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Les comètes

Jan Oort vers 1975. Doc Jonathan S.Blair/NGS.

Le Nuage de Oort (II)

Depuis que les astronomes scrutent le ciel, ils ont catalogué quelque 5900 comètes mais la plupart n'ont été vues qu'une seule fois ou il n'a pas été possible de tracer leur orbite.

Parmi les 977 comètes périodiques (cataloguées P/ et C/) recensées en 2018 par le MPC (une dizaine de nouvelles comètes s'y ajoutent chaque année), on dénombre 603 comètes à courte période, inférieure à 200 ans. On trouve principalement les comètes de la "famille Jupiter" dont l'aphélie se trouve à 5.2 UA et l'inclinaison moyenne de 12° sur le plan de l'écliptique. Ces comètes se déplacent comme les planètes, dans le sens direct. La plupart d'entre elles gravitaient probablement sur des orbites hyperboliques (excentricité >1) mais des perturbations gravitationnelles les ont transformées en ellipse de courte période (excentricité <1).

Il n'existe pas de comète dont la période est comprise entre 20 et 27 ans. Nous retrouvons un effet analogue à celui qui préside dans l'anneau de Saturne et dans la Ceinture des astéroïdes : Jupiter et Saturne créent un phénomène de résonance gravitationnelle qui empêche les objets de graviter sur certaines orbites.

En complément, 374 comètes forment le groupe à longue période (C/), oscillant entre 200 ans et quelques millions d'années. L'excentricité de leur orbite ne dépasse pas 1.006 mais leur inclinaison est tout à fait aléatoire.

L’analyse statistique des orbites des nouvelles comètes tend à démontrer que l’objet parent suit une orbite circulaire autour du Soleil. En fait toutes les théories confondues prédisent que l’on doit observer le même nombre de comètes à toute distance du périhélie étant donné la forte influence du hasard dans le jeu des perturbations stellaires.

Les enregistrements obtenus lors des missions spatiales vers Halley confirment l’hypothèse selon laquelle les comètes sont apparues dans la région Jupiter-Neptune avant d'être rejetées hors du système solaire sur des trajectoires paraboliques ou hyperboliques lors de la formation du système solaire, il y a plus de 5 milliards d'années.

Aspect général du Nuage de Oort. Voici la version annotée. La bande équatoriale évasée située entre 15-1000 UA représente la Ceinture de Kuiper tandis que la zone extérieure (10000-100000 UA) représente le Nuage de Oort a proprement dit. Document Pierre Carril/Novapix.

En examinant la distribution des aphélies des 86 comètes quasi paraboliques, dont l'excentricité est voisine de l'unité et dont les orbites sont connues avec une grande précision, on découvre la présence d'un maximum à la valeur de 50000 UA (0.8 année-lumière), ce qui correspond à une période de 4 millions d'années. Son interprétation, maintenant classique, aboutit au concept du nuage cométaire, appelé le "Nuage de Oort" en hommage à l’astronome hollandais qui suggéra son existence en 1950.

Pour être précis, historiquement c'est l'astronome estonien Ernst Öpik (le même qui décrivit le processus de combustion des météores dans l'atmosphère, qui calcula la densité d'une étoile dégénérée et écrivit des articles sur les possibilités de vie dans l'univers notamment) qui suggéra dès la fin du XIXe siècle l'existence d'un vaste nuage cométaire constitué de noyaux de roches glacés situé entre 5000 UA et plus de 100000 UA.

Ce "nuage" s'étendrait sur un rayon de 3 années-lumière (30 mille milliards de kilomètres) et selon les simulations de l'évolution dynamique des comètes réalisées par Paul Weisman, il devrait exister un population de 1800 à 2100 mille milliards de comètes dont la masse est estimée à environ 40 fois celle de la Terre. Au sein de ce nuage, les morceaux de roches et de glaces seraient séparés d'environ dix millions de kilomètres les uns des autres. La majorité d'entre eux sont rassemblés dans un noyau relativement dense qui réside dans le plan de l'écliptique.

Si nous rapportons les dimensions du Nuage de Oort à une échelle plus raisonnable 1015 fois plus petite, le demi-grand axe de l’orbite terrestre représente une distance de 0.15 mm au centre. A cette échelle Pluton se trouve à 6 mm de distance; le Nuage de Oort se situe entre 6 et 7.5 m de distance et la première étoile réside à... 41 m ! Les preuves de son existence sont donc loin d’être évidentes bien qu’à l’échelle de notre modèle réduit il doit exister une comète par millimètre cube. Elles évolueraient sur des orbites stationnaires, se déplaçant dans notre modèle de 3 mm tous les 1000 ans. Même à cette échelle microscopique les grandeurs et les échelles de temps sont déjà astronomiques !

Origines des perturbations

Si notre modèle renforce l’impression de vide dans le système solaire, ce qui est tout à fait réel, les comètes et tout le Nuage de Oort restent néanmoins sous l’emprise du Soleil. Seul un réservoir cométaire gigantesque peut expliquer le fait que certaines d’entre elles sont éjectées de leur trajectoire et pénètrent par hasard dans le système solaire, insensiblement attirées vers un Soleil qui ne se distingue pas des étoiles voisines.

Selon l'idée de Oort, dont le schéma est aujourd'hui accepté par tous, l'orbite des comètes peut être modifiée sous l'influence de plusieurs facteurs, tous évidemment liés à des perturbations gravitationnelles.

- Les étoiles proches du Soleil dont les positions relatives évoluent sur une période d'un million d'années

- Les étoiles du disque de notre Galaxie poussées par la pression du noyau galactique,

- Les immenses nuages moléculaires proches constitués d'hydrogène froid et dont la masse est de loin supérieure à celle du Soleil.

Voyons dans le détail comme se déroule ce processus.

Le Soleil gravite autour de la Voie Lactée à quelque 220 km/s (cf. ce schéma). Dans l'environnement du Soleil la différence de vitesses entre étoiles est d'environ 20 km/s. C'est cette différence de marche entre étoiles qui génère des perturbations gravitationnelles capables de modifier la trajectoire des comètes dans le Nuage de Oort.

Ainsi, pour une étoile semblable au Soleil passant à 1.63 année-lumière (0.5 pc) avec une vitesse relative de 20 km/s, le changement de vitesse est d'environ 1 m/s. Etant donné que les étoiles s'approchent de façon aléatoire du Nuage de Oort (mouvement dit brownien), parfois accélérant parfois ralentissant la vitesse des comètes, on comprend mieux qu'en l'espace de quelques centaines de millénaires et le passage de plusieurs milliers d'étoiles l'orbite des comètes soit drastiquement perturbé.

L'attraction gravitationnelle

Le mouvement brownien

Pourquoi ce changement de trajectoire est-il si lent malgré le nombre important d'étoiles gravitant dans notre banlieue ? Bien que les étoiles soient entraînées dans la circulation générale de la Voie Lactée, à l'échelle locale chacune est suffisamment isolée pour suivre une marche aléatoire. Par analogie au mouvement brownien dont une illustration figure ci-dessus, s'il suffit d'ordinaire de "N pas de longueur L" pour parcourir une distance D, dans une marche aléatoire la distance parcourue augmente comme la racine carrée de N.

S'il faut franchir une distance d'une année-lumière à une vitesse de 100 km/s, on peut franchir cette distance en 3 siècles tandis qu'il faudra 29 mille milliards de siècles (plus que la durée de l'Univers) dans une marche aléatoire car à l'image d'une personne ivre sa trajectoire va parfois à reculons. Une autre analogie est de considérer que si les étoiles proches provoquent chacune une accélération aléatoire de 1 m/s, pour entraîner un changement de vitesse 100 m/s il faut compter sur l'interaction de 10000 étoiles. Ces perturbations sont donc très lentes et se déroulent sur une échelle de temps compatible avec la vie de la Galaxie.

Enfin, le temps que met une perturbation pour infléchir la trajectoire d'une comète dépend de l'emplacement de la comète au sein du Nuage de Oort. Aux limites extérieures du nuage, au-delà d'une année-lumière, l'attraction du Soleil est si faible que les étoiles proches produisent de fortes perturbations. Ces marées gravitationnelles agissent comme un aimant et sont capables d'injecter des comètes à longue période dans le système solaire, certaines tombant sous l'attraction des planètes. En effet, dès la fin du XIXe siècle ont mis en évidence que les comètes orbitant sur des trajectoires paraboliques peuvent après un passage près de Jupiter, devenir des comètes à courte période, le champ gravitationnel de Jupiter agissant comme une fronde quand il ne les détruit pas.

De la même manière, lorsque l'inclinaison initiale de l'orbite est supérieure à 20° l’astronome et astrophotographe américain Edgard Everhart démontra que 50% des comètes sont éjectées à grande vitesse du Nuage de Oort dans l'espace interstellaire et quittent définitivement le système solaire. Plus près du Soleil, les constituants du Nuage de Oort sont fermement maintenus par la gravitation et peuvent ne jamais ressentir l'attraction des étoiles proches.

La seconde source de perturbation est liée au champ gravitationnel engendré par le disque de la Voie Lactée. Etant donné qu'ici entre en jeu la force combinée de plusieurs dizaines de milliers d'étoiles, l'effet est comparable en magnitude à celui des étoiles proches du Soleil.

Enfin, occasionnellement mais cela est beaucoup plus rare, au cours de sa course autour de la Voie Lactée le Soleil peut traverser des nuages moléculaires géants de plusieurs centaines de masses solaires. Il va de soi que le champ gravitationnel d'une telle masse peut perturber le Nuage de Oort engendrant une averse massive de comètes qui plongeront jusqu'au plus profond du système solaire. Plus d'un astronome pensent que ce type de phénomènes, plutôt cataclysmique, aurait pu modifier notre écosystème au point de détruire la biosphère.

Fréquence des perturbations stellaires

Quelle est la fréquence de ces perturbations d'origine stellaire ? Jusque récemment, les astronomes n'avaient identifié qu'une poignée d'étoiles pouvant influencer la course des corps situés dans la partie extérieure du système solaire dont Gliese 710 et Algol.

En 1998, Joan Gracía-Sánchez et ses collègues dont David Latham avaient examiné le catalogue stellaire Hipparcos (ESA SP-1200) contenant les données astrométriques  (position, parallaxe et mouvement propre) de 118218 étoiles proches, à partir desquelles ils devaient encore calculer les vitesses radiales. Les chercheurs sélectionnèrent finalement 1194 étoiles pour lesquelles ils assumaient une vitesse radiale maximale de 1000 km/s afin de tenir compte des étoiles errantes les plus rapides (2 à 3 fois plus rapides que la vitesse moyenne de dispersion) et un paramètre d'impact ne dépassant pas 3 pc ou 9.78 a.l. Leur but était d'identifier les étoiles s'approchant à moins de 3 pc du Soleil d'ici environ 10 milliards d'années. Finalement, les chercheurs ont pu réduire les candidates susceptibles de s'approcher du système solaire à 564 étoiles pour lesquelles ils ont calculé les vitesses radiales et simulé l'effet des perturbations à N corps, y compris celui du potentiel gravifique de la Voie Lactée.

Le satellite d'astrométrie Gaia lancé par l'ESA en 2013. Il gravite sur une orbite de type Lissajous autour du point de Lagrange L2.

Les chercheurs ont obtenu un taux de rencontres N = 3.5D2.12 / Milliard d'années avec D la distance en parsec soit de l'ordre de 10-5 pour Gl 710, valeur considérée comme une limite inférieure compte tenu de l'incomplétude des données du satellite Hipparcos. Les chercheurs avaient calculé que Gliese 710 devait se rapprocher jusqu'à 0.34 pc ou 1.1 a.l. d'ici ~1.4 milliard d'années et plusieurs autres étoiles à moins de 1 pc ou 3.26 a.l. dans moins de 10 milliards d'années (cf. Table 2 de leur article). Le système de Proxima du Centaure situé à 4.24 a.l. ne s'approcherait pas à moins de 0.9 pc ou 3.1 a.l. d'ici 26700 ans. Ils concluaient : "aucune étoile en transit ne pertubera suffisamment le Nuage de Oort pour créer une augmentation substantielle du flux de comètes à longue période à hauteur de l'orbite terrestre". Mais comme le soulignent les auteurs, leurs conclusions étaient fondées sur des données incomplètes et devaient donc être affinées.

Grâce aux nouvelles données astrométriques enregistrées par le satellite Gaia de l'ESA (DR2) qui a pu mesurer la position, la parallaxe et le mouvement propre de 1.3 milliard d'étoiles jusqu'à la magnitude 21 ainsi que les vitesses radiales de plus de 7.2 millions d'étoiles parmi d'autres astres, les astronomes ont pu simuler avec précision les interactions entre bien plus d'étoiles proches. Le programme de Gaia a toutefois temporairement exclu de ses recherches les étoiles de faibles masses (trop pâles pour être détectées) et les très massives (car trop brillantes et saturant souvent les capteurs photosensibles), limitant donc l'échantillon aux étoiles comprises entre 0.5 et 1.3 fois la masse du Soleil.

Notons que la troisième distribution des données de Gaia (DR3) prévue dans quelques années devrait contenir les données de 50 voire de 100 millions d'étoiles soit 10% de la Voie Lactée, augmentant l'échantillon vers les étoiles plus légères et les plus massives.

Sur base des données du catalogue Gaia DR2, en 2018 Coryn Bailer-Jones de l'Institut Max Planck et ses collègues ont pu tracer les trajectoires de 7.2 millions d'étoiles proches sur une période de 15 milliards d'années autour de l'époque actuelle. Les résultats de leur analyse furent publiés en 2018 dans la revue "Astronomy & Astrophysics" (en PDF sur arXiv).

En tenant compte des perturbations locales, du potentiel gravifique Galactique et en supprimant les faux signaux, les chercheurs ont trouvé 694 étoiles se rapprochant à moins de 5 pc soit 16.3 années-lumière du Soleil sur la période considérée. 26 étoiles ont une probabilité de 50% de se rapprocher à moins de 1 pc ou 3.26 a.l. et 7 étoiles à moins de 0.5 pc ou 1.6 a.l.

La rencontre la plus rapprochée est bien celle de l'étoile Gliese 710 précitée alias HD 168442 qui a une probabilité de 95% de se rapprocher à moins de 0.08 pc soit 17000 UA du Soleil, c'est-à-dire dans la partie interne du Nuage de Oort. Cette distance est 20 fois inférieure à celle calculée par les astronomes en 1998. Cette étoile de magnitude visuelle 9.7 (V) et de classe spectrale K7Vk est actuellement située à 19.3 pc ou 63 années-lumière dans la constellation du Serpent. Elle se rapproche du système solaire à 13 km/s et présente également la plus grande impulsion par rapport au Nuage de Oort.

Concernant l'évolution spatiale de ces étoiles, sur base d'un modèle d'évolution galactique, les chercheurs ont constaté que seulement 15% des rencontres à moins de 5 pc surviennent sur une période de ±5 milliards d'années (l'imprécision étant liée à l'absence de données sur les vitesses radiales des étoiles faibles et/ou froides). Malgré cette incertitude, les chercheurs concluent que le taux actuel de rencontres à moins de 1 pc est d'environ 20 par milliard d'années, quantité qui varie en fonction quadratique (~ du carré) de la distance.

Rho Persei (en orange, classe spectrale M4II) séparée de 1.5° de Beta Persei (Algol, en bleu-vert, B8V) photographiées en 2012 par Greg Parker avec une lunette Takahashi Sky 90 équipée d'une caméra CCD Starlight Xpress SXVR-M25C.

Rappelons également que l'étoile variable Algol (β Persei) d'une masse de 5.8 M se serait déjà rapprochée du système solaire il y a 7.3 millions d'années. Ce système triple aujourd'hui situé à 92 années-lumière aurait pu perturber suffisamment le Nuage de Oort pour déloger un certain nombre de comètes dormantes qui seraient entrées dans le système solaire interne. On estime toutefois que le passage d'Algol n'a que faiblement augmenté le nombre de collisions cométaires.

Aujourd'hui Algol brille à la magnitude visuelle de 2.1. A sa distance minimale, elle devait être 50 fois plus brillante avec une magnitude visuelle de -2.5, soit presque 3 fois plus brillante que Sirius et autant que Mercure ou Jupiter. Nos ancêtres vivant à l'époque de Toumaï auraient facilement pu l'observer.

Notons qu'en 1998, Lawrence A. Monar et Robert L.Mutel de l'Université d'Iowa étaient déjà parvenus aux mêmes conclusions concernant Gl 710 et Algol mais étant donné leur faible échantillonnage et l'incertitude élevée, leurs résultats se sont avérés rétrospectivement beaucoup moins précis et même incorrects concernant l'époque de la rencontre avec Algol (qui selon leurs calculs remontait à 4.3 milliards d'années à 4.09 pc), ce qui montre tout l'intérêt d'utiliser des paramètres précis et un large échantillonnage.

Enfin, dans une étude publiée dans les "MNRAS" en 2018 (en PDF sur arXiv), Carlos de la Fuente Marcos de l'Université Complutense de Madrid et ses collègues ont analysé les trajectoires de plus de 300 astéroïdes et découvert qu'une trentaine d'entre eux semblent provenir de la constellation des Gémeaux, du point exact où "l'étoile de Scholz" (un système binaire découvert en 2013 composé notamment d'une naine rouge situé à environ 20 a.l. dans la Licorne) aurait traversé le Nuage de Oort il y a environ 70000 ans (cf. E.E.Mamajek et al., 2015), alors qu'ils devraient être distribués au hasard dans le ciel. Cette étoile aurait perturbé l'orbite des comètes évoluant dans cette zone et probablement celui de quelques astéroïdes aujourd'hui sur une orbite héliocentrique inhabituelle (excentrique, très inclinée ou hyperbolique).

Bien que ces perturbations gravitationnelles soient peu nombreuses et très lentes, elles sont néanmoins continues. Certaines comètes se rapprochent tellement du Soleil (environ 1 mm dans notre modèle) qu'elles deviennent visibles depuis la Terre. C'est ainsi que l'on peut découvrir de nouvelles comètes, pour citer la comète de Kohoutek qui apparut en 1973. C'est ce qui explique que chaque année quelques amateurs passionnés inscrivent leur nom en lettres de feu sur le velours noir du ciel. Vous trouverez dans le chapitre consacré aux techniques d'observation des méthodes qui vous permettront peut-être, un jour, de découvrir une comète...

Questions ouvertes

Quelle preuve a-t-on de l'existence du Nuage de Oort ?

N'étant pas en mesure d'explorer cette région lointaine du système solaire (même à la vitesse de 15 km/s, il faudra 300 ans pour que les sondes spatiales Pioneer et Voyager atteignent le Nuage de Oort et 3000 ans pour qu'elles le traversent), nous n'avons pas la preuve que le Nuage de Oort existe. En revanche, il existe une série d'observations indirectes attestant l'existence du Nuage de Oort. Comme nous l'avons expliqué, nous savons depuis 1932 grâce aux travaux d'Ernst Öpik, puis ceux de Jan Oort en 1950 qu'il doit exister un réservoir de comètes pour expliquer l'origine des comètes à longue période dont l'aphélie se trouve au-delà de l'orbite de Pluton. Cette source de comètes à longue période gravitationnellement liées au Soleil ne peut pas être interstellaire.

En outre, l'existence de roches dans la Ceintures de Kuiper (dont les orbites mesurent entre 30 et 100 UA) est probablement la continuation de ce réservoir de roches à l'intérieur du système solaire.

Argument tout aussi pertinent, on observe des configurations similaires autour d'autres systèmes protoplanétaires, autant d'indices indiquant qu'il s'agit de mécanismes communs liés au processus de formation stellaire.

Si l'existence du Nuage de Oort explique l'évolution orbitale des comètes, les raisons de son existence n'ont pas encore été élucidées. Les comètes sont un chaînon important dans la cosmogonie du système solaire. Leur confinement à grandes distances du Soleil leur permit de conserver leurs éléments constitutifs originaux ce qui explique la diversité de leurs composants.

Une question de chimie

En essayant de comprendre la nature des comètes, nous avons mis en évidence les lacunes du modèle Standard proposé par Whipple. Il a depuis été amendé mais comme d'habitude en science, le modèle ultime qui expliquerait l'évolution de n'importe quelle comète n'existe pas. Nos modèles actuels pêchent donc par approximation et nous imposent de revoir périodiquement nos copies, à chacune de leur visite pourrait-on dire.

Certaines comètes périodiques, comme Halley et West, malgré leur forme et leur structure ne corroborent pas l'hypothèse du Nuage de Oort. Le rapport d'abondance des deux isotopes du carbone que l'on retrouve dans leur chevelure, 12C et 13C confirme que ces deux comètes contiennent 25 fois plus de 12C que la moyenne du système solaire.

Pour les astronomes du mont Stromlo en Australie, Halley et West se sont formées au-delà de Neptune, peut-être même en dehors du système solaire où l'on retrouve le même rapport 12C/13C. Pour Suzan Wyckoff de l'Université d'Arizona, ce rapport isotopique signifie qu'une supernova à exploser près du Soleil lors de la formation du système solaire. Sa partie externe se serait ensuite séparée pour former les planètes géantes. Mais cette "pollution" protosolaire aurait dû laisser des traces dans les autres comètes périodiques. On devrait également retrouver des traces de plutonium dans les strates terrestres.

C’est la raison pour laquelle certains astronomes ont préféré imaginer l’existence d’un autre anneau, beaucoup plus proche, vers 40 ou 100 UA qui expliquerait plus facilement l’apparition et les paramètres orbitaux des comètes ainsi que les anomalies orbitales des planètes géantes. Il s'agit de la Ceinture de Kuiper que la sonde spatiale New Horizons devrait atteindre en 2026.

Avec le Nuage de Oort nous arrivons à l’extrémité du système solaire, au-delà duquel nous entrons dans l’espace interstellaire ou l’effet du Soleil n’a plus aucune influence car elle est gommée par celle des étoiles proches qui devient dominante.

Pour plus d'informations

New stellar encounters discovered in the second Gaia data release (PDF sur arXiv), Coryn Bailer-Jones et al., Astronomy & Astrophysics, 2018

Radio Observations of Algol. II. Computation of Close Stellar Encounters with the Oort Cloud, Lawrence A. Monar et Robert L.Mutel, 1998

Stellar encounters with the Oort Cloud based on Hipparcos data, Joan Gracía-Sánchez et al., The Astronomical Journal, 117, 1998

Dynamics of Comets: Their Origin and Evolution, Proceedings of the 83rd Colloquium of the International Astronomical Union, 1984.

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