Les comètes

Les comètes sont des restes de la formation du système solaire, des sortes de témoignages encapsulés qui contiennent du matériau intact de l'époque de la formation du Soleil et des planètes. Il y a cent milliards de comètes dans les régions extérieures du système solaire. En date de 2016, un total de 8 comètes avait été visité par des missions spatiales, qui ont aidé à comprendre à quoi ressemblent exactement ces corps du système solaire. Les comètes sont les restes, de glace, de la formation des planètes il y 4,6 milliards d'années. Les comètes sont un mélange de poussière et de glace et, si elles étaient complètement compactes, elles seraient plus lourdes que l'eau. Cependant, les mesures ont montré que certaines comètes dont des densités extrêmement basses, beaucoup plus que celle de la glace d'eau et donc qu'elles devraient être hautement poreuses mais d'une façon homogène. La porosité des comètes sont vraisemblablement une propriété intrinsèque des particules de poussière mélangées à la glace et qui constituent le corps de la comète du fait que la poussière cométaire n'est pas un solide compact mais plutôt un agrégat "pelucheux". Les comètes typiques dont on pense qu'elles se forment dans le système solaire extérieur, sont composées de glace plutôt que de roches

Les comètes peuvent être périodiques, c'est-à-dire que leur orbite les fait passer régulièrement dans le système solaire interne. Mais la plupart des comètes classées périodiques par les astronomes n'ont jamais été réllement observées comme telles: on ne les a jamais vues, selon la définition, plus de deux fois à leur périhélie. Des milliers de comètes que les astronomes ont trouvées, par ailleurs, seules 190 sont des comètes périodiques (à courte ou longue période). Les comètes à période courte orbitent autour du Soleil en moins de 200 ans et elles le font, pour dire simple, dans le plan de l'écliptique. On pense que la plupart de ces comètes viennent de la Kuiper Belt, la "ceinture de Kuiper", cette zone qui comprend des noyaux cométaires et divers objets glacés, restes de la formation du système solaire, qui se trouve au-delà de l'orbite de Pluton. Une comète de la Kuiper Belt est attirée tous les 40 à 100 ans dans le système solaire intérieur par la gravitation de Neptune; sa trajectoire est ensuite modifiée par les planètes jusqu'à ce que la gravité de Jupiter la place sur une orbite définitive. Les comètes à longue période, elles, peuvent avoir des périodes orbitales d'entre 12000 à 30 millions d'années et elles ont des orbites qui sont plus variées dans leur relation à l'écliptique. Cette deuxième catégorie de comètes ont leur origine dans une zone plus éloignée, le "Nuage de Oort", une zone gigantesque, aux limites du système solaire, qui comprend aussi des restes de la formation de celui-ci. Les comètes du nuage de Oort ont des orbites qui commencent à 300 milliards de kilomètres du Soleil (186 milliards de miles) et peuvent avoir des révolutions de milliers voire de millions d'années. Les comètes à longue période d'une taille d'au moins 1km (0,6 mile) sont nombreuses et, en moyenne, jusqu'à deux fois plus grandes que les "comètes de la famille de Jupiter" (celles dont les orbites ont été déterminées par la gravité de la planète géante lors de plusieurs passages et ont des révolution de moins de 20 ans -en général de 5 à 7 ans). Les comètes à longue période qui passent près du Soleil sont d'une taille plus petite que celles qui passent plus de temps au loin et on a aussi découvert que des amas qui se trouvent au long de leurs orbites laissent penser qu'elles auraient pu être autrefois des corps de grande taille, lesquels se sont brisés et sont à l'origine de ces amas. Ce fut la comètre 2P/Encke -du nom de l'astronome allemand qui calcula l'orbite- qui fut la première comète à courte période découverte (dans les débuts du XIXème siècle): avec sa révolution de 3,3 ans et un aphélie situé à l'intérieur de l'orbite de Jupiter, elle fit sensation puisque toutes les comèes connues jusque là étaient du type comète de Halley dont la révolution était importante et l'aphélie bien au-delà d'Uranus. Certaines comètes, enfin, pour clore cette typologie, peuvent avoir des orbites hyperboliques ou paraboliques, ce qui signifie qu'elles ne passent qu'une seule fois dans le système solaire intérieur. Certaines comètes sont nées dès il y a plus de 4,5 milliards d'années dans une région très froide de la nébuleuse protoplanétaire qui a donné naissance au système solaire. La plupart des comètes passent, à leur périhélie, à entre 0,05 et 2,5 UA du Soleil. Les comètes commencent souvent leur vie dans les confins du système solaire et peuvent ensuite être attirée plus vers l'intérieur par le jeu des influences gravitationnelles de Jupiter, s'installant alors sur des orbites plus proches du Soleil. La plupart des comètes à orbite parabolique viennent des fins fonds du système solaire mais l'orbite est modifiée par le jeu gravitationnel de Jupiter et Saturne et elle devient une orbite elliptique avec une très forte élongation (ce qui donne une révolution très longue de l'ordre de centaines de milliers à des millions d'années). Les comètes, finalement, dans le système solaire interne, sont plus rares que les astéroïdes, lesquels sont regroupés dans la ceinture des astéroïdes, entre Mars et Jupiter. La célèbre comète de Halley, qui passe tous les 76 ans dans le système solaire intérieur, est, maintenant sur la partie de son chemin qui la ramène vers les extrêmités du système solaire. Elle ne reviendra pas vers l'intérieur du système avant 2061. La comète de Halley a une orbite rétrograde et une forte inclinaison par rapport à l'écliptique; cela est probablement dû au fait qu'elle est née dans le nuage de Oort; les comètes à période courte, elles, sont nées dans le système solaire interne et elles sont restées dans le plan de celui-ci. Le jeu des interactions gravitationnelles finira certainement par expulser les comètes du style comète de Halley -et la comète de Halley elle-même- du système solaire. Un concept récent, en cométologie, est celui des "comètes mortes", des comètes qui ont épuisé leur matériau après nombre de passages près du Soleil; elles sont profondément noires et difficiles à détecter sauf dans l'infra-rouge. Les nouvelles comètes, d'une façon générale, qui passent pour la première fois près du Soleil se brisent pour 2% d'entre elles et se transforment en une traînée de poussière et de glace car les comètes sont des objets fragiles, à structure lâche

le noyau, les jets et la coma de la comète Borrelly; Comme le noyau de la comète est en rotation même lorsque la comète passe à son plus près du Soleil, tout jet qui est éjecté semble tourner tel un jet émanant d'un jet rotatif de jardin. NASA/JPL

EPOXI, la prochaine mission à étudier une comète
La mission EPOXI, de la NASA (qui est la mission Deep Impact prolongée en tant que mission vers une nouvelle comète et consacrée aux exo-planètes), va survoler la comète Hartley 2 le 4 novembre 2010, ce qui fournira la meilleure observation d'une comète jamais réalisée au cours d'un passage dans le système solaire intérieur. Elle survolera le noyau à seulement 700 km! Le télecope spatial Hubble mène des études en support de la mission: il a observé que le noyau mesure aux alentours d'1,5 km (0,93 miles), ce qui confirme des estimations antérieures. La comète est très active puisqu'elle est en approche du Soleil. La coma de la comète est cependant remarquablement uniforme et il n'y a pas trace de jets de dégazage que l'on voit habituellement dans les comètes liées à Jupiter, dont Hartley 2 fait partie. Ces jets existent lorsque de la poussière émane de quelques régions de glace spécifique, le reste d'une comète étant habituellement recouvert d'un matériau relativement inerte, du type météorite. L'activité observée sur Hartley 2 semble, au contraire, se répartir uniformément sur toute la surface, ce qui peut être le signe que la comète est relativement jeune et qu'elle n'a pas encore été recouverte d'une "croûte". La mission EPOXI a commencé, sur sa trajectoire, d'imager sa cible et elle va l'observer pendant les 2 mois qui précèdent la rencontre
103P/Hartley a une période orbitale de 6.46 years et elle a été découverte par Malcolm Hartley, en 1986, à la Schmidt Telescope Unit de Siding Spring, en Australie

Plus de missions spatiales cométaires
Depuis les débuts du site, nous avons suivi, avec une page spéciale, plusieurs missions spatiales cométaires; voyez ces liens: Deep Impact: The Independence Day Impactor! (comète Tempel 1, 2005) (en anglais seulement); Stardust: Target Comet Wild (comet Wild, 2006) (en anglais seulement); Le passage de la mission EPOXI à la comète Hartley 2 (comète Hartley 2, 2010); Le passage de la mission Stardust-NExT à la comète Tempel 1 (comète Tempel 1, 2011); Rosetta: accompagner une comète jusqu'au Soleil (comète Churyumov-Gerasimenko, 2014)

La Kuiper Belt s'étend au-delà de Neptune. Elle commence à 4.5 milliards de kilomètres (2,8 milliards de miles) du Soleil et s'étend jusqu'à 46 milliards de kilomètres (28,6 milliards de miles), ce qui, en termes de sa largeur, représente jusqu'à 300 UA (300 fois la distance Soleil-Terre). Les comètes importantes -celles qui ont un noyau d'à peu près 40 km (25 miles)- se trouvent essentiellement à moins de 50 UA du Soleil. La plupart des comètes à courte période ont des diamètes entre 1 et 10 km (3300ft-6 miles). Le contenu exact de la Kuiper Belt, enfin, n'est pas encore connu avec certitude voire la taille de celle-ci

différents noyaux cométaires vus par des missions spatiales. NASA

Les comètes sont des objets célestes de glace et de poussière. D'une façon générale, au fur et à mesure qu'une comète se rapproche, par exemple, des orbites de Mars et Jupiter, les forces mécaniques cèdent la place à la sublimation pour ce qui est des forces érosives qui agissent sur elle. Une comète possède un intérieur mou et une croûte dure; l'explication pourrait en être que la glace duveteuse de la surface cristallise et se durcit lorsque la comète s'approche du Soleil. Alors que se forment ces cristaux de glace, deviennent plus denses et plus ordonnés, d'autres molécules contenant du carbone sont éjectés en direction de la surface. Le résultat est donc une croûte cométaire craquante parsemée de poussière organique. Lorqu'elles se rapprochent du Soleil, leur "noyau" est vaporisé par la chaleur. Au long de son voyage autour du Soleil, une comète peut présenter un cycle de variations de couleurs dans sa coma ou à sa surface, ce qui est dû à l'activité cométaire. Certains éléments d'une comète peuvent sublimer plus tôt lors du trajet de la comète à destination des environs du Soleil. L'eau d'une comète, habituellement, reste gelée jusqu'à 3 fois la distance Terre-Soleil; d'autres volatiles (CO2, glace de monoxyde de carbon) commencent de se sublimer à de plus grandes distances. Lors d'un premier passage, des types exotiques d'azote et de CO2, qui ont longtemps été préservés par le séjour de la comète dans le système solaire extérieur, commencent d'être vaporisés loin du Soleil et la comète devient donc souvent une comète remarquable. Mais, pour les passages suivants, une fois ces matériaux disparus, le Soleil ne vaporise plus que de faibles quantités de glace d'eau et la comète n'est plus aussi brillante. Les comètes auraient apporté plus d'1/5ème du xénon atmosphérique de la Terre. Lorsque les matériaux d'une comète commencent d'être vaporisés par le Soleil, une "queue" se forme, qui peut s'étendre jusqu'à des valeurs qui peuvent atteindre, par exemple, 6,5 millions de kilomètres (des millions de miles). Cette queue est généralement dirigée à l'opposé du Soleil, quelle que puisse être le déplacement -vers le Soleil, ou en éloignement- de la comètre. Une autre queue, plus petite, faite seulement de poussière, peut également exister mais elle n'a aucune direction particulière, sinon que la poussière la plus lourde reste derrière le noyau, dans le sens du déplacement de la comète sur l'orbite (lorsqu'au cours de sa trajectoire, une comète traverse la "heliospheric current sheet", cette zone où le champ magnétique spirale du Soleil, répandu dans tout le système solaire, change de polarité, la queue de poussière de la comète peut être impactée). On appelle "coma" le halo nébuleux qui entoure le noyau d'une comète et qui est créée par les jets de la comète qui éjectent des particules de poussière et des grains de glace (pour la plupart des comètes, les jets concernent 3% de la surface). La "coma" est un nuage de poussière et de gaz. La coma, en général, est un énorme nuage d'hydrogène car l'eau de la comète est vaporisée depuis le noyau glacé et l'ultraviolet du Soleil la dissocie en hydrogène, oxygène et en molécules d'hydroxyl. On considère la coma comme l'"atmosphère" de la comète. Une forme parabolique bien marquée indique une comète avec une atmosphère gazeuse dense. Les comètes produisent des rayons X lorsque les particules du vent solaire frappent leur atmosphère. Le flux des gaz emporte un nuage de fines particules de poussière, qui s'étend peu à peu pour créer la coma. Des cartes en 3D des comas ont montré que les molécules HCN (hydrogène, carbone, azonte ("nitrogen" en anglais)) sont émis par le noyau cométaire et répartis également dans la coma, l'atmosphère cométaire. Le formaldehyde et les HNC (un atome d'hydrogène, azote et carbone, et qui sont le résultat de la rupture de grandes molécules et de poussière organique dans la coma), par ailleurs, sont créés dans la coma même. L'échauffement continue, ainsi que l'activité qui augmente, au fur et à mesure que la comète se rapproche du Soleil et les gaz qui viennent du noyau passent dans la coma au fur et à mesure que la comète est chauffée par le Soleil. Finalement, la pression du vent solaire fait qu'une partie du matériau devient la "queue" de la comète. Comme les comètes sont des corps non-sphériques et bosselés, le processus d'échauffement est souvent chaotique, l'activité augmentant et décroissant. Une comète produit aussi ce qu'on appelle une "queue ionique": celle-ci provient du fait que le vent solaire -un plasma de ions électrisés, lorsqu'il passe à la comète, capture le matériau que la lumière solaire a transformé aussi en plasma et l'oriente vers l'arrière de la comète. La queue ionique suit les lignes du champ magnétique qui est enchâssé dans le vent solaire. La coma est produite par le même processus qui forme les queues de la comète. Les noyaux des comètes sont de petits corps, avec un diamètre d'aux alentours de 9,5 km (6 miles) alors que la coma peut atteindre une taille supérieure au diamètre de Jupiter. La mission solaire Ulysses, de la NASA, a bâti le concept qui consiste à mesurer la région de l'espace qui est perturbée par la présence d'une comète. Une comète, en effet, déverse dans le flux solaire des molécules et des gaz qui, habituellement, ne s'y trouvent pas. De plus, la présente de la queue d'une comète ralentit la vitesse du vent solaire d'aux alentours de 40%. Des fronts de choc se forment pour les comètes là où le vent solaire heurte la comète lorsque celle-ci s'approche du Soleil. A ses débuts, un front de choc peut exister relativement près de la comète. Ainsi, la comète McNaught a été observée comme ayant eu la plus grande queue cométaire jamais observée et d'une aptitude remarquable à produire du gaz et des matériaux par sublimation. Mais, si cette "production" d'une comète peut en définir le niveau d'activité, elle n'est pas directement proportionnelle à la taille de la comète: la comète McNaught aurait dû pour produire cette queue aussi importante, être d'une taille beaucoup plus importante que celle qu'elle possède. L'eau des comètes reste gelée jusqu'aux alentours de 3 UA du Soleil, ce que les astronomes appellent la "snow line" (littéralement, la "frontière de la neige"). Une partie de la poussière cométaire reste sur la surface pendant que la glace située en-dessous se sublime; la poussière peut également retomber ailleurs, recouvrant la surface d'une mince couche de matérieau poussiérieux; ce qui a comme conséquence que très peu de glace reste exposée. Venant de réervoirs gelés en-dessous de la surface, les comètes libèrent un ensemble de gaz (vapeur d'eau, CO2, monoxyde de carbone). Des rochers de glace -ou recouverts de glace- se voient aussi sur les comètes (ils résultent vraisemblablement du passage des comètes au Soleil, lequel les éjectent de leur emplacement originel). Une fois qu'une comète retourne vers les profondeurs de l'espace interplanétaire, la poussière redevient confinée à la surface; le gaz, lui, continue de s'échapper à un très bas niveau, venant de plus loin sous la surface. Après un passage au Soleil, la surface de la comète est couverte de grains qui résultent de la production de poussière. On sait que les comètes contiennent des gaz gelés qui ne sont pas de l'eau: monoxyde ou dioxyde de carbone, par exemple (CO, CO2). Ceux-ci subliment à des températures plus froides, donc beaucoup plus loin du Soleil. Le monoxyde de carbone (C0) et le dioxyde de carbone (C02) sont des molécules communes qu'on trouve dans l'environnement des débuts du système solaire ainsi que dans les comètes. Plus loin du Soleil et dans des températures plus froides, ce sont ces molécules qui seraient les facteurs principaux de l'évolution des comètes et non la sublimation sous l'influence de la chaleur solaire. Une comète, par exemple, peut relàcher jusqu'à 1600l d'eau par second (soit une piscine olympique en 30 mn) et cette quantité d'eau ne représente, par ailleurs, que la moitié du volume de poussière émis dans le même temps. Les molécules d'eau se rompent rapidement en atomes d'hydrogène et en molécules d'hydroxil (OH) quand elles sont exposées à l'ultraviolet du Soleil. On pense maintenant que les comètes sont des corps qui portent des matériaux bien préservés des origines du sytème solaire, il y a 4,6 milliards d'années. On pense aussi, aujourd'hui, que les comètes, avec les astéroïdes, ont pris part à ce qu'on appelle la "période du Grand Bombardement". Cette période, qui a eu lieu vers il y a 3,8 milliards d'années, a vu les planètes, récemment formées, le long de leur orbite, capter tous les restes, débris et objets divers qui restaient de la période de la formation du système solaire. Cette captation se traduisit en une longue période de forts impacts sur les planètes. Aussi, on pense que ce sont les comètes et les astéroïdes qui ont apporté, entre autres sur Terre, l'eau et les éléments de base de la vie. Les comètes qui sont facilement observables à l'oeil nu représentent un nombre de l'ordre de moins de 10% de toutes les comètes jamais enregistrées. Le mot "comète", vient du latin "comata", qui signifie "chevelue", par référence à la queue de la comète. L'eau, le monoxide de carbone, l'ammoniaque et le méthanol sont quatre des éléments et gaz les plus abondants sur une comète. Le cyanure, un gaz mortel, est l'un des ingrédients les plus présents sur une comète et les plus facilement observable. Les comètes dégagent ce gaz quand elles approchent du Soleil; certaines le font sans aucune émission de poussière. Les dégazages cométaires sont, la plupart du temps, toujours accompagnés de quantités considérables de poussière. On voit aussi parfois des jets de cyanure. Le cyanure est une molécule à base de carbone et il fut apporté sur Terre pendant la Période du Grand Bombardement

Le noyau de la comète Borrelly -8 km (5 miles) de long- vu depuis 3200 km (2000 miles). NASA/JPL

->Les composants d'une comète
A partir de données recueillies par le télescope de la NASA dans l'infra-rouge, le Spitzer Telescope par le biais de son spectromètre au cours de la mission Deep Impact, qui visait la comète Tempel 1, la comète a été observée composée des éléments suivants: des argiles, de la glace, la glace sèche. Des composés contenant du fer, des carbonés (le minéral des coquillages), des silicates cristallisés (ainsi de l'olivine grise) et des hydrocarbones poly-cycliques aromatiques (ces éléments contenant du carbone que l'on trouve dans le gaz d'échappements des voitures ou sur les tranches de pain que l'on fait griller dans un grille-pain). Des traces du minéral que l'on trouve dans le rubis ("reddish-brown gem spinel") ont également été observés. Des molécules additionnelles comportaient de la vapeur d'eau et du gaz carbonique (CO2). Une telle composition se retrouve-t-elle sur d'autres comètes? En tout cas, l'olivine à forte teneur en magnésium est un constituant important des comètes, dont elle représente de 2 à 10%

->Une composition variée
On pensait, jusqu'alors, que les comètes étaient composées de poussière et de glace interstellaires, on a vu que pas moins de 10% de la comète Wild2, cette comète dont des échantillons ont été ramenés sur Terre par la mission Stardust, avaient en fait leur origine dans le système solaire intérieur. Une autre découverte est que les échantillons représentent certainement différentes étapes au long desquelles divers matériaux se formèrent et s'aggrégèrent au long de la formation du système solaire et que l'on retrouve ces matériaux dans les comètes
Une autre conclusion des études de Stardust est que certaines comètes ont dû se former dans le système solaire intérieur, plus chaud et ont ensuite été transportées jusqu'au delà de l'orbite de Neptune

Le disque proto-planétaire dont les planètes du système solaire se sont formées autour du Soleil pourrait ne pas s'être étendu au-delà de l'orbite actuelle de Neptune. Neptune, ainsi que les autres planètes géantes gazeuses, ainsi que les objets de la Kuiper Belt, de plus, se seraient formées plus près du Soleil. Puis Uranus et Neptune, surtout, auraient migré vers l'extérieur, Neptune poussant devant elle une partie du matériau du disque ainsi que les objets de la Kuiper Belt. Neptune, dans sont déplacement, finit par s'arrêter là où le disque proto-planétaire se terminait

->La comète 17P/Holmes, la comète qui a considérablement augmenté de luminosité en 2008, relativement mieux comprise
La comète 17P/Holmes est une comète périodique de courte période et, deux fois au cours de ces dernières 116 années -en novembre 1892 et octobre 2007- elle a connu des explosions alors qu'elle approchait de la ceinture des astéroïdes et a augmenté 1 million de fois en termes de luminosité en une nuit. Elle possédait, du fait des explosions, autour de son noyau, une grande quantité de grains de silicium de petite taille (ils avaient été cristallisés) en forme de nuage -le signe habituel d'un évènement violent. La poussière de comète est très sensible et les grains peuvent facilement être détruits; ainsi, les silicates fins pourraient être formés, dans un tel phénomène, par la destruction de particules plus grandes venant du noyau. La poussière de silicium s'est ensuite dissipée, ne laissant, en mars 2008, que les particules les plus lourdes. Cela, de plus, a montré que l'évènement explosif est d'un type à déroulement rapide pour ce qui est de ses conséquences -sauf la question de la luminosité. De gros morceaux de la comète semblent avoir été éjectés aussi, et d'une masse suffisamment importante pour ne pas être modifiés en direction par le vent solaire, formant des jets dans le nuage de poussière entourant la comète; ils provenaient vraisemblablement du noyau. Idem pour des grains de silicium plus gros, de l'ordre d'un diamètre de 1 mm. La comète 17P/Holmes, ainsi, nous apporte plus d'éléments quant aux comètes, même si la cause proprement dite de l'explosion -qui n'intervient qu'à intervalles éloignés- reste encore inconnue

->Les effets d'une passage d'une comète près d'une planète
Lorque la comète C/2013 A1 Siding Spring est passée, en octobre 2014, à seulement 140 000km de la planète Mars, les effets ont été qu'une forte couche, temporaire, d'ions a été ajoutée à l'ionosphère et on a aussi constaté une forte augmentation de la densité des électrons pendant quelques heures après le passage, à une altitude nettement plus basse que le pic habituel de densité de l'ionosphère martienne. Ceci a été le résultat de ce que des particules fines de la comète ont brûlé dans l'atmosphère. La poussière de la comète a impacté Mars et a été vaporisée haut dans l'atmosphère produisant vraisemblablement une pluie impressionnante de météorites. Ces débris ont résulté en des changements nets de la haute-atmosphère et vraisemblablement des perturbations à plus long terme. A eu lieu à haute altitude, à la suite de la pluie de météorites et pendant plusieurs heures après la rencontre, une intense émission ultraviolette de magnésium et d'ions de fer puis cette émission s'est dissipée au cours des deux jours qui ont suivi. On a repéré huit types différents d'ions métalliques (dont sodium, magnésium, fer)

Voyons, enfin, plus en détail, comment les comètes se forment dans un système planétaire. Le disque proto-planétaire, qui, autour d'une étoile, résulte de la formation de celle-ci, va ensuite graduellement se transformer et donner naissance aux planètes, à leurs satellites et aux astéroïdes et aux comètes. Pour ce qui est des comètes, des particules de poussière de l'ordre du micron s'agrègent entre elles pour former des caillous de l'ordre du centimètre et du millimètre. Quand ces caillous s'accroissent en taille, la gravité entre en jeu et elle amène les autres caillous environnants et autres grains de poussière à venir encore s'agglomérer et le processus se poursuit jusqu'à ce qu'un corps cométaire soit formé. Les comètes, habituellement, se forment loin de leur étoile, dans les régions aux températures extrêmement froides. Aussi, les molécules telles l'eau, le dioxyde de carbone ou le méthane se solidifient sur les particules de la taille du micron et les caillous avant que ceux-ci ne s'agglomèrent. Une fois le système solaire formé, l'attraction gravitationnelle des grandes planètes de celui-ci va transformer les orbites des comètes et les amener à commencer à plonger dans le système solaire interne. Lorsque la comète va s'approcher de l'étoile, commencera le processus encore observable aujourd'hui, celui par lequel la lumière réchauffe et transforme les gaz gelés qui se trouve à la surface de la comète ou juste en-dessous directement en vapeur, sans passer par la phase liquide, phénomène que l'on appelle "sublimation". La sublimation, comme aujourd'hui, fait que ces gaz, avec de la poussière, s'évacuant sous la forme de jets forment un nuage, la "coma", autour du noyau cométaire. Les interactions qui ont lieu dans la coma entre les ingrédients qu'elle contient et la lumière et les vents solaires donnent naissance à la queue de la comète. Les gaz et les particules rocheuses qu'on trouve dans la coma d'une com&egfrave;te servent aux astronomes à comprendre de quoi le coeur est fait. La rotation d'une comète sur elle-même fait que, lorsqu'elle s'approche du Soleil, l'émission de particules varie. Sur le point de savoir comment se forme les comètes, un autre point de vue hésite entre savoir s'il s'agit de fines bandes de poussière et de glace qui s'agglomèrent progressivement pour former une masse uniforme ou si les comètes se forment d'un ensemble de mini-comètes qui s'assemblent entre elles

La fragmentation pourrait être une fin plus fréquente que prévu pour les comètes: les comètes avec un noyau de petite taille pourraient ainsi voir leur rotation sur elles-mêmes accélérée par des jets puissants et perdre des morceaux de matériau. On a déjà observé de telles comètes se désintégrant et leur disparition complète pourrait alors prendre, par exemple, 150 ans. Une comète peut également se diviser en deux