Planétologie/Les objets transneptuniens

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Objets transneptuniens.

Au-delà de la planète Neptune, se trouvent les corps transneptuniens. La planète naine Pluton, ainsi que son satellite Charon, font partie de ces corps transneptuniens. Il en est de même de plusieurs planètes naines situées au-delà de Neptune : Éris, Makémaké, Haumea. On ne sait pas grand-chose sur ces corps transneptuniens, compte tenu de leur éloignement. On sait cependant qu'ils sont assez différents des astéroïdes, notamment au niveau de leur composition chimique. Là où un astéroïde est un corps essentiellement rocheux, les corps transneptuniens sont des corps glacés, avec une faible portion rocheuse. La région des objets transneptuniens est ainsi un monde de glaces, un domaine de corps glacés.

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Certains corps transneptuniens possèdent des points communs avec Pluton : éloignement du Soleil similaire, taille similaire, etc. Ce sont des planètes naines qui se situent dans la ceinture de Kuiper, voire dans le domaine des corps épars. Leur définition se résume donc à "planète naine transneptunienne". De telles planètes naines, similaires à Pluton, sont désignés sous le terme de plutoïdes. Ces corps sont généralement de petite taille, la plupart étant plus petits que la Lune, malgré leur statut de planète naine ! Il est intéressant que la grosse majorité des planètes naines sont aussi des plutoïdes. Précisément, sur cinq planètes naines, quatre sont des plutoïdes : Pluton, Haumea, Makémaké et Éris sont des plutoïdes, alors que Cérès est localisée dans la ceinture d'astéroïdes. Les fameuses comètes sont aussi des corps transneptuniens, mais ne font pas partie des planètes naines (elles sont trop petites pour cela).

Les généralités sur les corps transneptuniens[modifier | modifier le wikicode]

Les corps transneptuniens sont généralement de petite taille, rarement plus imposants qu'un astéroïde. Les plus petits ont une forme assez accidentée, très loin d'être une forme sphérique, à cause des innombrables collisions entre petits corps. Les collisions entre corps sont fréquentes dans la ceinture de Kuiper, certaines pouvant éjecter des corps transneptuniens hors de la ceinture, vers le système solaire interne. De tels corps deviennent généralement des comètes, si leur nouvelle orbite le permet. Les cors plus massifs résistent à ces collisions, n'en ayant que des cratères d'impact comme cicatrices. Ceux-ci ont une forme qui s'approche un eu plus de la sphère, certaines planètes naines étant totalement sphériques.

La composition chimique des corps transneptuniens[modifier | modifier le wikicode]

Faute de mesures directes, les scientifiques en sont réduits à analyser la lumière réfléchie par ces objets et par les observer au télescope. De ces observations, il ressort que ces objets sont des corps riches en glace d'eau et d'ammoniac, avec une faible composante rocheuse. Leur faible taille ne leur permet pas d'avoir une gravité suffisante pour retenir une atmosphère au sol. Quant à la présence de glaces d'eau ou d'ammoniac, elle s'explique par la faible température de ces corps, très peu chauffés par le Soleil du fait de leur éloignement. Il se trouve que tous ces corps n'ont pas la même couleur, ni la même luminosité. Leur albédo semble aussi très différent. La couleur rouge de certains corps serait causée par l'accumulation de composées carbonés, mais cela reste hypothétique. Le schéma ci-dessous montre leur couleur et leur albédo. Chose importante, la couleur des corps transneptuniens semble évoluer de la manière continue avec l'éloignement au Soleil.

Couleur et albédo des plus gros corps transneptuniens.

Les orbites des corps transneptuniens[modifier | modifier le wikicode]

Si on analyse les orbites des objets transneptuniens, on peut distinguer deux groupes d'objets transneptuniens, situés à une distance bien précise du Soleil. Grosso modo, on peut découper la région au-delà de Neptune en deux parties : une bande de petits corps appelée la ceinture de Kuiper, entourée par un disque plus large de corps épars. La ceinture de Kuiper regroupe les objets aux orbites quasi-circulaires, qui sont très peu inclinées par rapport au plan de l'écliptique. A l'opposé, la bande des corps épars regroupe des objets aux orbites fortement excentriques et inclinées. Une autre différence tient dans la densité d'astéroïdes, à savoir le nombre d'astéroïdes dans un volume d'espace donné. Elle est assez moyenne dans la ceinture de Kuiper, alors qu'elle est très basse dans le disque des corps épars. D’ailleurs, le terme "disque des corps épars" trahit cet état de fait : les corps présents dans ce disque y sont épars, très distants, dispersés. Et enfin, il faut rajouter divers corps qui sont en résonance orbitale avec Neptune, les plutinos et les twotinos, dont nous parlerons plus loin.

Répartition des corps transneptuniens.

La séparation entre disque épars et ceinture de Kuiper aurait une explication assez précise, liée à la formation du système solaire. La ceinture de Kuiper serait simplement la portion éloignée du disque protoplanétaire. Ce qui explique qu'elle regroupe des objets aux orbites semblables à celles des planètes, à savoir alignés avec l'écliptique et circulaires. A l'inverse, le disque épars proviendrait de la migration d'astéroïdes suite à des interactions gravitationnelles diverses. Des petits corps auraient été éjectés en périphérie du système solaire, suite à des interactions avec Neptune ou Uranus. Ils sont devenus des corps épars une fois satellisés sur une orbite stable, au-delà de la ceinture de Kuiper. Vu qu'un faible nombre d'objets aurait pu subir un tel phénomène d'éjection et de satellisation, il n'est pas étonnant que les corps épars soient...épars, justement. A l'inverse, la ceinture de Kuiper s'est formée à partir d'un disque protoplanétaire relativement dense, par rapport à son environnement, ce qui explique pourquoi la densité en petits corps y est plus grande. On peut voir la ceinture de Kuiper comme un équivalent transneptunien de la ceinture d’astéroïdes, les différences étant que les astéroïdes sont remplacés par des corps transneptuniens et la distance plus importante.

Inclinaison et excentricité des corps transneptuniens, avec l'illustration des corps épars et des corps de la ceinture de Kuiper.

La dynamique des objets transneptuniens[modifier | modifier le wikicode]

Les objets transneptuniens orbitent autour du Soleil, mais cela n'est pas forcément sans heurts. Les petits corps peuvent s'approcher, si leurs orbites se croisent. C'est ce qui explique que l'on ait observé des objets transneptuniens avec des satellites. Ils peuvent même entrer en collision, ce qui a des conséquences assez fâcheuses : des cratères d'impact peuvent se former, les petits corps peuvent se briser en morceaux, ou être éjectés de leur orbite. Les petits corps éjectés de leur orbite se retrouvent souvent sur des orbites extrêmement excentriques, qui passent pas trop loin du Soleil. Les collisions sont évidemment plus fréquentes dans la ceinture de Kuiper qu'avec les corps épars, ce qui explique que la majorité des comètes provient de la ceinture de Kuiper, qui est un véritable réservoir de comètes potentielles. Les corps de la ceinture de Kuiper sont en effet particulièrement similaires aux comètes, si ce n'est identiques. Ceux-ci deviennent des comètes quand leur orbite est perturbée et devient très elliptique, leur permettant de se rapprocher du Soleil et des autres planètes telluriques.

Les plutinos et autres petits corps en résonance orbitale avec Neptune[modifier | modifier le wikicode]

Petits corps de la ceinture de Kuiper en résonance orbitale avec Neptune et cubewanos.

Dans la ceinture de Kuiper, il existe des bandes où la concentration en corps transneptuniens est plus élevée que la moyenne. Ces sur-concentrations sont liées à la présence proche de Neptune, dont les interactions gravitationnelles façonnent la ceinture de Kuiper. Plus précisément, Neptune entraine des phénoménales de résonances gravitationnelles dans la ceinture de Kuiper. En tenant compte de ces résonances, on peut subdiviser la ceinture de Kuiper trois sous-sections :

  • Un ensemble de corps en résonance avec Neptune, qui contient :
    • les plutinos en résonance 2:3 avec Neptune ;
    • les twotinos en résonance 1:2 avec Neptune ;
  • Les objets classiques de la ceinture de Kuiper qui ne sont pas en résonance avec Neptune et sont appelés cubewanos, ou encore objets classiques de la ceinture de Kuiper.

L'existence des plutinos se voit assez bien quand on analyse le demi-grand axe des orbites transneptuniennes. Si on fait l'inventaire de tous les objets transneptuniens et qu'on analyse leur demi-grand axe, on obtient le schéma ci-dessous. On voit qu'il y a une double distribution. Une première distribution ressemble à une courbe en cloche usuelle, à laquelle on superpose un pic pour une valeur de a = 40 UA. Le pic correspond justement aux plutinos, qui s'accumulent sur les orbites avec un demi-grand axe égal à 40 unités astronomiques.

Demi-grand axe des objets transneptuniens.

Tous les objets de la ceinture de Kuiper ont des orbites avec des inclinaisons comparables. Que ce soit les objets classiques de la ceinture de Kuiper ou les plutinos/twotinos, l'inclinaison des orbites reste dans le même intervalle de 0 à 30°. Par contre, les plutinos et twotinos sont localisés à des endroits bien précis, là où les objets classiques sont plus dispersés.

Inclinaison et forme des orbites des objets de la ceinture de Kuiper, Plutinos et twotinos inclus.

La planète naine Pluton[modifier | modifier le wikicode]

Pluton est une planète naine. Son rayon est très petit, d'à peine 1150 kilomètres, à comparer aux 6 371 kilomètres de rayon de la Terre et aux 550 kilomètres de rayon de son satellite Charon. Même les satellites de Jupiter et de Saturne ont un rayon bien plus élevé que celui de Pluton. C'est ce qui fait que Pluton, autrefois considérée comme une planète, a été reclassifiée en planète naine. Elle a une masse totale estimée à . En calculant son volume à partir du rayon et en divisant la masse par celui-ci, on peut calculer la densité de Pluton. Les calculs donnent une densité de 2 grammes par centimètre cube, approximativement deux fois la densité de la glace.

Pluton est a été découverte par Clyde tombaugh en 1930, à l'observatoire Lowell en Arizona. Elle a mis longtemps avant de livrer ses secrets. Les premières observations, réalisées au télescope, n'ont pas donné une image très nette de Pluton. Il fallut attendre 2016, avec les résultats de la sonde New Horizon, pour obtenir une image suffisamment claire de sa surface.

Vision animée de la surface de Pluton, obtenues en 2010.
Image de Pluton prise par la sonde New Horizon.

L'orbite de Pluton[modifier | modifier le wikicode]

Orbite de Pluton, vue de côté.

Pluton est très éloigné du Soleil, d'environ 40 unités astronomiques. L'orbite de Pluton est bien plus inclinée que celle des planètes. L'angle d'inclinaison est de 17,15°, ce qui n'est égalé que par quelques astéroïdes et comètes. Son orbite est aussi très excentrique, avec . L'orbite de Pluton est tellement excentrique qu'elle passe à l'intérieur de l'orbite de Neptune pendant son trajet autour du Soleil. Cela dure environ 20 ans sur une révolution complète de 247,7 ans. La dernière fois que cela est arrivé date des années 70 : Pluton était dans l'orbite de Neptune pendant la période 1979-1989. On estime que la prochaine fois est programmée pour la période 2113-2133.

Inclinaison de l'orbite de Pluton

La surface de Pluton[modifier | modifier le wikicode]

La surface de Pluton est essentiellement composée d'eau, mais n'est toutefois pas exemptes de particularités : on y trouve des cratères, des montagnes, des plaines, etc. Chose intéressante, la surface de Pluton est assez pauvre en cratère, preuve que sa surface doit se régénérer d'une manière ou d'une autre. Sauf que cette fois-ci,le volcanisme a peu de chance d'être actif, pas plus que la tectonique : Pluton est un petit corps froid, sans chaleur interne. Les planétologues ont notamment établi une nomenclature des différentes parties de la planète, illustrée dans le schéma plus bas. Dans l'hémisphère sud, on voit une grande tache claire en forme de cœur, appelée la région Tombaugh (du nom de l'astronome qui a découvert Pluton). Juste à sa gauche, on voit une sorte de grosse tache sombre, la région Cthulhu (oui, les planétologues aussi lisent Lovecraft). D'autres petites taches sombres se situent à droite de la région Tombaugh, mais ont une taille plus petite. L'hémisphère nord semble plus banal, avec une gigantesque plaine faiblement cratérisée.

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La région Tombaugh est de loin la plus fascinante. Son teint clair, son absence de cratère, et surtout les failles qui la traverse sont la preuve que cette région est géologiquement active, dans le sens où la surface de cette région se renouvèle rapidement. On y voit des failles qui parcourent la glace, semblables aux sol polygonaux terrestres. On suppose que cette région serait semblable à un glacier de grande taille, qui s'écoulerait sur les zones avoisinantes au point de les recouvrir. Diverses structures au bord de cette région seraient ainsi des coulées de glace d'azote, identiques aux langues glaciaires terrestres.

Région Tombaugh : structures polygonales.

Outre les cratères et la topographie, il existe des montagnes de glace. La plupart sont localisées dans l'hémisphère sud, dans de grandes chaines de montagnes. Il est supposé que certaines d'entre elles soient des volcans de glace, similaires aux volcans terrestres à la différence qu'ils émettent de l'eau liquide et non de la lave.

La composition chimique de Pluton[modifier | modifier le wikicode]

Les observations spectrographiques montrent que sa surface est essentiellement composée de glaces, essentiellement de la glace d'eau, de méthane et d'azote. Fait étrange, la glace d'eau est située dans l'hémisphère sud, dans les zones sombres. Contrairement à la glace de méthane, localisée dans les zones claires.

Localisation de la glace d'eau à la surface de Pluton.
Localisation de la glace de méthane à la surface de Pluton.

La structure interne de Pluton[modifier | modifier le wikicode]

L'intérieur de Pluton est encore totalement hypothétique. Sa densité proche de 2, largement supérieure à la densité des glaces (proche de 1) nous dit que Pluton doit avoir un cœur rocheux. Difficile d'en savoir plus à l'heure actuelle.

Structure interne possible de Pluton.

L'atmosphère de Pluton[modifier | modifier le wikicode]

Illustration de la réfraction de la lumière solaire par une atmosphère.

La sonde New Horizon intégrait un spectromètre spécial, nommé ALICE, qui a permis d'étudier l'atmosphère qui entoure Pluton. L'instrument collectait la lumière réfléchie/réfractée par l’atmosphère plutonienne, ce qui permet d'analyser son spectre lumineux et d'en déduire quels sont les éléments chimiques présents. Reste qu'observer l'atmosphère d'une planète (naine ou non) n'est pas une chose facile. Il faut réussir à isoler le signal provenant de l'atmosphère, afin d'éviter toute perturbation provenant de la lumière du sol. Pour cela, le spectromètre contenait un petit dispositif qui occultait l'image de la planète, tout en conservant la lumière atmosphérique. Ce dispositif simule en quelque sorte une éclipse, cachant la planète et ne laissant passer que la lumière réfléchie/réfractée. Les images obtenues avec cette méthode sont montrées ci-dessous. Gardez à l'esprit que ce sont des images en fausses couleurs. En réalité, l'atmosphère de Pluton renvoie beaucoup d'infrarouges et d'ultraviolets que l'œil humain ne peut pas voir, mais auxquels on attribue de fausses couleurs dans les images ci-dessous.

Atmosphère de Pluton vue dans l'infrarouge.

Pluton possède une légère atmosphère, essentiellement composée de méthane, d'azote et de monoxyde de carbone. Celle-ci n'est cependant pas permanente, dans le sens où elle se rétrécit fortement quand Pluton est éloigné du Soleil. Quand Pluton est assez proche du Soleil, une partie de sa surface se sublime, donnant naissance à l'atmosphère. Quand elle s'éloigne, ces gaz se condensent en glace, qui se dépose à la surface sous la forme d'une mince couche de neige et de glace. La pression de l'atmosphère est donc maximale au périapse et minimale à l'apoapse. Les mesures réalisées par New Horizon laissent cependant un doute sur les anciennes estimations réalisées par les observations précédentes.

Pression atmosphérique sur Pluton, mesurée depuis la Terre et mesurée par New Horizon.

Les comètes[modifier | modifier le wikicode]

Les comètes sont des petits corps transneptuniens, qui ont des orbites très elliptiques. Du fait de leur orbite, elles se rapprochent du Soleil et s'en éloignent régulièrement. Quand elles ne s'approchent pas du Soleil, elles orbitent dans la ceinture de Kuiper ou dans le nuage de Oort, à la lisière du système solaire externe.

La localisation et les orbites des comètes[modifier | modifier le wikicode]

Orbite d'une comète

Les scientifiques font la différence entre comètes à courtes périodes, qui font une révolution en moins d'un siècle, et les comètes à plus longue période. Les deux types de comètes proviennent de réservoirs différents. Les comètes à courte période proviennent de la ceinture de Kuiper ou du disque épars. Elles le quittent suite à des interactions gravitationnelles avec la planète Neptune, qui déforment leur orbite et la rende plus elliptique. En conséquence, leur nouvelle orbite les pousse à se rapprocher du Soleil. Par contre, les comètes à longue période sont supposées provenir du nuage de Oort. Dans tous les cas, les comètes ont des orbites bien elliptiques.

L'anatomie d'une comète[modifier | modifier le wikicode]

Une comète est composée de plusieurs portions bien distinctes :

  • un noyau rocheux et glacé, qui est un astéroïde transneptunien ;
  • une coma, un halo de gaz et de poussières qui entoure le noyau ;
  • un nuage d'hydrogène qui entoure la coma et qui est invisible à l’œil nu ;
  • une queue d'ions, de couleur bleue, orientée à l'opposé du Soleil ;
  • une queue de poussières assez courbée, de couleur claire.
Comète.

Si la comète est assez éloignée, seul le noyau existe, sans coma et queue, au point qu'elle ressemble à un astéroïde des plus banals.

L'anatomie de la comète s'explique par le fait qu'elles sont chauffées par le vent solaire. Lorsque les comètes s'approchent du Soleil, le vent solaire chauffe leur surface suffisamment fort pour en augmenter fortement la température. Ce faisant, la surface de la comète s'évapore (se sublime), donnant une sorte de halo de gaz et de poussières autour d'elle. Le halo en question est composé d'une portion visible, la coma, entourée par un nuage d'hydrogène. La coma nait de la sublimation de la comète, alors que le nuage d’hydrogène nait de la dissociation des molécules de la coma par les ultraviolets.

La coma est soufflée par le vent solaire, ce qui donne naissance à plusieurs queues : une queue d'ions et une queue de poussières. La queue d'ions est composée de gaz ionisés, alors que l'autre est composée uniquement de particules solides rocheuses. L'existence de deux queues s'explique par la différence de masse entre poussières et gaz/ions : les gaz plus légers s’éloignent plus vite de a comète que les poussières. D'ailleurs, leur différence de masse leur donne une trajectoire différente : la queue de gaz et d'ions est totalement opposée au Soleil, tandis que la queue de poussière est plus courbée.

Trajectoire des deux queues d'une comète.

Sur l'orbite de la comète, on trouve une trainée de poussières composée de poussières lourdes et grosses. Ces poussières sont des poussières de grande taille et très lourdes, qui ne sont que peu soufflées par le vent solaire. Du fait de leur masse, elles ont une vitesse légèrement supérieure à leur vitesse libération, qui est assez importante. En conséquence, elles arrivent à quitter le champ de gravité de la comète, mais ne s'éloignent pas trop de leur trajectoire initiale. Elles restent à proximité de l'orbite de la comète et s'en éloignent très lentement, voire pas du tout. Les poussières plus légères et/ou plus petites sont quant à elles soufflées par le vent solaire et finissent dans la queue de poussière.

La composition chimique des comètes[modifier | modifier le wikicode]

La composition moléculaire moyenne d'une comète est indiquée dans le tableau ci-dessous. Les chiffres donnés proviennent de l'étude de Boice et Huebner, datée de 1999. Si des études plus récentes sont disponibles, les résultats restent encore valables, dans les grandes lignes. On voit que les comètes sont majoritairement composées d'eau sous forme de glace, puis de composés carbonés : monoxyde de carbone, dioxyde de carbone et dérivées du méthane. Les comètes se sont vraisemblablement formées au-delà de la limite des glaces, leur teneur en éléments organiques et en glace faisant foi.

Molécule Concentration
Eau (H2O) 85%
Monoxyde de carbone (CO) 4%
Dioxyde de carbone () 3%
Méthanal () 2%
Méthanol () 2%
Diazote 1%
Autres 3%

La composition atomique est quant à elle donnée dans le tableau suivant. On voit que l'hydrogène et l'oxygène sont de loin majoritaires, marginalement suivis par le carbone et l'azote. D'après les calculs, les rapports N/C (azote sur carbone) et N/O (azote sur oxygène) s'éloignent de la valeur mesurée pour le Soleil. La valeur pour les comètes est de 2 à 3 fois inférieure à celle du Soleil. Les autres gaz sont aussi déficients par rapport au Soleil. L'azote y est 3 fois moins concentré dans les comètes, l’hydrogène l'est près de 700 fois, et les autres gaz le sont encore plus. Pour simplifier, les comètes ont une composition qui ressemble à celle du Soleil, mais à laquelle on aurait retiré les éléments volatils et où les éléments légers seraient moins nombreux. Les comètes seraient des corps primitifs, qui ont peu évolué depuis la formation du système solaire, tout comme les petits astéroïdes. La composition chimique d'une comète doit donc refléter fidèlement la composition chimique qu'avait le système solaire éloigné peu après sa formation.

Précisons cependant que cela ne vaut que pour l'intérieur de la comète, sa surface ayant évolué suite à l'action du rayonnement solaire. L'échauffement lié à la lumière solaire, ainsi que l'action du vent solaire, ont fatalement transformé la composition de la surface. Les composés les plus volatils se sont évaporés et l'altération spatiale a fait son œuvre sur les matériaux restant. La conséquence est que les comètes sont recouvertes par une couche d'irradiation de quelques mètres, radicalement différente de l'intérieur. La surface des comètes est très sombre, du moins quand elles sont éloignées du Soleil, alors que leur intérieur est plus clair.

La composition chimique n'est pas la même dans la queue de gaz et dans la queue de poussière. La queue de gaz est composée de gaz ionisés par le vent solaire. Sa couleur bleue est liée à la présence de molécules ionisées de CO, de dioxyde de carbone et de diazote, qui lui donnent une belle couleur bleue. Plus rarement, la présence d'eau ionisée lui donne une couleur rougeâtre. La queue de poussière est composée en minorité de particule de silicates, mais aussi de particules riches en Carbone, Hydrogène, Oxygène et Nitrogène (Azote) appelées particules CHON.

Molécule Concentration
Glace Poussière
Hydrogène 59.29% 48.1%
Oxygène 33.47% 21.14%
Carbone 5.7% 19.34%
Azote 1.54% 1.00
Silicium 4.39%
Autres 6.03%

La luminosité d'une comète[modifier | modifier le wikicode]

Les comètes n'émettent pas beaucoup de lumières par elles-mêmes, mais elles réfléchissent la lumière du Soleil. Un noyau cométaire a un albédo extrêmement faible, d'à peine 4% en moyenne, avec des valeurs allant de 2% à 7-8%. Ce faible albédo s'explique par le fait que leur surface est recouverte par une couche de matériaux sombres, essentiellement carbonés/organiques, née de l'altération spatiale. En conséquence, une très faible quantité de la lumière solaire est effectivement reflétée vers l'espace. Le reste de la lumière solaire est absorbée et chauffe la comète, ce qui amène celle-ci à se sublimer quand elle approche du Soleil.

Outre l'albédo, la luminosité de la comète dépend de la quantité de lumière solaire qui lui arrive dessus, ainsi que de sa distance. Par distance, on veut dire que la luminosité d'une comète vue de la Terre dépend donc de la distance Soleil-comète, ainsi que de la distance comète-Terre. Voyons pourquoi. En premier lieu, la quantité de lumière incidente dépend de la luminosité solaire de base, la constante solaire vue il y a quelques chapitres, ainsi que de la distance Soleil-comète. Rappelons que la lumière du Soleil est rayonnée dans l'espace dans toutes les directions, ce qui fait qu'elle se répartit sur une sphère de plus en plus grande, au fur et à mesure de son éloignement du Soleil. La luminosité diminue donc avec le carré de la distance, comme nous l'avons vu dans le chapitre sur la température de surface des planètes. En second lieu, une fois la lumière solaire réfléchie, elle doit encore traverser la distance comète-Terre. En traversant cette distance, la lumière réfléchie voit sa luminosité diminuer avec le carré de la distance. Pour résumer, la luminosité d'une comète peut se formuler mathématiquement comme ceci :

Mais les mesures montrent que cette relation ne colle pas vraiment avec les mesures expérimentales. En réalité, l'exposant pour la distance Soleil-Comète n'est pas 2, mais est légèrement plus élevé. En le notant , on a :

La raison à cela est que la comète relache d'autant plus de gaz dans son environnement qu'elle est fortement éclairée. En conséquence, l'émission de gaz réfléchissant est d'autant plus forte qu'elle est proche du Soleil. Ce phénomène suffit à augmenter l'exposant au-delà de 2, vers des valeurs allant de 2,5 à 3. Précisons cependant que la loi de puissance précédent ne vaut que pour les comètes suffisamment proches, et encore : pas toutes. Pour certaines comètes, on ne commence à observer de coma que si elles sont assez proches du Soleil, l'apparition étant très brutale. Ce n'est qu'une fois la coma apparue que la luminosité tend à suivre une loi de puissance, mais pas avant. L’apparition de la coma se fait à partir d'environ 3 Unités astronomiques, à une distance où l'eau peut se sublimer dans des conditions de température et de pression spatiales.

L'évolution des comètes avec le temps[modifier | modifier le wikicode]

Au fur et à mesure de leurs passages près du soleil, les comètes voient leur glace s'évaporer progressivement. Au bout d'un certain temps, toute la glace s'est vaporisée et la comète est alors appelée une comète éteinte. Elle est alors réduite à l'état de gros caillou rocheux, à savoir un astéroïde. Pour l'anecdote, certains astéroïdes de la ceinture principale seraient des comètes éteintes. Autant dire que la distinction entre comètes et astéroïdes est moins tranchée qu'il n'y parait.

Les comètes récentes, qui ont fait peu de passages près du Soleil, sont riches en éléments volatils. Lors de leurs premiers passages, elles dégagent de grandes quantités de gaz et d'ions, donnant des queues d'ions volumineuses et très lumineuses. À l'inverse, les comètes anciennes ont depuis longtemps évaporé la majorité de leur glace. Leur surface est surtout composée de poussières rocheuses, la glace ayant disparu. La comète est alors recouverte d'une croute de poussières de plusieurs mètres de profondeur. L'intérieur de la comète a cependant été préservée, seule la surface se sublimant à chaque passage. L'intérieur de la comète est donc assez claire et riche en glace, alors que la croute de surface est au contraire rocheuse et sombre. Si la croute devient assez épaisse, la comète n'évolue plus et devient alors une comète éteinte.

Il arrive cependant que la croute casse, exposant les glaces internes au Soleil. Cela se produit pour les comètes pas encore éteintes, quand l'épaisseur de la croute de poussière est assez faible. Si la température de la comète augmente suffisamment, l'intérieur de la comète chauffe au point de se sublimer. Des poches de gaz se forment à l'intérieur de la comète. La pression dans ces poches de petite taille est évidemment assez forte, ce qui fait que la pression interne augmente localement. Si la pression est assez forte, les proches explosent et cassent la croute de surface. Mais ce genre de phénomène est assez rare et beaucoup de comètes finissent éteintes.