Dynamique
Les comètes se trouvent généralement sur des orbites plus excentriques et plus inclinées que les autres corps du système solaire. En général, les comètes ont été initialement classées en deux groupes dynamiques: les comètes à courte période avec des périodes orbitales inférieures à 200 ans et les comètes à longue période avec des périodes orbitales supérieures à 200 ans. Les comètes à courte période ont été divisées en deux groupes, les comètes de la famille de Jupiter avec des périodes inférieures à environ 20 ans et les comètes de type Halley avec des périodes supérieures à 20 ans mais inférieures à 200 ans. En 1996, l’astronome américain Harold Levison a introduit une nouvelle taxonomie qui impliquait une quantité appelée paramètre de Tisserand :
T = aJ/a + 2 1/2 cos i
où a, e et i sont respectivement le demi-grand axe, l’excentricité et l’inclinaison de l’orbite de la comète, et aJ est le demi-grand axe de l’orbite de Jupiter. Le paramètre de Tisserand est à peu près constant pour une orbite de comète donnée et a été créé par l’astronome français Félix Tisserand afin de reconnaître et d’identifier les comètes périodiques en retour même si leurs orbites avaient été perturbées par Jupiter.
Les comètes de la famille de Jupiter ont des paramètres de Tisserand(T) compris entre 2,0 et 3,0, et les comètes de type Halley et à longue période ont des valeurs de T inférieures à 2,0. Les astéroïdes ont généralement des valeurs de T supérieures à 3,0. Cependant, il existe à la fois des comètes périodiques dont les orbites ont évolué vers des valeurs de T supérieures à 3 et des astéroïdes de valeurs de T inférieures à 3. Beaucoup de ces derniers se sont révélés être probablement des noyaux de comètes éteints ou inactifs.
Une autre différence importante dans les groupes dynamiques est leurs distributions d’inclinaison orbitale. Les comètes de la famille de Jupiter ont généralement des orbites légèrement inclinées par rapport à l’écliptique (le plan de l’orbite terrestre), avec des inclinaisons allant jusqu’à environ 35°. Les comètes de type Halley peuvent avoir des inclinaisons beaucoup plus élevées, y compris des orbites rétrogrades qui tournent autour du Soleil dans la direction opposée, mais pas totalement aléatoires. Les comètes à longue période ont des inclinaisons totalement aléatoires et peuvent s’approcher du système planétaire de toutes les directions. En conséquence, les comètes de la famille de Jupiter sont également connues sous le nom de “comètes écliptiques”, tandis que les comètes à longue période sont également connues sous le nom de “comètes presque isotropes”.”
Les inclinaisons des orbites cométaires fournissent des indices importants sur leur origine. Comme mentionné ci-dessus, les simulations dynamiques montrent que la grande concentration d’orbites de comètes de la famille de Jupiter proches de l’écliptique ne peut provenir que d’une source aplatie de comètes. Cette source est la ceinture de Kuiper, un disque aplati de corps glacés au-delà de l’orbite de Neptune et s’étendant à au moins 50 UA du Soleil. La ceinture de Kuiper est analogue à la ceinture d’astéroïdes et est composée de corps riches en glace qui n’ont jamais eu le temps de se former en une planète plus grande.
Plus précisément, la source des comètes de la famille de Jupiter s’appelle le disque dispersé, comètes de la ceinture de Kuiper qui sont sur des orbites plus inclinées et excentriques mais avec un périhélie proche de Neptune. Neptune peut disperser gravitationnellement les comètes du disque dispersé vers l’intérieur pour devenir des comètes de la famille de Jupiter ou vers l’extérieur vers le nuage d’Oort.
Comme décrit ci-dessus, la source des comètes à longue période est le nuage d’Oort, qui entoure le système solaire et s’étend sur des distances interstellaires. La clé pour reconnaître cela était la distribution des énergies orbitales, qui a montré qu’une grande partie des comètes à longue période se trouvaient sur des orbites très éloignées avec des axes semi-majeurs de ~ 25 000 UA ou plus. Les orbites des comètes dans le nuage d’Oort sont si éloignées qu’elles sont perturbées par des étoiles qui passent au hasard et par les forces de marée du disque galactique. Encore une fois, les simulations dynamiques montrent que le nuage d’Oort est la seule explication possible du nombre observé de comètes avec des orbites très éloignées qui sont encore gravitationnellement liées au système solaire.
Les comètes du nuage d’Oort sont sur des orbites aléatoires en inclinaison et en orientation. Il y a cependant quelques écarts par rapport au hasard qui révèlent l’importance de la marée galactique dans l’envoi de comètes dans la région visible où elles peuvent être observées. La marée galactique et les perturbations stellaires doivent agir ensemble pour fournir un flux permanent de nouvelles comètes à longue période.
L’explication générale de la formation des comètes dans le nuage d’Oort est qu’il s’agit de planétésimaux glacés de la région des planètes géantes. Au fur et à mesure de leur formation, les planètes géantes en croissance ont dispersé gravitationnellement les planétésimaux restants de leurs zones. C’est un processus inefficace, seulement environ 4% des comètes éjectées étant capturées dans le nuage d’Oort. La plupart des autres sont éjectés sur des orbites hyperboliques vers l’espace interstellaire.
Il est également possible que si le Soleil s’était formé dans un amas d’étoiles, comme le font la plupart des étoiles, il ait échangé des comètes avec les nuages d’Oort croissants de ces étoiles voisines. Cela pourrait être un contributeur important à la population de cloud Oort.
La source des comètes de type Halley avec leurs inclinaisons et excentricités intermédiaires fait encore débat. Le disque dispersé et le nuage d’Oort ont été suggérés comme sources. Il se peut que l’explication réside dans une combinaison des deux réservoirs cométaires.
Les astronomes ont souvent débattu de l’existence des comètes interstellaires. Seules quelques comètes observées ont des solutions d’orbite hyperbolique, et celles-ci sont toujours à peine hyperboliques avec des excentricités allant jusqu’à environ 1,0575. Cela se traduit par des comètes avec des vitesses excessives d’environ 1-2 km (0.5-1 mile) par seconde, une valeur très faible et peu probable, étant donné que le mouvement du Soleil par rapport aux étoiles voisines est d’environ 20 km (12 miles) par seconde. Une comète vraiment interstellaire avec cette vitesse excessive aurait une excentricité de 2.
