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Contribution: Maylis Lavayssière
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| Présentation |
| Caractéristiques physiques |
| Caractéristiques spectrales |
Du fait de leurs petites dimensions
et de la basse tempréature de leur environnement, les comètes
sont restées protégées de toute l'évolution physico-chimique
et se situent parmi les objets les plus primitifs du système solaire.
Elles présentent donc un intérêt tout particulier pour l'étude
de l'origine et l'évolution de ce système.
Tant qu'elle n'est pas plus
proche du Soleil que de quelques unités astronomiques, une comète
n'est constituée que de son noyau. Celui-ci est un objet solide dont
le diamètre est de l'ordre d'une dizaine de kilomètres, formé
de glace et de poussière. Lorsque la comète se rapproche du Soleil,
les glaces, en se sublimant, se transforment en gaz qui entrainent avec eux
des poussières qui étaient prises auparavant dans les glaces;
ces gaz et ces poussières constituent la tête et la queue de poussière
observées lors du passage de la comète au périhélie.
Il existe également une queue ionisée qui résulte de l'intéraction
de la comète avec le vent solaire.
Dans la région intérieure
de la tête, dans un diamètre de l'ordre qu'une dizaine de milliers de
kilomètres, les molécules et les poussières sont réparties,
en fonction de la distance au noyau, selon une loi en d-2en
première approximation. Mais en réalité, les densités
de poussières et de gaz seraient plus élevées du fait des
collisions avec les poussières circumnuclénaires. De plus, l'éjection
des gaz et des poussières est très fortement anisotrope, comme
l'ont montré les clichés de la comète de Halley.
La compréhension du
milieu circumnucléaire nécessite une bonne connaissance des paramètres
physiques. On sait que la pressoin autour du noyau est très faible: 10-7
à 10-5 pascal (ie 10-12 à 10-10
atm). Dans le cas de la comète de Halley, la température du noyau
a été mesurée supérieure à 300 K, ce qui
est un indice de la présence de matière absorbante. Une température
moyenne des poussières de la tête peut-être estimée à partir
de leur rayonnement infrarouge.
Loin du Soleil, les têtes de comètes ne montrent
en général qu'un spectre continu à raie d'absorption solaire,
dont l'intensité varie beaucoup d'un comète à une autre.
A mesure que la comète se rapproche du Soleil,
(r<3U.A.) se superposent progressivement au continuum, plusieurs systèmes
de bandes électroniques appartenant à des molécules ou
a des radicaux bioatomiques ou triatomiques. Les observations spectroscopiques
démontrent l'existence de nombreux radicaux et ions, mais ceux-ci ne
sont que des produits secondaires, résultats de la dissociation des molécules-mères
par le flux ultraviolet solaire.
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TABLEAU
Identifications spectrales dans les comètes dans le domaine du visible. |
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Localisation
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Identification
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Tête (chevelure)
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CN,C2, C3, CH, 12C13C, NH, NH2 [OI], OH, Na, Ca, Cr, Mn, Fe Ni, Cu, K, Co, H Al, Si, He (identification tentative) |
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Queue (plasma)
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CO+, CH+, CO2+, N2+, OH+, H2O+ |
A cura di Maylis Lavayssière
| Presentazione |
| Caratteristiche fisiche |
| Caratteristiche spettrali |
A causa delle loro piccole
dimensioni e della bassa temperatura del loro ambiente, le comete non hanno
subìto alcuna evoluzione fisico-chimica e sono quindi fra gli oggetti più primordiali
del sistema solare e perciò particolarmente interessanti per lo studio della
sua origine e della sua evoluzione.
Finché si trova a qualche unità
astronomica di distanza dal Sole, una cometa è costituita soltanto dal suo nucleo.
Questo è un oggetto solido il cui diametro è dell'ordine di una decina di chilometri
ed è formato da ghiaccio e polveri. Quando la cometa si avvicina al Sole, il
ghiaccio, sublimando, si trasforma in gas e trasporta con sé le polveri in esso
inglobate; questi gas e le polveri costituiscono la chioma e la coda di polveri
osservate durante il passaggio della cometa al perielio. E' anche presente una
coda ionizzata dovuta all'interazione tra la cometa e il vento solare.
Nella parte più interna della
chioma, all'interno di un diametro dell'ordine di circa 10.000 km, le molecole
e le polveri si distribuiscono, in prima approssimazione e in funzione della
distanza dal nucleo, secondo una legge di proporzionalità diretta con d-2.
In realtà, le densità delle polveri e dei gas risultano più elevate a causa
delle collisioni con le polveri circumnucleari. Inoltre, l'emissione di gas
e di polveri è molto fortemente anisotropa, come risulta anche dalle foto della
cometa di Halley.
La comprensione del mezzo circumnucleare
richiede una buona conoscenza dei parametri fisici. E' noto che la pressione
intorno al nucleo è molto debole: da 10-7 a 10-5 pascal
(ossia da 10-12 a 10-10 atm). Nel caso della cometa di
Halley, la temperatura del nucleo è risultata superiore a 300 K, confermando
quindi la presenza di materia assorbente. La temperatura media delle polveri
della chioma può essere stimata a partire dalla loro emissione infrarossa.
Lontano dal Sole, la testa
delle comete mostra normalmente soltanto uno spettro solare continuo con righe
di assorbimento, la cui intensità varia molto da una cometa all'altra.
Avvicinandosi al Sole (r<3U.A.),
si osserva la progressiva sovrapposizione sul continuo di diversi sistemi di
bande elettroniche appartenenti a molecole o radicali bi-atomici o tri-atomici.
Le osservazioni spettroscopiche mostrano l'esistenza di numerosi radicali e
ioni ma questi sono prodotti secondari provenienti dalla dissociazione delle
molecole originarie dovuta al flusso ultravioletto di origine solare.
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TABELLA
Identificazione delle righe in spettri di comete nella regione del visibile. |
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Localizzazione
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Identificazione
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Testa (chioma)
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CN,C2, C3, CH, 12C13C, NH, NH2 [OI], OH, Na, Ca, Cr, Mn, Fe Ni, Cu, K, Co, H Al, Si, He (da confermare) |
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Coda (plasma)
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CO+, CH+, CO2+, N2+, OH+, H2O+ |
Per la traduzione in italiano un ringraziamento speciale a Marco Angiolo Innocenti.
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