Literatura académica sobre el tema "Dynamique Comètes"

Les processus qui régissent la dynamique des comètes sont complexes, nombreux et variés. Un indicateur rapide de Lyapunov a d’abord été développé dans le cadre de systèmes dynamiques continus afin de pouvoir identifier clairement les différents types de mouvement. Ensuite, les conditions sous lesquelles peut être appliquée une méthode Monte Carlo, déjà utilisée et publiée, à la dynamique des comètes de la famille de Jupiter ont été étudiées. Malgré des améliorations substantielles de la méthode, il s’est avéré que la dynamique de ces comètes ne pouvait pas être reproduite par cette méthode dû à la présence de résonances de moyen mouvement avec Jupiter. Enfin un modèle permettant de reproduire par un mapping les effets de la marée galactique sur les comètes du nuage d’Oort a été développé. Ce mapping est fiable pour des comètes ayant un demi-grand axe ≤ 30000 UA et est 500 fois plus rapide que les intégrations numériques directes
Cometary dynamics is a complex subject, characterized by various regimes of motion. In order to model cometary dynamics in a proper way, it is important to identify clearly these different regimes. This is why a fast Lyapunov indicator in the frame of gravitational continuous dynamical systems was first developed. The conditions under which a well known, published Monte Carlo method can be applied to the dynamics of Jupiter family comets were then studied. Although a number of improvements were introduced in the model, it turned out that the dynamics of Jupiter family comets is not amenable to Monte Carlo modelling du to the presence of many mean motion resonances with Jupiter. In this thesis a model which is able to reproduce effects of the galactic tide on the Oort cloud comet using a mapping is developed. This mapping correctly reproduces the dynamics of comets with semi-major axis ≤ 30000 AU, and is 500 times faster than the use of direct numerical integrations

Cette thèse étudie la dynamique résonante dans le système solaire externe. Cette analyse consiste à déterminer les caractéristiques (localisation et amplitude) des résonances orbitales, séculaires et de Kozai qui peuvent affecter l'évolution temporelle de l'orbite d'un petit corps (astéroïde ou comète) dont le mouvement est perturbé par des corps plus massifs : les planètes. Le cas des objets transneptuniens est ici considéré. Au nombre actuel de 60, ils seraient les membres d'une nouvelle famille de petits corps : la ceinture de Kuiper. Celle-ci rassemblerait, outre pluton, plusieurs milliers de corps assez volumineux et serait constituée par les reliquats inutilisés lors de la formation des planètes. Une exploration analytique et numérique de la dynamique montre que cette ceinture se divise en trois régions. La première correspond à sa partie interne (comprise entre 34 et 40 UA) dans laquelle les résonances orbitales avec Neptune protègent les objets des rencontres proches avec cette planète. De plus des intégrations numériques révèlent que ces résonances présentent une stabilité à long terme, équivalente en durée à l’âge du système solaire. Aussi tous les objets découverts dans cette zone se répartissent dans ces résonances, et surtout dans la résonance 2/3 avec Neptune où se trouve Pluton. La région intermédiaire (entre 40 et 42 UA) est instable car les résonances séculaires avec Uranus et Neptune y sont présentes. L’interaction entre ces résonances rend les orbites très chaotiques et fait croitre leur excentricité jusqu'au stade de croiseur de Neptune qui, par rencontres proches, va très rapidement dépeupler cette zone. En revanche, la partie externe de la ceinture (au-delà de 42 UA) présente une dynamique résonante assez pauvre : il n'y a plus de résonances séculaires et les résonances orbitales, très séparées les unes des autres, ont des effets dynamiques peu intenses
This thesis studies the resonant dynamics in the outer Solar System. The analysis consists in the determination of the properties (location and amplitude) of the mean motion, secular and Kozai resonances, which could affect the orbital evolution of a little body (asteroid or comet) under the perturbations given by more massive bodies : the planets. The case of trans-neptunian objects is considered. Now 60 in number, they belong to a new family of little bodies : the Kuiper belt. This system should collect, in addition to Pluto, several thousand very large bodies which should be the unused debris left after the formation of the planets. Both analytical and numerical explorations of the resonant structure of the Kuiper belt show that this system turns out to be made of three different parts. In the first one (between 34 and 40 AU), mean motion resonances with Neptune protect the objects from close encounters with this planet. Moreover, numerical integrations reveal that these resonances are stable over a time exceeding the age of the Solar System. All the objects present in this part are distributed in these resonances (mainly in the 2/3 with Neptune). Besides a non-resonant and very stable zone at small eccentricity is mysteriously unpopulated. In the intermediary region (between 40 and 42 AU), the dynamics is unstable because the secular resonances with Uranus and Neptune overlap and pump the eccentricity up to Neptune-crossing values. On the other hand, the resonant dynamics in the outer part of the Kuiper belt (beyond 42 AU) is very poor : there are no secular resonances and the mean motion resonances with Neptune, being very separated from each other, have little dynamical effects. The trans-neptunian objects detected in this region have quite big eccentricity and high inclination, and this fact cannot be explained by pure dynamics but requires the investigation of primordial mechanisms of excitation

Les comètes sont une population de petits corps du Système Solaire souvent décrits comme les objets les plus primitifs de notre Système Solaire, détenant des informations précieuses sur sa formation et son évolution. Formées tôt, au même temps que les planètes géantes, dans les parties externes du disque protoplanétaire et dispersées vers l'extérieur peu après leur formation pour être stockées dans des réservoirs lointains et froids, elles sont considérées comme ayant largement conservé leurs propriétés et composition primordiales. Cependant, le niveau de leur nature primitive a commencé à être revu, car un nombre croissant d'observables et d'études théoriques suggèrent la possibilité d'altérations thermiques avant leur retour dans les parties internes du Système Solaire où elles sont généralement étudiées et observées. Dans ce contexte, ce travail vise à examiner le niveau de cette nature primitive pour les différentes familles cométaires de notre Système Solaire. Dans ce but, nous avons développé un modèle d'évolution thermique dédié, conçu pour un couplage efficace aux simulations N-corps qui suivent l'évolution orbitale à long terme des planétésimaux, provenant des parties externes du disque protoplanétaire et évoluant vers des orbites dans la région planétaire, après un séjour prolongé dans les réservoirs extérieurs du système solaire. Nos résultats révèlent la possibilité d'altérations thermiques, affectant principalement le contenu condensé primordial d'hyper-volatiles et dans un second lieu le contenu primordial modérément volatile et la glace d'eau amorphe, au cours des premières phases de la vie des comètes. Une étude comparative indique que les comètes à longue période devraient être la population la moins altérée. Une activité intense, mais sporadique, est également enregistrée dans la région des planètes géantes, alors que les comètes reviennent dans le Système Solaire interne, compatible avec les observables actuelles concernant la population de Centaures. Ces résultats indiquent que l'évolution thermique des noyaux cométaires est inextricablement liée à leur évolution orbitale. Ils indiquent également que l'activité cométaire observée dans les parties internes du Système Solaire provient très probablement de couches déjà altérées, soulignant la nécessité de prendre en compte l'histoire dynamique des comètes lors de l'interprétation des observations actuelles
Comets are a population of small Solar System bodies, often described as the most primitive population in our Solar System, holding valuable information on its formation and evolution. Formed early, at the same time as the giant planets, in the outer parts of the protoplanetary disk and scattered outwards shortly after their formation towards distant and cold reservoirs, they are considered to have preserved their primordial composition and properties to a great extent. However, the level of this primitive nature has started to be reevaluated recently, as a growing body of observational evidence and an important number of theoretical studies are suggesting the possibility of thermally-induced alterations before their return to the inner parts of the Solar System, where they are usually studied and observed. In this context, our work aims to examine the level of the primitive nature of different cometary families in our Solar System. To do so, we developed a dedicated thermal evolution model, designed for an efficient coupling to N-body simulations, tracking the long-term orbital evolution of planetesimals, originating in the outer parts of the protoplanetary disk and evolving into planetary-crossing orbits after a prolonged stay in outer Solar System reservoirs. Our results reveal the possibility of thermal processing, affecting mainly the primordial condensed hyper-volatile content and on a lesser extent the primordial moderately-volatile and amorphous water ice content, during the early phases of a comet's lifetime. A comparative study is indicating that long-period comets are expected to be the least altered population. Intense, yet sporadic, activity is also recorded in the planetary region, as comets return in the inner Solar System, compatible with the current observables on the Centaur population. These results indicate that the thermal evolution of cometary nuclei is inextricably related to their orbital evolution. They are also indicating that the cometary activity observed in the inner parts of the Solar System is very likely triggered from thermally processed subsurface layers, highlighting the necessity of considering the past evolutionary history of comets when interpreting the current observations in a broader context

Les micrométéorites, échantillons extraterrestres de taille submillimétrique, dominent le flux de matière extraterrestre qui entre dans l'atmosphère terrestre. Toute micrométéorite est inévitablement altérée par son passage atmosphérique. Mais elles peuvent être trouvées enchâssées dans des météorites plus grandes, sous forme de microxénolithes. Les microxénolithes sont des micrométéorites anciennes, ils permettent d'étudier des époques passées de l'histoire du Système Solaire, pas accessibles par les micrométéorites. Des nouveaux microxénolithes ont été découverts et étudiés dans les chondrites H et dans la chondrite carbonée Isheyevo. Plusieurs techniques expérimentales (microscopie électronique à balayage et à transmission, spectroscopie Raman, spectrométrie de masse) ont été utilisées pour les caractériser, et des simulations numériques ont été réalisées pour étudier leur origine et les effets qu'ils subissent lors de leur passage dans l'atmosphère de la Terre.

Les micrométéorites, échantillons extraterrestres de taille submillimétrique, dominent le flux de matière extraterrestre qui entre dans l'atmosphère terrestre. Toute micrométéorite est inévitablement altérée par son passage atmosphérique. Mais elles peuvent être trouvé enchâssées dans des météorites plus grandes, sous forme de microxénolithes. Les microxénolithes sont des micrométéorites anciennes, ils permettent d'étudier des époques passées de l'histoire du système solaire, pas accessibles par les micrométéorites. Des nouveaux microxénolithes ont été découverts et étudiés dans les chondrites H et dans la chondrite carbonée Isheyevo. Plusieurs techniques expérimentales (microscopie électronique à balayage et à transmission, spectroscopie Raman, spectrométrie de masse)ont été utilisées pour les caractériser, et des simulations numériques ont été réalisées pour étudier leur origine et les effets qu’ils subissent lors de leur passage dans l’atmosphère de la Terre
Micrometeorites are sub-millimetric extraterrestrial samples, which dominate the flux of extraterrestrial matter entering the Earth atmosphere. Every micrometeorite is altered by the interaction with the atmosphere. However, they can be found embedded in larger meteorites, in which case they are called microxenoliths. Microxenoliths are ancient micrometeorites, and they allow the study of past epochs of the Solar System, not accessible by studying micrometeorites. New microxenoliths have been discovered and studied in H chondrites and in the carbonaceous chondrite Isheyevo. Many different techniques (scanning and transmission electron microscopy, Raman spectroscopy, mass spectrometry) have been applied to characterize them. Also, numerical simulations have been performed to investigate their origin and the effects they suffer during the passage through the Earth atmosphere

Les deux modes de mouvements classiques d'un même corps céleste, orbital et de rotation, sont quasi-généralement modélisés séparément, ce qui ne peut rendre compte pleinement des mécanismes spin-orbite (via couplage, multi-synchronismes, dissipation). En l'occurrence, le système solaire regorge de multiples applications qui seraient utilement explorées par des intégrations couplées. Une méthode générale d'investigation du problème spin-orbite a été conçue et réalisée. A travers la variation de divers paramètres physiques et différentes modélisations, elle s'applique à cerner les effets dus aux couplages, aux interactions spin-orbite ou à différents types de résonances. Une procédure, basée sur des intégrations de modalité spin-orbite, donne l'approche descriptive qualitative des mécanismes et des corrélations induites. Elle aboutit à isoler des relations de causes à effets dans l'espace mixte des phases et des formes. La vision globale de la dynamique est présentée au travers d'un nouvel outil : la cartographie spin-orbite qui représente un véritable panorama synthétique d'un problème spin-orbite donne. Les aptitudes des outils développés résident dans leur rapidité d'emploi et leur adéquation à un grand nombre de degrés de liberté. La spécificité de la méthode a permis de tirer des enseignements généraux sur la stabilité spin-orbite en fonction de paramètres choisis. Par exemple, les librations spin-orbite d'un satellite géostationnaire résultant de différentes asymétries du corps primaire ont été mises en évidence (dans l'optique d'une meilleure détermination du c#2#2 de la Terre). Ou encore, un ralentissement du taux de rotation de la lune résultant d'une interaction spin-orbite a été isolé. Des comètes jusqu'aux satellites naturels ou artificiels, le champ d'applications est vaste et particulièrement riche (figures étendues, interactions de figure-figure, forces non-gravitationnelles, non-rigidité des corps, dissipation, résonances).

Il est admis que les noyaux cométaires sont parmi les objets les plus anciens du Système Solaire. Malheureusement, ils échappent à l'observation directe. L'étude de la dynamique des fragments cométaires constitue une méthode indirecte pour caractériser les noyaux. L'objet de cette thèse est de contribuer à la compréhension de la dynamique de ces fragments. La comète C/1996 B2 Hyakutake est passée à 15 millions de km de la Terre en mars 1996. Des condensations lumineuses ont été détectées dans sa coma interne, dans la direction anti-solaire. Des observations en provenance de divers observatoires ont été rassemblées, puis traitées afin de préciser l'évolution temporelle de la position des condensations par rapport au noyau. Avec l'hypothèse que ces condensations étaient dues à des fragments s'éloignant du noyau, un modèle a été développé pour la dynamique des fragments composés de glace et de poussières. Trois forces sont considérées: la gravité du Soleil, leur gravité mutuelle, et une force non-gravitationnelle due à la sublimation de la glace. Une intégration numérique directe des forces en présence permet de calculer les positions successives des fragments. Un excellent accord a été obtenu avec les observations de la comète Hyakutake, suggérant l'existence de sept fragments, dont les produits des masses volumiques et des rayons étaient de l'ordre de 10000 kg. M-2, et dont les dates de séparations ont pu être corrélés à un sursaut d'activité de la comète. Le modèle a été appliqué à la comète 46P/Wirtanen, cible de la mission spatiale Rosetta. Plusieurs milliers d'hypothétiques fragments ont été simulés, et leurs trajectoires traitées statistiquement. Il en ressort que la probabilité de présence d'un fragment dans la coma n'est pas isotrope. Des recommandations sont donc formulées pour réduire les risques de collision avec un fragment potentiel
Cometary nuclei are among the most pristine bodies in the Solar System. They are almost impossible to observe directly. The study of the dynamics of the cometary fragments provide an indirect way to characterize them. The aim of this thesis is to contribute to the understanding of this phenomenon. Comet C/1996 B2 Hyakutake passed within 15 million kilometers of the Earth in March 1996. Bright condensations were observed in the near-nucleus coma, in the anti-solar direction. Observations coming from various observatories were gathered and processed in order to obtain the precise temporal evolution of the positions of bright condensations with respect to the nucleus. With the assumption that these condensations were due to icy cometary fragments, a model was developed for the dynamics of these fragments. Three forces were considered: the gravity of the Sun, their mutual gravity, and a non-gravitational force due to the sublimation of the water ice. The positions of the fragments were computed by a direct numerical integration of the relevant forces. An excellent agreement was obtained with the observations of comet Hyakutake, suggesting the existence of seven fragments. The products of their density and their radii are near 10000 kg. M-2. Their separation dates have been correlated to an outburst of the comet. The model was applied to comet 46P/Wirtanen, target of the space mission Rosetta. Trajectories of several thousands of hypothetical fragments were computed, and then statistically processed. It was shown that the probability of presence of a fragment in the coma is not isotropic. Recommendations were deduced in order to reduce the collisional risks

Capture-évolution-éjection de particules par des systèmes binaires (étoile-planète, étoile binaire, étoile-trou noir supermassif, trou noir binaire, ...). Dans une première partie, en utilisant une généralisation de l'application de Kepler, nous décrivons, au travers du cas de 1P/Halley, la dynamique chaotique des comètes dans le système solaire. Le système binaire, alors considéré, est composé du Soleil et de Jupiter. L'application symplectique utilisée permet de rendre compte des différentes caractéristiques de la dynamique : trajectoires chaotiques, îlots invariants de KAM associés aux résonances avec le mouvement orbital de Jupiter,... Nous avons déterminé de façon exacte et semi-analytique l'énergie échangée (fonction kick) entre le système solaire et la comète de Halley à chaque passage au périhélie. Cette fonction kick est la somme des contributions des problèmes à trois corps Soleil-planète-comète associés aux 8 planètes du système solaire. Nous avons montré que chacune de ces contributions peut être décomposée en un terme keplerien associé au potentiel gravitationnel de la planète et un terme dipolaire dû au mouvement du soleil autour du centre de masse du système solaire. Dans une deuxième partie, nous avons utilisé la généralisation de l'application de Kepler pour étudier la capture de particules de matière noire au sein des systèmes binaires. La section efficace de capture a été calculée et montre que la capture à longue portée est bien plus efficace que la capture due aux rencontres proches. Nous montrons également l'importance de la vitesse de rotation du système binaire dans le processus de capture. Notamment, un système binaire en rotation ultrarapide accumulera en son sein une densité de matière jusqu'à 10^4 fois celle du flot de matière le traversant. Dans la dernière partie, en intégrant les équations du mouvement du problème à trois corps restreint plan, nous avons étudié l'éjection des particules capturées par un système binaire. Dans le cas d'un système binaire dont les deux corps sont de masses comparables, alors que la majorité des particules sont éjectées immédiatement, nous montrons, sur les sections de Poincaré, que la trace des particules restant indéfiniment aux abords du système binaire forme une structure fractale caractéristique d'un répulseur étrange associé à un système chaotique ouvert. Cette structure fractale, également présente dans l'espace réel, a une forme de spirale à deux bras partageant des similitudes avec les structures spiralées des galaxies comme la nôtre
This work is devoted to the study of the restricted 3-body problem and particularly to the capture-evolution-ejection process of particles by binary systems (star-planet, binary star, star-supermassive black hole, binary black hole, ...). First, using a generalized Kepler map, we describe, through the case of 1P/Halley, the chaotic dynamics of comets in the Solar System. The here considered binary system is the couple Sun-Jupiter. The symplectic application we use allows us to depict the main characteristics of the dynamics: chaotic trajectories, KAM islands associated to resonances with Jupiter orbital motion, ... We determine exactly and semi-analytically the exchange of energy (kick function) between the Solar System and 1P/Halley at its passage at perihelion. This kick function is the sum of the contributions of 3-body problems Sun-planet-comet associated to the eight planets. We show that each one of these contributions can be split in a keplerian term associated to the planet gravitational potential and a dipolar term due to the Sun movement around Solar System center of mass. We also use the generalized Kepler map to study the capture of dark matter particles by binary systems. We derive the capture cross section showing that long range capture is far more efficient than close encounter induced capture. We show the importance of the rotation velocity of the binary in the capture process. Particularly, a binary system with an ultrafast rotation velocity accumulates a density of captured matter up to 10^4 times the density of the incoming flow of matter. Finally, by direct integration of the planar restricted 3-body problem equations of motion, we study the ejection of particles initially captured by a binary system. In the case of a binary with two components of comparable masses, although almost all the particles are immediately ejected, we show, on Poincaré sections, that the trace of remaining particles in the vicinity of the binary form a fractal structure associated to a strange repeller associated to chaotic open systems. This fractal structure, also present in real space, has a shape of two arm spiral sharing similarities with spiral structures observed in galaxies such as the Milky Way

L'étoile beta Pictoris est à l'heure actuelle la seule étoile de la séquence principale autour de laquelle un disque de poussières a été visualise (1984). L'observation de son spectre visible et ultra-violet a révélé la présence de raies en absorption dues à la partie gazeuse du disque. L'étude de cette partie gazeuse a révélé que les raies observées variaient dans le temps: parfois, des composantes additionnelles en absorption, décalées par effet doppler vers les grandes longueurs d'onde y apparaissent. Ces phénomènes sporadiques ont été reliées à la chute vers l'étoile de petit corps de type comètaire vaporisant des éléments métalliques. La dynamique d'ions métalliques évaporés d'un corps parent a été ensuite etudiée, et une modélisation numerique du comportement d'un nuage de ces ions a été entreprise. La simulation a montré que les observations étaient reproduites par le modèle. De plus, la différence de comportement entre les raies visibles et uv a été expliquée. Des contraintes déduites de la simulation ont alors permis de formuler une hypothèse selon laquelle une planète située dans le disque pourrait par perturbations être responsable de la chute d'objets vers l'étoile. Un modèle fondé sur cette hypothèse a été ensuite développé. La simulation qui en a résulté a permis de montrer que si l'orbite de la planète est suffisamment elliptique, des perturbations sont capables d'envoyer un grand nombre de petits objets vers l'étoile. Il est ressorti de cette étude que l'évolution globale, constatée sur quelques années, des raies de beta Pictoris apparaissait comme une conséquence naturelle du modèle. En poursuivant l'étude théorique de ce disque, nous saurons peut-être s'il constitue le premier exemple de système planétaire découvert en dehors du système solaire