasantes et celui de SMM (Solar Maximum Mission) avait découvert 10 de ces objets entre 1980 et 1989. Les satellites jumeaux STEREO A et B, lancés en 2008, ont découvert près de 30 nouvelles comètes (données relevées début Septembre 2010).
Ces nombreuses comètes rasantes semblent suivre des orbites similaires. Issues vraissemblablement de fragmentations successives d'une comète-mère, elles peuvent être regroupées en plusieurs groupes en fonction de leurs paramètres orbitaux (Kreutz I et II, Meyer, Marsden, Kracht I et II, et autres comètes n'appartenant à aucun groupe connu à l'heure actuelle). |
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Kreutz II |
Meyer |
Marsden |
Kracht I |
Kracht II |
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argument de latitude
du périhélie ( |
distance au périhélie (q) |
<0.007 UA |
>0.007 UA |
~0.04 UA |
~0.05 UA |
~0.05 UA |
~0.05 UA |
- |
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Longitude du noeud ascendant ( |
inclinaison (i) |
~144° |
~144° |
~70° |
~25° |
~13° |
~14° |
- |
|
inclinaison (i) |
Longitude du périhélie (L) |
~282 (varie de 273 à 294) |
tend vers un L plus élevé |
~98 |
~102 |
~102 |
~48-58 |
- |
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L = |
Latitude du périhélie (B) |
~35 (varie de 35 à 40) |
tend vers un B plus bas |
~53 |
~10 |
~11 |
~9-10 |
- |
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B = |
* |
~85.6% |
~6,8% |
~1,5% |
~1,1% |
<0,3% |
~4,8% |
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* % de comètes SOHO appartenant à chaque groupe (données relevées en Septembre 2021) |
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L = longitude du périhélie L = longitude du noeud ascendant + arctan(tan(argument du périhélie) * cos(inclinaison))
B = latitude du périhélie B = arcsin(sin(argument du périhélie) * sin(inclinaison))
* Seules sont prises en considération les comètes ayant reçu une dénomination après le calcul de leur orbite, ce qui dans le cas des comètes SOHO et STEREO n'intervient parfois que plusieurs mois, voire plus, après la découverte de l'objet. (A titre d'exemple, les orbites calculées fin Août 2010 concernaient des comètes découvertes avant fin Janvier 2010).
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Pour aller plus loin... |
Comet Taxonomy - H. F. Levison
Tisserand's parameter - Wikipedia
The Tisserand Parameter - Davis Jewitt
Main Belt Comets - Davis Jewitt
Main-belt comet - Wikipedia
http://star.pst.qub.ac.uk/~hhh/mbcs.shtml
Comet - Wikipedia
Les Comètes qui rasent le Soleil - Jacques Croviser (Lesia)
QU'EST-CE QU'UNE COMETE ET POURQUOI LES ETUDIER ? - Lisa Université Paris 12
List of Jupiter-Family and Halley-Family Comets - Y. Fernandez/UCF Physics
SOHO and STEREO comets -British Astronomical Association -Comet Section
Comité pour la nomenclature des petits corps célestes - IAU/CSBN
De nombreuses comètes célèbres pourraient s'être formées dans d'autres systèmes solaires - INSU/CNRS
A study of the original orbits of "hyperbolic" comets - M. Królikowska
Cometary Orbit Determination and Nongravitationnal Forces - D. K. Yeomans and P. W. Chodas/G. Sitarski, S. Szutowicz, and M. Królikowska
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