2. Orbites
Le calcul de l'orbite cométaire est d'un intérêt primordial non seulement pour prévoir et réaliser des observations dans les meilleures conditions ou encore pour préparer une mission spatiale de survol (de la comète de Halley en 1986, par exemple), mais aussi pour déterminer l'origine des comètes.
L'orbite calculée à partir des observations se rapporte au point le plus brillant de la coma, qui coïncide avec le noyau à quelques milliers de kilomètres près. La détermination des éléments orbitaux dépend de façon critique du nombre d'observations et de leur espacement dans le temps. En effet, la majorité des comètes (655 sur 810) ont une période supérieure à 200 ans et ne sont observées qu'une fois au voisinage du périhélie ; leur orbite est quasi parabolique, c'est-à-dire d'excentricité voisine de 1. La classification en 341 paraboliques, 192 elliptiques et 122 hyperboliques doit être considérée avec prudence : elle favorise les comètes du premier type car on tente d'abord une approximation parabolique, qui se révèle souvent suffisante ; de toute manière, il s'agit d'une orbite osculatrice, c'est-à-dire épousant au mieux l'orbite réelle, qui n'est pas une conique au voisinage du Soleil. Le noyau cométaire est soumis, d'une part, à l'attraction gravitationnelle conjuguée des neuf planètes qui perturbent le champ d'attraction solaire, d'autre part, à une force non gravitationnelle de réaction due au dégazage anisotrope de sa surface, dont la température est plus élevée du côté « jour » que du côté « nuit ». Les ordinateurs permettent de remonter le temps et de calculer les orbites d'origine de ces diverses comètes lorsqu'elles se trouvaient encore au-delà de l'orbite de Neptune : invariablement, à une ou deux exceptions près, on obtient une orbite elliptique, prouvant ainsi l'appartenance des comètes au système solaire.
L'aphélie des comètes de longue période présente une concentration marquée vers 50 000 ua (1 ua = distance Terre-Soleil), c'est-à-dire à une distanc […]
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