Le noyau le plus grand est probablement détenu par la comète Hale-Bopp avec une longueur maximale de 40 km. La comète périodique Lexell de 1770 détient la masse la plus élevée avec 6x10¹⁴ tonnes (600 mille milliards de tonnes), l'équivalent du millionième de la masse de la Terre. 

Le noyau peut être animé d'un mouvement de rotation. Lors du passage de la comète de Halley en 1986, on découvrit ainsi que son noyau tournait sur lui-même avec une période de 53 heures.

Comme son nom l'indique le noyau est la région la plus dense de la comète. Sa densité approche 10^-6 atmosphères, ce qui ne représente que 2 gr/cm³. Le noyau de Halley présentait une densité dix fois inférieure à celle de l'eau. Cette structure a rarement été photographiée bien que dessinée par tous les observateurs. 

Voyageant depuis des milliards d'années dans l'espace interplanétaire où règne une température de l'ordre de 30 K (-236°C), le noyau des comètes s'est mis en équilibre avec ce milieu et présente une température comprise entre 30 et 40 K seulement.

L'analyse des clichés composites de Halley a révélé que son noyau était irrégulier, en forme de cacahuète mesurant 16 x 7.5 x 8 km et était accidenté, probablement couvert de dépressions et de cratères de quelques centaines de mètres à un kilomètre de diamètre. Son albédo très faible (0.04) le rend plus noir que du charbon. Son noyau est organisé en clathrate, un réseau de glaces mixtes dont les cavités emprisonnent des gaz. Etant donné la densité de Halley, les scientifiques estiment que 84% de son noyau est constitué de glace d'eau mélangée à du formaldéhyde (H₂CO, une molécule à base de formol) et du dioxyde de carbone (CO₂). Il contient également de l'azote et du monoxyde de carbone mais en faibles quantités.

La croûte est constituée de matériaux non volatils, composés de silicates (molécules de silicium et d'oxygène tel que le sable)et d'éléments riches en carbone, les "CHON", acronyme de Carbon-Hydrogen-Oxygen-Nitrogen (Azote). Les couches superficielles du noyau sont des clathrates vidées de leurs matériaux volatils. Elles forment un manteau réfractaire que le rayonnement solaire pénètre plus difficilement.

A gauche, le noyau de Halley tel que l'a photographié la sonde Giotto le 13 mars 1986 à 605 km de distance. Noter la disposition asymétrique des jets de gaz. Ils engendrent une force dans la direction opposée capable de modifier l'orbite de la comète. Rencontre astronomique de premier plan, l'approche final fut retransmis en direct à la télévision. Au centre, la comète Borrelli photographiée par la sonde DS1 le 15 septembre 2001. A droite, gros-plan sur le noyau de 5 km de diamètre de la comète Wild 2 potographié le 2 janvier 2004 par la sonde Stardust à 236 km de distance. Sa surface surprend par sa complexité et sa beauté. On distingue des terrains vieux et récents comme si une partie de la surface avait été réchauffée et fondue, des roches individuelles et des failles de 100 m de profondeur. La résolution atteint 20 mètres. Documents Giotto/ESA, NIX et NASA.

Sur Halley la production d'eau à l'approche du Soleil fut de l'ordre de 8x10³⁰ molécules par seconde. La vapeur éjectée du noyau atteignait 125°C pour retomber à -73°C à l'intérieur du noyau. Les jets de gaz émanaient de plusieurs points de sa surface, mais 90% de celle-ci était totalement inactive comme le montre bien la photographie ci-dessus. Ainsi que l’a bien montré le film “Deep Impact”, seule la face tournée vers le Soleil émettait ces gaz; les régions où apparaissent ces jets se désactivent en effet en passant dans l'obscurité. Les comètes perdent donc leurs matériaux uniquement par ces jets.

Si Halley devait perdre autant d'eau de façon continue, on estime que la comète ne pourrait pas survivre plus de 3 siècles. Etant donné qu'elle ne développe cette activité que durant quelques semaines par siècle, avec une masse estimée à 3x10¹¹ tonnes, sa durée de vie se compte en centaines de milliers d'années.

Pour expliquer la teinte sombre du noyau et les jets de vapeurs, le modèle de "la boule de glace sale" n'est pas satisfaisant. Les scientifiques assimilent aujourd'hui son noyau à un agglomérat de particules d'eau glacée, de polymères organiques, de poussière de silicates et de carbone agglomérés au moment de la formation du système solaire. Ces "grains" peuvent être juxtaposés ou imbriques les uns dans les autres, tout dépend de leur forme et de leur évolution natale. Quand le noyau se réchauffe en s'approchant du Soleil, l'eau et les matériaux volatils s'évaporent, laissant des structures organiques et des poussières entourées d'alvéoles (clathrate). Ces structures peuvent avoir plusieurs centimètres d'épaisseur et sont poreuses, probablement peu conductrices de la chaleur. Absorbant très bien la lumière, ces structures peuvent produire une élévation de la température à la surface du noyau et, agissant comme un isolant, laisser l'intérieur du noyau nettement plus froid. Mais si cette théorie explique en partie les mesures spectrales et la répartition des ions cométaires, elle ne dit rien de la structure interne du noyau.

Il est difficile en effet de connaître sa structure. A partir de l'analyse des gaz libérés par la coma, les astrophysiciens pensent qu'au moins deux mécanismes interviennent . D'une part des gaz sont relâchés en surface et s'évaporent. Mais une autre fraction provient de l'intérieur du noyau et serait relâchée lors des changements structurels des glaces à mesure que la température évolue. Près du Soleil les deux mécanismes opèrent tandis qu'après le passage au périhélie le second mécanisme devrait être plus actif.

C'est en observant la façon dont les comètes se fragmentent que l'on infère le peu que l'on sait sur la structure du noyau. David Jewitt nous rappelle que trois théories sont actuellement considérées :

- Le noyau monolithique : c'est l'idée la plus simple que l'on puisse se faire du noyau qui serait un objet de composition interne uniforme. Il est entouré d'une croûte réfractaire (en rouge sur le dessin repris ci-dessous) composée de débris exposés par sublimation des glaces. Ce noyau serait assez solide mais ce modèle n'explique pas dans ce cas pour quelles raisons certaines comètes se brisent à la moindre tension.

- Le noyau multiple : il serait constitué par l'accrétion de corps indépendants capturés au cours de l'évolution de la comète. Ces roches seraient des planétésimaux issus du disque protoplanétaire. Certains suggèrent que ces sous-éléments sont originaires de différents endroits de la nébuleuse protosolaire et présenteraient donc des compositions variées. Assemblés sans pour autant être fermement attachés les uns aux autres, cette structure serait assez fragile. Ce noyau multiple est également recouvert d'un manteau réfractaire.

- Le noyau différencié : à l'image de la Terre dont le noyau s'est différencié en un coeur de fer et un manteau de roche, certains pensent que le noyau des comète peut être partiellement différencié. Mais ce processus requiert des températures internes très élevées qu'un petit objet comme une comète n'est pas en mesure de générer. Pour les plus massives d'entre elles, la chaleur dégagée par la radioactivité du potassium, du thorium ou de l'uranium pourrait assurer une lente migration des glaces les plus volatiles (CO, N₂) vers la zone entourant le coeur du noyau. Pour les comètes les plus petites, l'aluminium-22 pourrait apporter cette chaleur.

Structure interne du noyau De gauche à droite, noyau monolithique, multiple et différencié. Consulter le texte pour les explications. Documents David Jewitt.

Il est probable que les comètes incorporent les trois modèles présentés ici. Les plus petites comètes peuvent par exemple avoir un noyau monolithique alors que les plus grandes seraient constituées de roches agglomérées. Le matériau cométaire étant un faible conducteur de la chaleur il est possible que les plus grands noyaux soit complètement vidés de la plupart de leurs glaces volatiles. Reste à confirmer ces théories in situ. La découverte d'un fragment de clathrate constituerait la pierre de Rosette des cométologues.

La coma interne

La vie d'une comète est tributaire du vent solaire et de la pression de radiation solaire. Ce "vent" est constitué de protons et d'électrons issus de la couronne solaire, portés à haute température et guidés par le champ magnétique du Soleil. Ce vent souffle à près de 500 km/s (parfois deux fois plus vite lors d'une éruption solaire) et percute les comètes dont la vitesse orbitale atteint environ 25 km/s. Au contact de la coma externe il se forme alors une onde de choc qui, à l'image du sillage que laisse un projectile en mouvement, donnera la forme générale de la comète. On reparlera de ce phénomène quand nous parlerons de la queue des comètes.

Le noyau s'entoure d'une zone diffuse, la coma. Elle apparaît en deçà de 3 UA, lorsque la température atteint -78°C, seuil à partir duquel la glace d'ammoniaque se sublime dans le vide. C'est parce que la coma se compose d'environ 80% d'eau qu'elle dégage énormément de vapeur. L'analyse de l'hydrogène libérée par la coma de Hale-Bopp, combiné avec d'autres observations indique que son noyau produisit quelque 7 à 8 tonnes de vapeur d'eau par seconde, une vrai "cocotte-minute" !

La coma interne se divise en deux composantes :

- La coma gazeuse

- La coma de poussières.

La coma gazeuse est une atmosphère constituée de molécules libérées par le noyau par le rayonnement solaire et la sublimation des glaces. Exposée directement au rayonnement solaire intense (UV, protons rapides, etc) la plupart de ces molécules sont dissociées dans les 24 heures qui suivent leur libération.

Les mesures réalisées par la sonde Giotto^[3] sur Halley ont révélé que cette coma interne contenait également des molécules organiques neutres enrichies en carbone, hydrogène et oxygène (CO, CO₂, HCN, H₂CO) éjectés par le noyau à plusieurs centaines de mètres par seconde. Le composant volatil dominant reste l'eau, suivi par le CO et le CO₂ tandis que la plupart des autres éléments ne dépassent pas 1%. Bien que le rapport CO/H₂O atteigne 20 à 30% dans Hale-Bopp leur abondance varie notablement entre comètes pour atteindre des valeurs parfois 5 fois plus faibles.

Remarque utile pour les amateurs de spectroscopie, la plupart des molécules que l'on observe dans la coma sont les molécules filles résultant de cette dissociation, car elles présentent de fortes raies spectrales en lumière blanche. Ce sont elles en effet qui donne sa couleur à la coma. En revanche, l'étude des molécules parentes est une technique récente qui concerne l'astronomie submillimétrique (radio).

Cette matière se déplace dans la coma à une vitesse voisine de celle du son dans un gaz, soit environ 1 km/s lorsque la comète est proche de la Terre. Connaissant cette vitesse et la durée de vie des molécules avant photodissociation, on peut estimer qu'en 24 heures les molécules se déplacent d'environ 50000 km. C'est le rayon moyen de la coma gazeuse.

La région la plus proche du noyau, sur quelques dizaines de milliers de km, est imperméable au vent solaire. Dans les derniers milliers de kilomètres qui précèdent la zone de contact avec le noyau, la température et la densité des électrons subissent de grands changements. Le champ magnétique accuse là son maximum, avec une valeur de 65 nanoteslas sur Halley. Lorsqu'il y a équilibre entre la pression de radiation extérieure et le gaz ionisé de la coma, nous sommes sur la surface de contact. Ici le champ magnétique est nul. Cette limite se situe à quelques centaines, voire quelques milliers de kilomètres de la surface du noyau.

La coma et ses extensions A gauche, la coma interne de la comète Hyakutake photographiée en fausses couleurs par le Télescope Spatial Hubble le 3 et 4 avril 1996. Le Soleil, hors-champ, est au-dessus à droite de l'image. On observe en rouge la coma de poussières tandis que la lumière ultraviolette dispersée par les atomes d'hydrogène qui entoure le noyau et formant la coma gazeuse apparaît en bleu. Le champ couvert est d'environ 14000 km, quatre fois inférieur à la taille moyenne de la coma interne. Document M.Combi/ SPRL, U.Mich/ STSC/NASA. A droite, une splendide image de la comète Hale-Bopp réalisée par David Hanon avec un télescope de 600 mm d'ouverture le 23 février 1997. On voit ici clairement que sa forme est induite par la pression de radiation du Soleil. On distingue clairement son petit noyau, l'enveloppe gazeuse de la coma externe et la double queue de poussières. Cliquer sur les images pour les agrandir.

La coma de poussières est constituée de grains de poussières arrachés du noyau par les gaz en sublimation. A quelques dizaines de rayons du noyau, la poussière est libérée du champ gravitationnel cométaire et gravite librement autour du Soleil. La vitesse de ces particules varient en fonction de leur taille, les plus légères se déplaçant pratiquement à la vitesse des gaz. Les plus lourdes restent piégées dans la coma ou retombent à la surface du noyau et s'accumulent sur sa croûte.

Ces grains ont toutes les tailles mais la plupart de ceux qui forment la coma visible dans un instrument d'observation ont un diamètre d'environ 1 micron (0.001 mm). Près du périhélie des grains, ou plutôt des fragments de plusieurs dizaines de centimètres de diamètre peuvent être éjectés avec les gaz. Comme nous le verront un peu plus loin, ce sont ces grains de poussières qui forment la queue de Type II et constituent le principal ingrédient du milieu interplanétaire, alimentant la lumière zodiacale et le flux incessant des "étoiles filantes" que sont les météores.

Les comètes vertes

Une question souvent posée est pourquoi la coma de certaines comètes est verte comme ce fut le cas pour Hale-Bopp en 1996 et Machholtz en 2005 ? Ce n'est pas un défaut chromatique de votre optique ! La coma contient du cyanogène (CN) et du carbone diatomique (C₂). Ces deux substances émettent un rayonnement vert lorsqu'elles sont illuminées, excitées par le rayonnement ultraviolet du Soleil. C'est ce qu'on appelle la fluorescence par résonance (même technique que le FRET en microbiologie). Comment ça marche dirait un animateur célèbre ?

Deux images de la comète C/Machholtz (C/2004 Q2) alors qu'elle passait au large de l'amas des Pléiades, M45, présentant une magnitude de +3.8 et une coloration verte. A gauche, une photographie prise par Stefan Siep le 7 janvier 2005 à 21h30 TU avec un téléobjectif de 300 mm f/2.8 muni d'une caméra CCD SBIG STL11000M. Composite LRGB. Temps d'intégration total de 28 minutes. A droite, une photographie réalisée le 11 janvier 2005 par Michael Jäger et Gerald Rhemann au foyer d'une chambre Schmidt de 200/300 mm équipée d'une caméra CCD Starlight Xpress SXV-H9. Composite LRGB. Temps d'intégration total de 9 minutes.

La lumière UV solaire est absorbée par les atomes. L'énergie absorbée provoque le saut d'un électron à un niveau excité d'où il redescend en émettant une radiation dont la fréquence (l'énergie) est égale à celle absorbée (rappelons que dans le cas d'une fluorescence ordinaire, la fréquence d'émission est toujours inférieure à celle absorbée). Dans ce cas-ci c'est un rayonnement d'environ 500 nm et 2.4 eV. Malgré son nom ronflant, la fluorescence par résonance produit peu d'effets car l'émission rayonne de manière aléatoire dans toutes les directions.

Notons que les photons, en l'occurrence verts dans ce cas-ci, peuvent être émis aux longueurs d'ondes infrarouges si les molécules réagissent en réponse à une excitation thermique. Le rayonnement devient submillimétrique et millimétrique lorsque les molécules change d'état de rotation (spin). Celui-ci dépend des effets combinés de l'agitation du gaz (effet thermique provoqué par les collisions) et de la quantité de photons solaires absorbés.

Ainsi que nous l'avons dit un peu plus haut, rappelons que la lumière UV produit également d'autres réactions chimiques et participe à la libération d'hydrogène du noyau sous forme de gaz (coma interne).

La coma externe

La coma externe, de forme elliptique ou parabolique représente en quelque sorte l'atmosphère de la comète, sa coma étendue jusqu'au milieu interplanétaire délimitée par l'onde de choc. Cette enveloppe présente un diamètre angulaire qui peut atteindre 2°40' pour la comète Lexell de 1770. Cela représente un diamètre physique de près de 2 millions de kilomètres. Au périhélie, la coma de la comète de Halley s'étendait sur 35 millions de kilomètres. 

Cette enveloppe est en général de taille réduite mais une dimension de 100000 km est courante. C'est sa densité extrêmement faible qui permet de laisser scintiller les étoiles qu'elle vient à occulter. Quelquefois elle présente une région centrale plus dense centrée sur le noyau. Il peut également apparaître de faux noyaux, d'un aspect stellaire à faible grossissement.

A lire :  La comète Holmes a détroné le Soleil par sa taille (sur le blog)

Trois images de la comète Hale-Bopp photographiée au Pic-du-Midi par l'équipe du S2P. Les couleurs bleues et vertes sont artificielles. A gauche, une photographie prise le 28 mars 2000 à 3h46 TU. 30 minutes de pose au foyer du télescope de 55 cm équipé d'une caméra CCD HiSiS-44. Un filtre de gradient radial a été appliqué pour faire ressortir les arcs de poussières, en fait des jets émis en spirale. Au centre, une image traitée résultant de l'addition de 30 images individuelles prises le 8 avril 1997 à 19h26 TU. Elles furent enregistrées au télescope de 1.05m sous filtre rouge à large bande (670-820 nm) et traitées avec un filtre de gradient radial. Cette image révèle les jets de poussières enroulés en hélice. A droite, une image prise le 29 mars vers 21h35 TU résultant de l'addition de 60 images individuelles exposées 1 sec chacune en lumière verte. Un filtre de gradient radial fut appliqué ainsi qu'une table de look-up logarithmique permettant de révéler environ 10 arcs de poussières dans la coma. Documents réalisés par Jean Lecacheux, François Colas et Cyril Birnbaum, BDL/S2P.

Autour du noyau, mais également en tout lieu de l'enveloppe, nous pouvons observer des condensations en forme d'arc. Elles proviennent de la sublimation de la glace du noyau qui, dans son mouvement de rotation, émet des jets de gaz créant des halos concentriques qui se propagent en entraînant les poussières dans l'espace. De tels arcs persistent quelques semaines. Citons les comètes Donati (1858 VI), Coggia (1874 III), Bennett (1970 II) et Hale-Bopp (2000) qui présentaient de telles structures, assez rares. Face au Soleil, le noyau solide peut projeter une ombre qui apparaîtra comme une fine ligne sombre dans l'axe de la chevelure de la comète.

Lors du passage de Halley au périhélie, la sonde spatiale Giotto a noté que la coma libérait six fois plus de gaz que de poussières. A titre de comparaison, la comète de Encke éjecta 400 grammes de poussières par seconde, tandis qu'en 1986 Halley éjecta entre 3 et 10 tonnes de poussières chaque seconde et environ 20 tonnes de gaz. Au cours de son passage, Halley perdit 300 millions de tonnes de matière et environ 5 mètres de son épaisseur. Cela n'entama pratiquement pas la masse du noyau qui est estimé à 300 milliards de tonnes. Au bout d'un temps estimé à plus de 250000 ans, la comète de Halley se désintégrera.

Prochain chapitre

La queue des comètes