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Les différentes familles de comètes

 

 

 

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Eléments orbitaux

 

 

 

 

 

 

Les différentes familles de comètes

 

 

 

 

 

 

 

 

- Comètes à orbite elliptique

 

0 < e < 1

 

 

Période et famille d'une comète à orbite elliptique

 

 

 

comètes à courte période

 

 

P < 200 ans

 

 

 

 

 

 

 

- comètes de la famille de Jupiter Classique

JFC

 

P < 20 ans

TJupiter < 2

 

 

 

 

 

 

- comètes de type Halley

HTC

 

20 ans < P < 200 ans

TJupiter < 2

 

 

 

 

 

 

- comètes de la famille de Jupiter

JFc

 

 

 

2 < TJupiter < 3 

 

 

 

 

 

- comètes de type Encke

ETc

 

 

 

TJupiter > 3

a < aJupiter

 

 

 

 

- comètes de la Ceinture principale

MBC

 

 

 

TJupiter > 3

2.0 UA < a < 3.2 UA

et q > 1.666 UA

 

 

 

 

- comètes de type Chiron

CTc

 

 

 

TJupiter > 3

a > aJupiter

 

 

 

 

- comètes numérotées également comme astéroïdes 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

comètes à période plus longue

COM

 

P > 200 ans

TJupiter < 2

 

 

 

Comètes à apparition unique

 

 

 

 

 

 

 

 

- comètes à orbite hyperbolique

HYP

e > 1.0

 

 

 

 

 

 

- comètes à orbite parabolique

PAR

e = 1.0

 

 

 

 

 

 

 

- comètes SOHO, SOLWIND, Solar Maximum Mission, STEREO

 

 

 

 

Groupes de comètes rasantes

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Les Comètes Les belles visiteuses, archives du ciel.

 

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Comètes numérotées à courte période

 

Les Comètes Sungrazers du groupe de Kreutz

 

Lost - Les Disparues... ou les comètes périodiques non revues

 

Date des Passages au Périhélie des Comètes

Date, Périodes de révolution, Distance au Soleil.

 

Comètes - Magnitudes prévues

pour les prochains mois

 

Liste des comètes potentiellement observables - éléments orbitaux

 

 

 

 

Eléments orbitaux

 

Les objets du Système solaire décrivent autour du Soleil des trajectoires extrêmement variées, que les astronomes s'appliquent à décrire le plus fidèlement possible.

 

Dans le cas d'objets du Système solaire tels que les comètes, cette description doit finalement prendre en compte les effets gravitationnels perturbateurs de nombreuses autres planètes dans le Système solaire, et pas seulement l'attraction du Soleil. Ainsi, pour les comètes et planètes mineures, on fournit généralement des éléments orbitaux instantanés, dit "osculateurs", c'est-à-dire épousant au mieux l'orbite réelle.  Ceux-ci, sous l'effet de l'attraction des grosses planètes, changent en permanence avec le temps et doivent de ce fait avoir une époque déclarée de validité. L'orbite osculatrice, déterminée par les éléments osculateurs, est la trajectoire que continuerait à suivre l'objet, si à compter de l'époque, l'effet perturbateur des planètes cessait de se faire sentir.

 

 

osculateur (du latin, osculari "embrasser" et os, oris "bouche") : se dit d'une courbe qui, en un point donné, à le contact de l'ordre le plus élevé avec une autre courbe.

 

 

Six éléments sont habituellement utilisés pour déterminer uniquement l'orbite d'un objet circulant autour du Soleil, avec un septième élément (l'époque, ou le moment, pour lequel les éléments sont valides) ajouté quand des perturbations planétaires sont prises en compte.

 

Les déterminations d'orbite "préliminaires" peu de temps après la découverte d'une nouvelle comète ou d'une planète mineure, lorsque très peu d'observations sont disponibles, sont généralement des "déterminations à deux-corps", signifiant que seulement l'objet et le Soleil sont pris en considération, avec, naturellement, la Terre comme point de vue d'observation.

 

Les six éléments orbitaux utilisés pour les comètes sont habituellement les suivants : la période du passage au périhélie (T) [parfois prise plutôt comme une mesure angulaire appelée "anomalie moyenne", M] ; la distance au périhélie (q), habituellement donné en UA; l'excentricité (e) de l'orbite ;

et trois angles (pour lesquels l'équinoxe moyen doit être spécifié) : la longitude du noeud ascendant (lettre grecque majuscule Omega ), l'argument de périhélie (lettre grecque minuscule Omega ), et l'inclinaison (i) de l'orbite par rapport à l'écliptique.

 

Les éléments orbitaux, calculés à partir d'un ajustement de l'orbite sur l'ensemble des observations faites, déterminent la géométrie (forme, dimension, et orientation dans l'espace) de l'orbite et la position du corps sur cette orbite à un instant donné.

 

La forme de l'orbite est caractérisée par un paramètre, l'excentricité (e), qui correspond au rapport entre la distance du centre d'une ellipse à l'un des deux foyers et la longueur du demi grand-axe (a).

 

e = c / a

où c = distance du centre (O) d'une ellipse à l'un des deux foyers (F)

et a = longueur du demi grand-axe;

 

de plus :

où b = longueur du demi petit-axe

 

 

Quelques comètes circulent sur des orbites fermées ayant pratiquement la forme d'un cercle (e = 0) ou, le plus souvent, celle d'une ellipse (0 < e < 1), tandis que d'autres voyagent sur des orbites ouvertes de type parabolique (e = 1) ou hyperbolique (e > 1). Dans les deux derniers cas, il s'agit de comètes non-périodiques qui sont théoriquement entraînées hors du système solaire.

 

 

Celles qui voyagent sur des orbites presque circulaires ou elliptiques reviennent régulièrement auprès de notre étoile et passent au point où la distance au Soleil est minimale, le périhélie (du grec peri, autour de, et hêlios, soleil).

 

La connaissance de la distance au périhélie (q), mesurée en Unités Astronomique (UA), et de l'excentricité (e) permet de connaître immédiatement la distance à l'aphélie (du grec apo, loin de, et hêlios, soleil), c'est-à-dire la distance entre le Soleil et le point de l'orbite qui en est le plus éloigné (noté Q).

 

 

La longueur du demi-grand axe de l'orbite (noté a), exprimée en Unités Astronomiques, est la distance du centre de l'ellipse au périhélie ou à l'aphélie, et se déduit de la valeur de q et de e.

 

 

On peut aussi déduire la durée de la période orbitale (notée P) en se remémorant la troisième loi de Kepler qui nous dit que les carrés des temps des révolutions sidérales des planètes sont proportionnels aux cubes des grands axes de leurs orbites.

 

 

Trois autres paramètres, relatifs à son orientation dans l'espace par rapport au plan de l'orbite terrestre, sont également nécessaires pour la représentation de l'orbite de l'objet.

 

Puisque la comète et la Terre circulent toutes deux autour du Soleil sur des plans distincts, le centre du Soleil appartient aux plans des deux orbites. Les deux plans orbitaux se coupent en une droite appelée "ligne des noeuds". Les noeuds, au nombre de deux, sont les points d'intersection de l'orbite d'un objet avec le plan de l'orbite terrestre (le plan de l'écliptique). Lorsque l'objet passe de l'hémisphère sud à l'hémisphère nord, il passe au noeud ascendant. Le passage dans le sens inverse, de l'hémisphère nord au sud, est un passage au noeud descendant.

 

La longitude du noeud ascendant ( ), mesurée de 0 à 360° sur le plan de l'écliptique, dans le sens direct, depuis le point vernal  jusqu'au noeud ascendant, donne l'orientation de la ligne des noeuds.

 

L'argument de la latitude du périhélie () ou angle compris entre la direction du noeud ascendant et la direction du périhélie, mesuré de 0 à 360° dans la direction du mouvement de l'objet, nous informe sur l'orientation de l'orbite dans son plan.

 

L'inclinaison de l'orbite (i), nous renseigne sur l'angle que fait le plan orbital de l'objet avec le plan de l'écliptique. L'inclinaison peut varier de 0 et 180° et sa connaissance nous donne une indication sur la probable provenance de ces petits corps. La plupart des comètes à courte période ont des inclinaisons comprises entre 0 et 30° et sont supposées provenir de la Ceinture du Kuiper, tandis que les comètes à très longue période, censées provenir du nuage de Oort, prennent toutes les inclinaisons possibles entre 0 et 180°.

 

Les paramètres relatifs à la forme et la dimension de l'orbite (e et a), ainsi ceux relatifs à son orientation dans l'espace (, , et i) permettent, avec le moment de passage de la comète au périhélie (T), le calcul de la position de l'astre sur son orbite.

 

 

 

Les différentes familles de comètes

 

 

Il existe un très grand nombre de comètes circulant dans notre Système solaire sur des trajectoires extrêmement variées. Cependant, certaines présentent des caractéristiques assez proches qui permettent de les regrouper en familles bien distinctes.

 

Dans l'édition 2005 du « Catalog of cometary orbits », Brian G. Marsden & Garreth V. Williams ont recensé 2221 comètes se répartissant en 341 comètes à courte période, c'est-à-dire ayant une période orbitale de moins de 200 ans, et pour la plupart ayant été observées à l'occasion de plusieurs de leurs retours, et 1880 ayant des période plus longues : 305 voyageant sur des orbites elliptiques avec des périodes orbitales supérieures à 200 ans, 1373 où l'approximation par une parabole s'est révélée suffisante pour représenter les observations au voisinage du périhélie, et 202 circulant sur des orbites hyperboliques et censées quitter notre Système solaire.

 

 

La classification des comètes avant 1996 faisait apparaître deux catégories principales distinctes, en fonction de la durée de leur période : les comètes à longue période (supérieure à 200 ans), comprenant des nouvelles ou ayant déjà effectuées un ou plusieurs retours, et les comètes à courte période (inférieure à 200 ans), comprenant les comètes de type Halley ayant une période supérieure à 20 ans et celles de la famille de Jupiter dont la période orbitale est inférieure à 20 ans.

 

Le schéma de classification de comètes établi par Levison & Duncan en 1994 a été réévalué par Levison en 1996 en fonction des plus récents modèles de l'origine et de l'évolution dynamique des comètes. Après une revue des théories sur l'origine des comètes et des résultats de simulations numériques récentes, une nouvelle taxonomie a été développée. La principale division entre les comètes est définie par le paramètre de Tisserand, T, qui est une mesure de l'influence de Jupiter sur la dynamique de la comète. Les comètes avec T<2 sont appelées des comètes "presque isotropes" ("nearly-isotropic") parce qu'elles ont une distribution d'inclinaisons assez uniforme. Les comètes avec T>2 sont des comètes "écliptiques" en raison de leur distribution d'inclinaisons qui restent proches du plan de l'écliptique. Les intégrations dynamiques à long terme par Levison & Duncan (1994) ont montré que plus de 90% des comètes avec des périodes d'actuellement moins de 200 ans restent dans l'une de ces deux classes tout au long de leur durée de vie dynamique. Ces nouvelles classes sont donc dynamiquement importantes et reflètent probablement l'origine des comètes qu'elles contiennent.

 

Classification avant 1996 des orbites cométaires

Taxonomie cométaire de Harold Levison

Tiré d'un document rédigé par Roger Dymock intitulé "Comets - Where are they ?" (http://www.britastro.org/projectalcock/Microsoft%20PowerPoint%20-%20Comets.pdf)

 

 

Comètes à orbite elliptique (0 < e < 1)

 

L'orbite est elliptique lorsque son excentricité (e), qui est le rapport entre la distance du centre de l'ellipse à l'un des deux foyers et la longueur du demi grand axe (a), est compris entre 0 et 1. Les comètes à orbite elliptique, circulant par conséquent sur des orbites fermées, reviennent plus ou moins fréquemment dans le voisinage du Soleil et auprès des planètes géantes.

 

 

Comètes à courte période

 

Les comètes à courte période sont généralement définies comme ayant une période orbitale (P) de moins de 200 ans (P < 200 ans).

 

Les comètes à courte période dont on a déjà observé plus d'un retour reçoivent une dénomination définitive se composant d'un nombre séquentiel précédant le préfixe "P/", suivi du nom du ou des découvreurs (exemple : 1P/Halley, 2P/Encke,...).

 

Note : Au 01 Septembre 2013, on recensait un total de 282 comètes périodiques ayant reçues une numérotation définitive. La comète 153P/Ikeya-Zhang est jusqu'à présent la seule comète périodique ayant reçu une numérotation définitive avec une période plus grande que 200 ans.

 

- définition classique :

 

Selon une définition "classique", les comètes à courte période peuvent être regroupées en deux familles principales, en fonction de la durée de leur révolution autour du Soleil : les comètes de la famille de Jupiter et les comètes de type Halley.

 

 

Comètes de la famille de Jupiter Classique (JFC)

 

La famille de Jupiter regroupe les comètes dont la période n'excède pas 20 ans (P < 20 ans). Ces comètes ne s'éloignent pas à plus d'environ 7 UA du Soleil. Elles se déplacent pour la plupart dans le même sens que les planètes (sens direct ou prograde) sur une orbite située généralement au voisinage du plan de l'écliptique (i < 30°) et semblent résulter de la capture par Jupiter de comètes qui se déplaçaient auparavant sur des orbites plus allongées. Une bonne partie de celles-ci proviendrait de la Ceinture de Kuiper.

 

exemple de comète de la famille de Jupiter classique (JFC)

96P/Machholz 1

e

q (UA)

i (°)

a (UA)

P (ans)

Tj

0.95868

0.124617

59.95511

3.01628

5.23860

1.9417

 

 

Comètes de type Halley (HTC)

 

Les comètes de type Halley ont des périodes comprises entre 20 et 200 ans (20 ans < P < 200 ans). Leur orbite n'est pas seulement cantonnée au plan de l'écliptique, et elles peuvent provenir de n'importe quel point de l'espace. La source de ces comètes est vraisemblablement le sphérique nuage d'Oort.

 

exemple de comète de type Halley (HTC)

1P/Halley

e

q (UA)

i (°)

a (UA)

P (ans)

Tj

0.967142

0.58597

162.26269

17.83414

75.31589

-0.60491

 

- autre définition :

 

Le paramètre de Tisserand est une quantité dynamique qui est approximativement conservée pendant une rencontre entre une planète et un corps interplanétaire. Il fournit donc une manière de relier les propriétés dynamiques de post-rencontre avec les propriétés de pré-rencontre. Le paramètre de Tisserand fournit également une mesure de la vitesse relative d'un objet quand il croise l'orbite d'une planète. Par conséquent, différents paramètres de Tisserand existent pour différentes planètes, pour un corps interplanétaire donné.

 

Le paramètre de Tisserand relatif à Jupiter, Tj, qui est une mesure de l'influence de Jupiter sur la dynamique des comètes, est d'une grande utilité dans la classification des corps du Système solaire.

 

     

    Félix Tisserand (1845-1896) : Ancien élève de l'Ecole normale supérieure, il fut d'abord nommé astronome-adjoint à l'Observatoire de Paris. Reçu docteur en 1868 avec une thèse d'astronomie fort remarquée, il fut successivement directeur de l'Observatoire de Toulouse, membre de l'Académie des sciences en 1878, professeur en mécanique rationnelle à la Sorbonne, ensuite de mécanique céleste, enfin directeur de l'Observatoire de Paris en 1892. Ses travaux ont porté surtout sur l'astronomie mathématique; il fit aussi de l'astronomie d'observations. Ses principaux travaux concernent la mécanique céleste : théorie de la Lune, des perturbations planétaires, etc... Son oeuvre capitale, Traité de mécanique céleste (1889-1896), peut être mise en parallèle avec celle de Laplace, qu'elle complète.

    [Extrait de "L'évolution de l'Astronomie au XIXe siècle" par Pierre BUSCO - Bibliothèque Larousse - 1912]

     

Période et famille d'une comète à orbite elliptique

   ou

  ou

 

Cet utilitaire vous permet de trouver la période en année d'une comète dont on connaît la valeur du demi-grand axe (a) ou la valeur de z (z=1/a), ainsi que les distances au périhélie (q) et à l'aphélie (Q) à partir de la valeur de l'excentricité (e), et par conséquent la vitesse moyenne, et les vitesses au périhélie et à l'aphélie.

 

 z = 1/a

a = demi-grand axe (en UA)

q = distance au périhélie (en UA) = a*(1-e)

e = excentricité

 

 

 

 

 

 

 Q = distance à l'aphélie (en UA) = a*(1+e)

 

Période (en années)

 

vitesse moyenne (en km/s)

vitesse au périhélie (en km/s)

vitesse à l'aphélie (en km/s)

mouvement moyen par jour (en degrés)

 

 

L'indication supplémentaire de l'inclinaison (i) de la comète permet, en fonction de la valeur du demi-grand axe (a) et de la valeur de l'excentricité (e), de connaître le paramètre de Tisserand, calculé ici par rapport à Jupiter, afin de déterminer à quelle famille appartient la comète.

 

 

 

 i = inclinaison (en degrés)

Tj = paramètre de Tisserand relatif à Jupiter

 

 

 

Comètes de la famille de Jupiter (JFc)

 

Les comètes de la famille de Jupiter (nommées "Jupiter-family comets" ou "JFc", en anglais), comme définies par Harold Levison & Martin Duncan, ont un paramètre de Tisserand compris entre 2 et 3 (2 < TJupiter < 3). Ces comètes sont principalement sur des orbites croisant Jupiter et sont dynamiquement dominées par cette planète.

 

exemple de comète de la famille de Jupiter (JFc)

17P/Holmes

e

q (UA)

i (°)

a (UA)

P (ans)

Tj

0.432776

2.05317

19.11503

3.61970

6.88679

2.85829

 

Certaines comètes, appartenant à la famille de Jupiter, sont parfois appelées de type "quasi-Hilda". Elles sont, comme les astéroïdes de la famille Hilda, proches de la résonance 2:3 avec Jupiter. En général, les Hildas ont un demi-grand axe (a) compris entre 3.87 et 4.03 Unités Astronomique (UA), une excentricité (e) en-dessous de 0.4, et une inclinaison inférieure à 20°. Ces objets se font fréquemment capturer temporairement comme satellite et percutent occasionnellement Jupiter (comme Shoemaker-Levy 9 en 1994) ou les lunes de Jupiter.

 

Les comètes avec un paramètre de Tisserand supérieur à 3, ne croisant pas Jupiter, ne sont pas considérées comme appartenant à la famille de Jupiter.

 

 

Comètes de type Encke (ETc)

 

Les comètes de type Encke, comme définies par Levison & Duncan (TJupiter > 3; a < aJupiter), ont un paramètre de Tisserand supérieur à 3, et un demi-grand axe (a) inférieur au demi-grand axe de Jupiter (aJ). Cette combinaison de Tj et de a implique que les orbites de ces objets sont entièrement à l'intérieur de Jupiter, et, de ce fait, la distance à l'aphélie est inférieure à celle du demi-grand axe de Jupiter (aJ).

 

exemple de comète de type Encke (ETc)

2P/Encke

e

q (UA)

i (°)

a (UA)

P (ans)

Tj

0.84794

0.33697

11.78284

2.21615

3.29919

3.025054

 

 

Comètes de la Ceinture principale (MBC)

 

Les comètes de la ceinture principale (nommées "Main Belt Comets" ou "MBC", en anglais) récemment découvertes forment une classe distincte. Ces objets, avec des éléments orbitaux déterminés par un demi-grand axe (a) compris entre 2.0 et 3.2 UA et une distance au périhélie (q) supérieure à 1.666 UA, sont des corps orbitant dans la ceinture principale d'astéroïdes qui ont montré une activité cométaire durant une partie de leur orbite. A la différence de la plupart des comètes qui passent la majeure partie du temps à la distance de Jupiter ou à de grandes distances du Soleil, les comètes de la ceinture principale suivent des orbites quasi circulaires dans la ceinture d'astéroïdes. Ainsi, 133P, 176P, 238P, P/2010 A2, P/2008 R1, P/2010 R2, P/2006 VW139, P/2012 T1, et P/2013 P5, qui suivent des orbites similaires à de nombreux astéroïdes classiques, seraient considérées comme des astéroïdes de la ceinture principale s'ils n'avaient pas montré une activité cométaire à un moment ou à un autre. Bien qu'un bon nombre de comètes à courte période montrent un demi-grand axe en conformité avec l'orbite de Jupiter, les comètes de la ceinture principale diffèrent en ayant une petite excentricité et une inclinaison comme les astéroïdes de la ceinture principale. Les comètes de la ceinture principale ont un paramètre de Tisserand supérieur à 3, comme les astéroïdes.

 

Le nombre de MBCs connues est actuellement* de onze :

- 133P/Elst-Pizarro [P/1996 N2, 1979 OW7, (7968) Elst-Pizarro]

- 176P/LINEAR [1999 RE70, (118401) LINEAR]

- 238P/Read [P/2005 U1]

- 259P/Garradd [P/2008 R1]

- 324P/La Sagra (P/2010 R2)

- P/2006 VW139 [(300163) 2006 VW139]

- P/2012 T1 (PANSTARRS)

- 311P/PANSTARRS (P/2013 P5)

- P/2013 R3 (Catalina-PANSTARRS)

- P/2012 F5 Gibbs

- P/2015 X6 (PANSTARRS)

 * fin Décembre 2015

 

Comètes de la ceinture principale (MBC)

a (UA)

e

i (°)

q (UA)

Q (UA)

Tj

 

133P/Elst-Pizarro (P/1996 N2, 1979 OW7, 7968 Elst-Pizarro)

3.156

0.165

1.386

2.636

3.677

3.184

Découverte en Août 1996 par Eric W. Elst sur un cliché pris en Juillet 1996 par Guido Pizarro. L'objet a été trouvé également sur des clichés pris en 1979 et en 1985. Ainsi, l'objet avait été photographié en 1979, classé comme planète mineure et répertorié sous la désignation 1979 OW7.

238P/Read (P/2005 U1)

3.165

0.253

1.267

2.365

3.965

3.153

Découverte par Michael Read (Steward Observatory, Kitt Peak) sur les images Spacewatch prises le 24 Octobre 2005

176P/LINEAR (1999 RE70, 118401 LINEAR)

3.196

0.192

0.238

2.581

3.811

3.166

Découvert en tant qu'astéroïde en 1979 (1999 RE70) par H. H. Hsieh et Dave Jewitt, mais une activité cométaire a été constatée en 2005.

259P/Garradd (P/2008 R1)

2.726

0.342

15.903

1.793

3.660

3.217

Découverte par Gordon J. Garradd le 02 Septembre 2008, dans le cadre du Siding Spring Survey.

324P/La Sagra (P/2010 R2)

3.099

0.154

21.395

2.623

3.576

3.099

Découverte le 14 Septembre 2010 par S. Sanchez, J. Nomen, R. Stoss, M. Hurtado, W. K. Y. Yeung, J. Rodriguez (OAM Observatory, La Sagra)

P/2006 VW139 [(300163) 2006 VW139]

3.052

0.201

3.239

2.438

3.665

3.203

De récentes observations au cours de l'étude du ciel Pan-STARRS 1 par Henry Hsieh, Larry Denneau, et Richard Wainscoat, ont montré que l'apparent astéroïde (300163) 2006 VW139 présentait une queue et une chevelure, et, par conséquent, était une comète de la ceinture principale (Main Belt Comet, ou MBC). Cet objet, répertorié en tant qu'astéroïde sous la dénomination de 2006 VW139, a été découvert le 15 Novembre 2006 par Spacewatch à Kitt Peak, et a également été identifié sur des images plus anciennes remontant à Septembre 2000.

P/2012 T1 (PANSTARRS)

3.152

0.234

11.07364

2.413

3.8915

3.135

Découverte par l'équipe du programme de recherche Pan-STARRS (Panoramic Survey Telescope & Rapid Response System) le 06 Octobre 2012 avec le télescope Pan-STARRS 1 de 1,8 mètre d'ouverture, de l'Université d'Hawaii, situé au sommet du Haleakala sur l'île de Maui (Hawaii, USA).

311P/PANSTARRS (P/2013 P5)

2.191

0.11737

144.933

1.93381

2.44813

3.6586

Découverte par l'équipe du programme de recherche Pan-STARRS (Panoramic Survey Telescope & Rapid Response System) le 15 Août 2013 avec le télescope Pan-STARRS 1 de 1,8 mètre d'ouverture, de l'Université d'Hawaii, situé au sommet du Haleakala sur l'île de Maui (Hawaii, USA).

P/2013 R3 (Catalina-PANSTARRS)

3.0327

0.27268

0.90018

2.20578

3.85975

3.1844

Découverte le 15 Septembre 2013 par Rick E. Hill dans le cadre du Catalina Sky Survey et indépendamment par les membres de l'équipe du programme de recherche Pan-STARRS (Panoramic Survey Telescope & Rapid Response System).

P/2012 F5 Gibbs

3.0034

0.04098

9.74

2.88031

3.126

3.2287

Découverte le 22 Mars 2012 par Alex R. Gibbs dans le cadre du Mt. Lemmon Survey.

P/2015 X6 (PANSTARRS)

2.7285

0.156676

4.56

2.300987

3.156

3.3327

Découverte par les membres de l'équipe de recherche Pan-STARRS (Panoramic Survey Telescope & Rapid Response System) le 07 Décembre 2015

Astéroïdes perturbés

a (UA)

e

i (°)

q (UA)

Q (UA)

Tj

 

P/2010 A2 (LINEAR)

2.291

0.124

5.255

2.006

2.576

3.583

Découvert par le télescope de surveillance LINEAR le 06 Janvier 2010. Bien que présentant une queue, il n'y a pas de condensation centrale distincte. L'orbite est typique d'un astéroïde de la ceinture principale.

(596) Scheila (1906 UA, 1949 WT)

2.927

0.165

14.662

2.443

3.410

3.209

Détection fin 2010 par le Catalina Sky Survey d'un sursaut d'activité lié à un impact par une autre corps.

 

Deux autres objets de la ceinture d'astéroïdes, P/2010 A2 (LINEAR) et (596) Scheila, ont également montré une activité cométaire qui a été ensuite déterminée comme étant plus probablement le résultat d'un impact. Puisque leur activité n'est probablement pas une conséquence de la sublimation, et donc "cométaire", ces "astéroïdes perturbés" ne sont pas à proprement parler de véritables comètes de la ceinture principale.

 

 

 

Les comètes de type Chiron ou Centaure, comme définies par Levison & Duncan (TJupiter > 3; a > aJupiter), ont un paramètre de Tisserand supérieur à 3, et un demi-grand axe (a) supérieur au demi-grand axe de Jupiter (aJ).

 

exemple de comète de type Chiron (CTc)

39P/Oterma

e

q (UA)

i (°)

a (UA)

P (ans)

Tj

0.24551

5.47114

1.94283

7.25148

19.52760

3.0050

 

 

Comètes numérotées également comme astéroïdes

 

Il arrive quelquefois qu'un objet découvert en tant qu'astéroïde montre par la suite une activité cométaire. Il peut également arriver qu'une comète et un astéroïde, supposés auparavant être deux objets distincts, soient identifiés comme le même objet à travers l'analyse orbitale. Six corps dans notre Système solaire sont répertoriés aussi bien comme comète que comme astéroïde :

 

- 95P/Chiron = 2060 Chiron

(Centaure = Objet avec orbite entre Jupiter et Neptune (5.5 UA < a < 30.1 UA)).

Découvert en tant qu'astéroïde de type Centaure par Charles Kowal en 1977, il s'agit du premier Centaure découvert (P/1977 UB). Bien que sa nature cométaire a été suspectée peu après sa découverte, c'est seulement en 1988 que l'activité cométaire a été observée tout d'abord par des anomalies d'éclat et ensuite par imagerie directe de la chevelure.

 

- 107P/Wilson-Harrington = 4015 Wilson-Harrington

(Apollo = Astéroïde géocroiseur dont l'orbite croise celle de la Terre comme celle de 1862 Apollo (a > 1.0 UA; q < 1.017 UA)).

Cette comète a été découverte en 1949 par Albert G. Wilson et Robert G. Harrington sur des photographies prises en Novembre (P/1949 W1), mais n'a pas été retrouvée pour son retour suivant en raison de sa période orbitale incertaine. En 1979, Eleanor Helin découvre sur des photographies, un astéroïde qui recevra la désignation provisoire de 1979 VA. L'objet retrouvé en 1988, reçu la désignation permanente de 4015 en tant que planète mineure. En 1992, E. Bowell, en cherchant des images de prédécouverte de planètes mineures, identifia l'astéroïde 4015 sur des clichés de Novembre 1949 et découvrit que l'objet présentait une queue.  Ceci confirma que l'astéroïde 4015 et la comète de 1949 étaient donc un seul et même objet, souvent inactif mais présentant des sursauts occasionnels.

 

- 133P/Elst-Pizarro = 7968 Elst-Pizarro

(Main Belt Comet = Comète avec éléments orbitaux déterminés par 2.0 UA < a < 3.2 UA; q > 1.666 UA)

Cette comète a été découverte en Août 1996 par Eric W. Elst sur un cliché pris en Juillet 1996 par Guido Pizarro (P/1996 N2). L'objet a été trouvé également sur des clichés pris en 1979 et en 1985. Ainsi, l'objet avait été photographié en 1979, classé comme planète mineure et répertorié sous la désignation 1979 OW7.

 

- 174P/Echeclus = 60558 Echeclus

(Centaure = Objet avec orbite entre Jupiter et Neptune (5.5 UA < a < 30.1 UA)).

Y.-J. Choi et P. R. Weissman (JPL) ont annoncé la détection le 30 Décembre 2005, avec le télescope de 5 mètres du Mont Palomar, d'une chevelure autour de l'astéroïde de type Centaure répertorié sous la dénomination de (60558) 2000 EC98, par suite de sa découverte le 03 Mars 2000 par le télescope de surveillance Spacewatch. La présence d'une chevelure a été confirmée avec les images prises le 01 Janvier 2006 par Y.-J. Choi, et celles prises le 02 Janvier 2006 par D. Polishook.

 

- 176P/LINEAR = 118401 LINEAR

(Main Belt Comet = Comète avec éléments orbitaux déterminés par 2.0 UA < a < 3.2 UA; q > 1.666 UA)

Tout en surveillant des membres de la famille d'astéroïdes Themis à la recherche de signe d'activité cométaire, H. H. Hsieh et Dave Jewitt de l'Université d'Hawaii ont pris des images de l'astéroïde répertorié et numéroté (118401) 1999 RE70, découvert le 07 Septembre 1999 par le télescope de surveillance LINEAR. Les images prises le 26 Novembre 2005 avec le télescope Gemini North ont montré une queue de 7 secondes d'arc.

 

- P/2006 VW139 [(300163) 2006 VW139]

(Main Belt Comet = Comète avec éléments orbitaux déterminés par 2.0 UA < a < 3.2 UA; q > 1.666 UA)

De récentes observations au cours de l'étude du ciel Pan-STARRS 1 par Henry Hsieh, Larry Denneau, et Richard Wainscoat, ont montré que l'apparent astéroïde (300163) 2006 VW139 présentait une queue et une chevelure, et, par conséquent, était une comète de la ceinture principale (Main Belt Comet, ou MBC). Cet objet, répertorié en tant qu'astéroïde sous la dénomination de 2006 VW139, a été découvert le 15 Novembre 2006 par Spacewatch à Kitt Peak, et a également été identifié sur des images plus anciennes remontant à Septembre 2000.

 

 

Comètes à période plus longue (COM)

 

Les comètes à période plus longue ont des orbites fortement excentriques et des périodes orbitales supérieures à 200 ans (P > 200 ans). Leur demi-grand axe (a) est supérieur à 34.2 UA avec une excentricité généralement comprise entre 0.9 et 1. Certaines viennent des confins du Système solaire et ont des périodes très longues, de parfois plusieurs millénaires. Leur orbite n'est pas seulement cantonnée au plan de l'écliptique, et elles peuvent provenir de n'importe quel point de l'espace. La source de ces comètes est vraisemblablement le sphérique nuage d'Oort.

 

exemples de comète à période plus longue (COM)

COM

e

q (UA)

i (°)

a (UA)

P (ans)

Tj

C/2002 F1 (Utsunomiya)

0.99954

0.43829

80.87681

955.257

29524.89

0.1356

153P/Ikeya-Zhang*

0.99009

0.50714

28.119879

51.2136

366.51007

0.8784

* La comète 153P/Ikeya-Zhang est jusqu'à présent la seule comète périodique numérotée ayant une période orbitale supérieure à 200 ans

 

Comètes à apparition unique

 

Les comètes à apparition unique sont similaires aux comètes à très longue période mais ont des trajectoires décrites comme parabolique (e = 1) ou légèrement hyperbolique (e > 1) lorsqu'elles viennent dans le Système solaire interne ou en sont exclues. Contrairement à une orbite elliptique qui indique que la comète circule entièrement à l'intérieur de notre Système solaire (courbe fermée), une orbite parabolique ou hyperbolique laisse entendre que la comète vient de l'espace interstellaire ou y retourne. La trajectoire est supposée être une courbe ouverte. En réalité, pratiquement toutes les comètes observées appartiennent bien à notre propre Système solaire.

 

 

Comètes à orbite hyperbolique (HYP)

 

Les comètes ayant des orbites hyperboliques (e > 1) ont des excentricités qui ne sont que faiblement supérieures à 1.

La comète C/1980 E1 Bowell, avec une excentricité de 1.057, est la comète présentant la trajectoire la plus hyperbolique connue.

  

Il arrive que des comètes périodiques soient injectées dans des orbites hyperboliques à la suite d'un passage auprès d'une planète géante telle que Jupiter ou Saturne en raison de perburbations gravitationnelles. De telles comètes sont alors perdues pour le Système solaire et naviguent désormais dans l'espace interstellaire.

D'autres comètes faisant leur première visite dans le Système solaire interne en provenance du nuage d'Oort peuvent suivre une trajectoire hyperbolique, et jamais ne revenir par la suite.

 

Une étude (Królikowska, 2001) portant sur des comètes à orbite hyperbolique a cependant montré que pour les comètes où des solutions tenant compte d'effets non-gravitationnels pouvaient être réalisées, dans presque tous les cas, les orbites d'origine sont passées d'hyperbolique à elliptique.

 

Mais la probalité, bien que faible, que certaines comètes hyperboliques puissent provenir effectivement de l'extérieur du Système solaire ne peut pas être exclue.

 

exemple de comète avec orbite hyperbolique (HYP)

 C/1980 E1 (Bowell)

e

q (UA)

i (°)

a (UA)

P (ans)

Tj

1.05743

3.36394

1.66173

-

-

2.2169

 

Comètes à orbite parabolique (PAR)

 

En théorie, les chances de trouver des comètes avec une excentricité d'exactement 1 (e = 1) est très faible.

 

La détermination avec précision de l'orbite d'une comète suppose que celle-ci soit observée sur une période assez longue. Mais de nombreuse comètes ne s'observent que dans le voisinage du Soleil ou ne restent que très peu de temps visibles, avec pour conséquence un faible nombre d'observations et une très courte section orbitale connue. La représentation de la trajectoire par une parabole se révèle alors souvent suffisante pour correspondre au mieux aux observations.

 

exemple de comète avec orbite parabolique (PAR)

 C/1760 A1 (Great comet)

e

q (UA)

i (°)

a (UA)

P (ans)

Tj

1

0.96576

175.126

-

-

-

 

 

 

Comètes SOHO, SOLWIND, Solar Maximum Mission, STEREO

 

Les instruments tels que les coronographes embarqués à bord des satellites d'observation du Soleil ont permis la découverte de nombreuses comètes dans le voisinage proche du Soleil. Ces comètes rasant le Soleil lors de leur passage au périhélie, nommées «sungrazers» ou «sungrazing comets» en anglais, sont pour la plupart de très petits objets ne dépassant pas quelques mètres de diamètre. La plupart d'entre eux se volatilisent en s'approchant de notre étoile. Seuls les plus grands objets survivent à ce passage au périhélie rasant, à condition toutefois que la distance au périhélie (q) soit supérieure à 0,005 UA. Certains objets, par ailleurs, s'aventurent bien trop près et se précipitent irrémédiablement vers le Soleil.

 

La majorité des comètes composant cette famille sont aujourd'hui découvertes par les coronographes LASCO C2 et C3 (Large Angle Spectrometric Coronagraph) de SOHO (Solar and Heliospheric Observatory). Le satellite, placé au point L1 de Lagrange du système Soleil-Terre à environ 1,5 millions de kilomètres de la Terre, a permis la découverte de près de 2000 comètes rasantes depuis son lancement en Décembre 1995. Auparavant, entre 1979 et 1984, le coronographe de SOLWIND avait permis la découverte de 10 comètes rasantes et celui de SMM (Solar Maximum Mission) avait découvert 10 de ces objets entre 1980 et 1989. Les satellites jumeaux STEREO A et B, lancés en 2008, ont découvert près de 30 nouvelles comètes (données relevées début Septembre 2010).

 

Ces nombreuses comètes rasantes semblent suivre des orbites similaires. Issues vraissemblablement de fragmentations successives d'une comète-mère, elles peuvent être regroupées en plusieurs groupes en fonction de leurs paramètres orbitaux (Kreutz I et II, Meyer, Marsden, Kracht I et II, et autres comètes n'appartenant à aucun groupe connu à l'heure actuelle).

Groupes de comètes rasantes

Kreutz I

Kreutz II

Meyer

(C/1997 L2)

Marsden

(C/1999 U2)

Kracht I

(C/2000 O3)

Kracht II

(C/2003 R5)

non-groupe

argument de latitude du périhélie ()

distance au périhélie (q)

<0.007 UA

>0.007 UA

~0.04 UA

~0.05 UA

~0.05 UA

~0.05 UA

-

Longitude du noeud ascendant ()

inclinaison (i)

~144°

~144°

~70°

~25°

~13°

~14°

-

inclinaison (i)

Longitude du périhélie (L)

~282 (varie de 273 à 294)

tend vers un L plus élevé

~98

~102

~102

~48-58

-

L =

Latitude du périhélie (B)

~35 (varie de 35 à 40)

tend vers un B plus bas

~53

~10

~11

~9-10

-

B =

Total : 1854*

~69%

~16%

~6%

~2%

~2%

<1%

~5%

 

* Nbre de membres (données relevées fin Août 2010)

L = longitude du périhélie

L = longitude du noeud ascendant + arctan(tan(argument du périhélie) * cos(inclinaison))

 

B = latitude du périhélie

B = arcsin(sin(argument du périhélie) * sin(inclinaison))

 

* Seules sont prises en considération les comètes ayant reçu une dénomination après le calcul de leur orbite, ce qui dans le cas des comètes SOHO et STEREO n'intervient parfois que plusieurs mois, voire plus, après la découverte de l'objet. (A titre d'exemple, les orbites calculées fin Août 2010 concernaient des comètes découvertes avant fin Janvier 2010).

 

 

Pour aller plus loin...

 

Comet Taxonomy -  H. F. Levison

 

Tisserand's parameter - Wikipedia

 

The Tisserand Parameter - Davis Jewitt

 

Main Belt Comets - Davis Jewitt

 

Main-belt comet - Wikipedia

 

http://star.pst.qub.ac.uk/~hhh/mbcs.shtml

 

Comet - Wikipedia

 

Les Comètes qui rasent le Soleil - Jacques Croviser (Lesia)

 

QU'EST-CE QU'UNE COMETE ET POURQUOI LES ETUDIER ? - Lisa Université Paris 12

 

List of Jupiter-Family and Halley-Family Comets - Y. Fernandez/UCF Physics

 

SOHO and STEREO comets -British Astronomical Association -Comet Section

 

Comité pour la nomenclature des petits corps célestes - IAU/CSBN

 

De nombreuses comètes célèbres pourraient s'être formées dans d'autres systèmes solaires - INSU/CNRS

 

A study of the original orbits of "hyperbolic" comets - M. Królikowska

 

Cometary Orbit Determination and Nongravitationnal Forces - D. K. Yeomans and P. W. Chodas/G. Sitarski, S. Szutowicz, and M. Królikowska

 

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Contact : Gilbert Javaux