Un article complet sur les Astéroïdes et Météorites afin de comprendre ce qui nous entoure dans notre système solaire…
Apres, vous serez… incollable !
les Astéroïdes
Présentation
Un astéroïde est un objet céleste, plus petit qu'une planète, qui fait partie de notre système solaire et n'est pas le satellite d'une planète. On suppose que les astéroïdes sont des restes du disque protoplanétaire, qui ne se sont pas regroupés en planètes pendant sa formation.
Observation à l'œil nu des astéroïdes
Quoique l'on ait maintenant réussi à en identifier des dizaines de milliers, les astéroïdes restent presque impossibles à observer à l'œil nu. Ils sont bien trop petits, comparativement aux planètes et donc très peu lumineux. L'astéroïde 4 Vesta en est l'exception, c'est le seul qu'il soit parfois possible d'observer sans appareil optique. Sa luminosité n'étant toutefois pas très grande, il faut savoir où poser le regard !
Un astéroïde ressemble à une étoile qui brille dans le ciel nocturne. Le meilleur moyen pour partir à la chasse aux astéroïdes avec ses jumelles ou son télescope est d'observer le fond étoilé plusieurs nuits d'affilée et de détecter les points lumineux qui se déplacent face au fond stable. Certains catalogues répertorient la position des astéroïdes et il est alors plus facile de pointer le télescope au bon endroit.
Alors bonne chance !
La découverte des premiers astéroïdes
L'étude des astéroïdes fut longtemps délaissée par les astronomes. Nous les connaissons depuis maintenant plus de deux cents ans, mais ils étaient considérés comme les rebuts du système solaire. On sait maintenant que les astéroïdes sont une clé importante de la compréhension de la formation du système solaire et c'est pour cette raison que les astronomes montrent un plus grand intérêt envers ces objets.
Le premier astéroïde fut découvert tout à fait par hasard par Giuseppe Piazzi, directeur, à l'époque, de l'observatoire de Palerme, en Sicile. La veille du jour de l'an 1801, ce dernier observait la constellation du Taureau, lorsqu'il aperçut un objet non identifié se déplaçant très lentement sur le fond étoilé. Il suivit le déplacement de cet objet pendant plusieurs nuits. Son collègue, Carl Friedrich Gauss, utilisa les observations de Piazzi pour déterminer la distance exacte de cet objet inconnu depuis la Terre. Ses calculs placèrent l'astre entre les planètes Mars et Jupiter. Piazzi le nomma Cérès, du nom de la déesse grecque qui fait sortir la sève de la Terre et qui fait pousser les jeunes pousses au printemps.
Tout cela était très surprenant car auparavant, en 1766, le physicien, astronome et biologiste prussien Johann Daniel Titius avait prédit qu'une planète circulait sur cette orbite ! Comment avait-il pu prédire une telle chose ? En créant la loi de Titius-Bode.
Entre 1802 et 1807, trois autres corps sont découverts : Pallas, Junon et Vesta. Puis les recherches seront abandonnées jusqu'en 1845 avec la découverte de Astrée par Karl L. Hencke. En juillet 1868, 100 astéroïdes sont connus. La 1000e découverte homologuée a lieu en novembre 1921 (969 Leocadia) et la 10 000e en octobre 1989 ((21030) 1989 TZ11). En juillet 2004, il y avait 85 117 astéroïdes homologués. En règle générale, l'ordre des dates de découvertes ne correspond pas à l'ordre de numérotation des astéroïdes, car l'octroi d'un numéro dépend de l'établissement d'une orbite fiable.
Méthodes modernes de détection des astéroïdes
Jusqu'en 1998, les astéroïdes étaient découverts à l'aide d'un processus en quatre étapes. Tout d'abord, une région du ciel était photographiée à l'aide d'un télescope à large champ. Des paires de photographies étaient prises, à quelques minutes d'intervalle, typiquement une heure. De multiples paires étaient prises sur une série de jour. Deuxièmement, deux films de la même région sont observés dans un stéréoscope. Tout corps en orbite autour du Soleil aura alors bougé légèrement. Dans le stéréoscope, l'image de ce corps apparaîtra alors comme flottant légèrement sur le fond des étoiles. Troisièmement, une fois qu'un objet se déplaçant a été identifié, sa position était mesurée précisément en utilisant un microscope, la position étant mesurée relativement à celle d'une étoile connue.
Ces trois premières étapes ne constituent pas une découverte d'un astéroïde : l'observateur n'a trouvé qu'une apparition. L'étape finale de la découverte était d'envoyer la position et l'heure de la découverte à Brian G. Marsden du Minor Planet Center qui, à l'aide de programmes informatiques, calcule si cette apparition est reliée à d'autres apparitions sur la même orbite. Si c'est le cas, l'observateur de l'apparition finale est déclaré le découvreur et obtient l'honneur de nommer l'astéroïde. Le nom proposé doit néanmoins être approuvé par l'Union astronomique internationale.
L'apparition reçoit une désignation, constituée de l'année de découverte, d'un code de deux lettres représentant la semaine de découverte, et d'un numéro si plus d'une découverte a eu lieu dans cette semaine (exemple : 1998 FJ74). Lorsque l'orbite d'un astéroïde est confirmée, il reçoit un numéro permanent (exemple : (26308) 1998 SM165), puis, plus tard, un nom (exemple : Vesta). Les premiers astéroïdes sont nommés d'après des personnages de la mythologie gréco-romaine, mais comme ces noms se sont rapidement épuisés, d'autres furent alors utilisés : noms de personnages célèbres ou des épouses du découvreur ou même des personnages de séries télévisées et des desserts favoris. Ces dernières années, le rythme de découverte d'astéroïde est tel que les astéroïdes sans noms sont majoritaires. Quelques groupes d'astéroïdes ont des noms ayant un thème commun. Par exemple, les Centaures sont nommés d'après les Centaures de la mythologie et les Troyens sont nommés d'après les héros de la Guerre de Troie. En juillet 2004, sur 85 117 astéroïdes, le dernier nommé était 78433 Gertrudolf, et le premier astéroïde sans nom était (3360) 1981 VA.
Depuis 1998, la plupart des astéroïdes sont découverts à l'aide de systèmes automatisés qui comprennent des caméras CCD et des ordinateurs reliés directement aux télescopes.
Voici quelques-unes des équipes utilisant de tels systèmes :
- l'équipe du Lincoln Near-Earth Asteroid Research (LINEAR),
- l'équipe du Near-Earth Asteroid Tracking (NEAT),
- Spacewatch,
- l'équipe du Lowell Observatory Near-Earth Object Search,
- le Catalina Sky Survey,
- l'association japonaise de surveillance spatiale,
- l'Asiago DLR Asteroid Survey.
- Le système LINEAR avait découvert, à lui seul, plus de 37 000 astéroïdes en février 2004.
Météorites
Une météorite est un corps matériel extraterrestre de taille relativement petite qui atteint la surface de la Terre. Lorsqu'ils sont encore dans l'espace, ces corps sont appelés météoroïdes.
Lorsqu'ils pénètrent dans l'atmosphère, le frottement sur les particules la constituant entraîne un échauffement et une émission de lumière, ce qui forme un météore ou étoile filante.
La plupart se désagrègent dans l'atmosphère rendant les impacts sur la surface de la Terre assez rares. Environ 500 pierres de la taille d'une balle de baseball atteignent la surface par an.
Les météorites plus conséquentes peuvent en revanche causer des cratères, dû à la force de collision libérée à l'impact, voire une destruction massive, comme celle qui semble avoir exterminé les dinosaures.
On distingue les météorites riches en métal (alliage de fer et nickel) ou sidérites, des météorites pierreuses ou aérolithes. Il ya a aussi les météorites mixtes ou métallo-pierreuses ou encore sidérolithes.
Les aérolithes
Parmi les aérolithes, si la surface présente des cavités on parle de chondrites, et dans le cas contraire d'achondrites.
- 79% des météorites sont des chondrites. On ne sait pas comment elles se forment, mais on suppose qu'elles proviennent de la ceinture d'astéroïdes. Les chondrites carbonées représentent 5% des météorites et contiennent des traces de matière organique, dont des acides aminés. Leurs ratios d'isotopes sont similaires à ceux du Soleil et on suppose qu'elles proviennent de la nébuleuse solaire.
- 8% des météorites sont des achondrites et proviennent probablement d'astéroïdes plus importants.
-
Les sidérites
Environ 6% des météorites sont des météorites contenant des alliages fer-nickel. On pense qu'elles proviennent de planètes qui ont éclaté.
Les sidérolithes
Les sidérolithes représentent 2% des météorites. Elles contiennent des mélanges de silicate et fer-nickel. On pense qu'elles sont originaires de la frontière au-dessus de la région centrale d'où proviennent les météorites ferreuses.
Autres
Un petit nombre d'autres météorites, ayant des caractéristiques chimiques particulières relativement aux membres des groupes principaux, appartiennent à des groupes ou sous-groupes additionnels.
Il existe aussi des fragments arrachés à la Lune ou à Mars lors d'impacts à leur surface, qui atterrissent ensuite sur Terre.
Exploration des astéroïdes
Les premières images rapprochées d'un astéroïde sont l'œuvre de la sonde Galileo envoyée vers 951 Gaspra et 243 Ida en 1991. La sonde NEAR Shoemaker s'est posée sur 433 Éros en 2001.
Les principaux groupements
La ceinture principale
La ceinture dite principale, entre les orbites de Mars et Jupiter, distante de 2 à 4 unités astronomiques du Soleil, est le principal groupement. L'influence du champ gravitationnel de Jupiter les a empêché de former une planète. Cette influence de Jupiter est également à l'origine des lacunes de Kirkwood qui sont des orbites vidées par le phénomène de résonance orbitale.
Les Troyens
Les astéroïdes Troyens forment le deuxième groupe le plus important.
Ils sont situés sur l'orbite d'une autre planète, aux deux points de Lagrange, L4 et L5.
La quasi-totalité des Troyens sont sur l'orbite de Jupiter bien que n'importe quelle planète puisse, en théorie, en avoir (de savants calculs indiquent cependant que les Troyens saturniens ne sont pas stables à cause de l'influence de Jupiter). On ne connaît que deux Troyens non-joviens : 5261 Eurêka, un troyen de Mars, et 2001 QR322, un troyen de Neptune.
Les astéroïdes géocroiseurs
Les astéroïdes géocroiseurs sont des astéroïdes dont l'orbite est relativement proche de celle de la Terre. Les Amors, dont 433 Éros fait partie, les Atens et les Apollos en sont les principaux groupes.
Seuls les Atens et les Apollos croisent l'orbite de la Terre et l'intérêt grandissant qu'on leur porte est lié à la crainte de les voir entrer en collision avec celle-ci. Ces croiseurs sont appelés ECA (Earth-Crossing Asteroids en anglais).
La ceinture de Kuiper
Les objets de la ceinture de Kuiper contiennent plus de glace, et ne sont donc pas à proprement parler des astéroïdes. Cette ceinture est la source de près de la moitié des comètes qui sillonnent le cœur du système solaire. Le premier membre découvert est (15760) 1992 QB1 en 1992; on en dénombre aujourd'hui un peu plus de 1000. Les anglais appellent les astéroïdes de ce type des « cubewanos ». Certains de ses membres sont à peine plus petits que Pluton ou sa lune Charon. Le plus grand identifié jusqu'à aujourd'hui est 50000 Quaoar qui atteint 1280 km de diamètre, soit plus de la moitié du diamètre de Pluton qui pourrait en perdre son statut de planète et être rattachée à cette classe d'objets.
Les Centaures
Les Centaures sont un groupe d'astéroïdes qui naviguent autour du Soleil entre les orbites des planètes géantes. Le premier qui fut découvert est 2060 Chiron, en 1977. On suppose généralement que ce sont des astéroïdes ou des comètes qui ont été éjectés de leurs propres orbites.
Dénomination et Classification des astéroïdes
Le Minor Planet Center est chargé de la gestion de la désignation des astéroïdes. Quand l'orbite d'un astéroïde est confirmée, on lui attribue un numéro, puis parfois un nom. Les premiers ont reçu les noms de personnages de la mythologie grecque ou romaine, puis suite à leur épuisement, on en a utilisé d'autres, comme ceux de personnes célèbres, des découvreurs, de leurs femmes… Les Troyens sont nommés d'après les héros de la guerre de Troie et les Centaures d'après les centaures.
Les astéroïdes sont classés d'après leur spectre optique, qui correspond à la composition de leur surface. Il faut noter, cependant, que certains types sont plus facilement détectables que d'autres. Ainsi, ce n'est pas parce que la proportion d'astéroïdes d'un type donné est plus importante qu'ils sont effectivement plus nombreux.
Type C
75% des astéroïdes connus sont de ce type. Le « C » signifie carboné. Ces astéroïdes sont très sombres (coefficient d'albédo autour de 0,03) et similaires aux météorites chondrites carbonées. Leur composition chimique est proche de celle du Soleil, excepté pour l'hydrogène, l'hélium et d'autres gaz volatiles. Leur spectre est plutôt bleu et plat.
Type S
17% des astéroïdes sont de type S, le S correspondant à la silice. Ils sont assez brillants (albédo 0,10-0,22). Ils sont riches en métal (fer, nickel et magnésium principalement). Leur spectre se situe vers le rouge, similaire à celui des météorites sidérolithes.
Type M
Cette classe inclut la plupart du reste des astéroïdes. M signifie métallique. Ils sont faits d'alliage fer-nickel et brillants (albédo 0,10-0,18).
Il y a un certain nombre de types plus rares, nombre qui augmente au gré des nouvelles découvertes :
- type E, pour enstatite,
- type R, pour rouge,
- type V, pour 4 Vesta (on suppose que ce sont des fragments de ce plus gros représentant).
Ceinture de Kuiper
La Ceinture de Kuiper avec le Système Solaire au centre
La ceinture de Kuiper est une zone du système solaire, s'étendant au delà de l'orbite de Neptune, entre 30 et 50 unités astronomiques. Cette zone, en forme d'anneau, est sans doute composée de plus de 35 000 objets de plus de 100 km de diamètre, essentiellement situés dans le plan de l'écliptique. Sa masse totale est donc plusieurs centaines de fois supérieure à celle de la ceinture principale d' astéroïdes située entre Mars et Jupiter.
Il s'agit certainement des ultimes vestiges du disque d'accrétion à l'origine du système solaire. Les parties denses, à l'intérieur du disque, se sont condensées sous forme de planètes, alors que le bord externe, plus diffus, a produit un grand nombre de petits objets.
Un écrivain irlandais, astronome amateur, Kenneth E. Edgeworth avait publié des arguments similaires à ceux de Kuiper en 1943 et 1949. La ceinture est donc aussi quelquefois appelée ceinture d'Edgeworth-Kuiper en reconnaissance de sa contribution.
Découverte de la Ceinture de Kuiper
En 1992 un corps céleste, nommé (15760) 1992 QB1 est découvert au delà des orbites de Pluton et Neptune. Dans la décennie suivante on en découvrit plusieurs centaines d'autres.
Ces objets sont un échantillon de la ceinture de Kuiper nommée ainsi en l'honneur de l'astronome Gérard Kuiper, le premier à en postuler l'existence dès 1951. Il l'avait alors décrite comme la source des comètes à courte période (celles qui tournent autour du Soleil en moins de 200 ans).
En effet les comètes perdent un partie de leur masse à chaque cycle, elles ont donc une durée de vie limitée. Par exemple la comète de Halley, qui consomme un dix millième de sa masse à chaque révolution, a une durée de vie estimée de 500 000 ans, bien inférieure à l'âge du système solaire.
Depuis les travaux de Jan Oort en 1950, on sait que les comètes à longue période de révolution proviennent d'une zone extrêmement éloignée du Soleil nommée nuage d'Oort. Cette zone est si lointaine que l'influence du Soleil y est minime, la simple gravité d'une étoile passant à proximité pouvant suffire à perturber l'orbite des corpuscules qui le composent et éventuellement les transformer en comètes à longue période.
On supposait donc que les comètes à courte période étaient d'anciennes comètes à longue période dont la trajectoire avait été modifiée par l'action des planètes. Cette hypothèse n'expliquait cependant pas pourquoi les comètes à courte période avaient presque toutes une trajectoire dans le plan de l'écliptique alors que les comètes à longue période entrent dans le système solaire avec des angles quelconques.
En 1970, Paul Joss calcule que le mécanisme de modification de l'orbite d'une comète par une planète du système solaire est hautement improbable. Ces calculs seront confirmés par les simulations de Martin Duncan et Scott Tremaine en 1988. Pour ces astrophysiciens, cela revient à confirmer la théorie de Kuiper, qui postulait que les comètes à courte période viennent d'un anneau situé dans le système solaire externe. Notons que cela ne contredit en rien l'existence constatée des familles de comètes à courte période : les planètes géantes (surtout Jupiter) capturent bel et bien des comètes - ce n'est que leur provenance qui est affectée.
Depuis la découverte de (15760) 1992 QB1, premier objet observé dans la ceinture de Kuiper, il est admis que les comètes à courte période proviennent de l'érosion progressive de cette ceinture par Neptune.
Enfin, la découverte de la ceinture a sans doute marqué la fin de la recherche de la planète X, censée suivre la neuvième planète Pluton. La présence de la ceinture explique à elle seule les anomalies orbitales de Neptune et d'Uranus. De plus le mécanisme de formation de la ceinture semble incompatible avec la concentration de matière nécessaire à la formation d'une planète
Les objets de la ceinture de Kuiper
Les objets de la ceinture de Kuiper sont notés KBO (pour Kuiper Belt Objects) ou parfois TNO (Trans-Neptunian Objects, objets transneptuniens).
En 2004, on en connaissait déjà près de 800, classés en plusieurs types :
- Les objets « classiques » (en anglais Classical Kuiper Belt Objects [CKBOs]) appelés cubewanos, dont 28978 Ixion, (47171) 1999 TC36 (qui possède un compagnon) et 50000 Quaoar (le plus gros connu, avec ~1280 km de diamètre)
- Les plutinos (en anglais Plutinos Kuiper Belt Objects ou [PKBOs]), objets en résonance 2:3 avec Neptune, dont Pluton est le plus gros
- Les objets dans d'autres résonances que les plutinos : 1:2, 2:5, 3:4, 3:5, 4:5 ou 4:7
- Les objets épars (en anglais Scattered Kuiper Belt Objects [SKBOs] ou Scattered Disk Objects [SDOs]), qui ont une orbite très excentrique, avec un rayon minimal proche du bord interne de la ceinture. Il est probable que les orbites de ces objets ont été perturbées, sans qu'on puisse dire par quel objet. Depuis 1999, on connaît suffisamment d'objets de ce type pour pouvoir parler d'une classe d'objets distincts des plutinos et des « classiques ». Quelques représentants de cette famille : (15874) 1996 TL66 ou (55565) 2002 AW197 qui, avec ses 724 km, est le plus gros SKBO connu à ce jour.
- Enfin, un certain nombre d'objets ne rentrent dans aucune de ces catégories.
Hormis les comètes, d'autres objets du système solaire proviennent sans doute de cette région. On estime ainsi qu'il est probable qu'un groupe d'astéroïdes particulier, les Centaures, soit originaire de la ceinture de Kuiper. L'un d'eux, 2060 Chiron, est d'ailleurs une comète active.
Controverse sur le statut de planète de Pluton
Il est aujourd'hui généralement admis que Pluton soit le plus gros représentant de la ceinture de Kuiper. En effet, plusieurs autres corps de cette ceinture ont une orbite qui croise celle de Neptune avec une configuration stable semblable à celle de Pluton.
Par ailleurs la composition chimique de Triton, le plus gros satellite de Neptune est très proche de celle de Pluton, ce qui semble indiquer une origine commune. Il est donc possible que ces deux corps aient eu leurs orbites modifiées par la géante gazeuse. Enfin, en 2002 a été découvert dans la ceinture de Kuiper un nouvel objet, 50000 Quaoar, qui vola à l'astéroïde (désormais classé comme « planète naine » Cérès son titre de plus gros corps du système solaire après Pluton (hormis les satellites naturels des planètes). La taille de la planète devient donc moins exceptionnelle par rapport aux composants de la ceinture.
À contrario, certain estiment que 20000 Varuna, 28978 Ixion et 50000 Quaoar devraient être classés comme planètes. Cela pose cependant un certain nombre de problèmes. Par exemple si l'on considère la taille de ces trois objets :
- Il n'existe pas de séparation nette entre ces trois corps et les autres KBO. Il existe par exemple des objets à peine plus petits que 20000 Varuna.
- Il est probable qu'à l'avenir au moins une centaine d'autre objets du même ordre de grandeur seront découverts dans la ceinture de Kuiper. 20000 Varuna n'est pas plus gros que l'astéroïde Cérès, désormais considéré comme une « planète naine ».
Cette controverse devrait permettre à terme de préciser la définition de ce qu'on appelle une planète.
Néanmoins, même si aujourd'hui Pluton ne recevrait plus le titre de planète, il a été décidé de le garder par convention. Il est peu probable que cette convention soit sérieusement remise en question tant qu'aucun objet de la ceinture de Kuiper ne dépasse en taille la neuvième planète.
Composition des objets de la Ceinture de Kuiper
Il est difficile de connaître la composition d'objets si lointains. Néanmoins, plusieurs analyses spectroscopiques ont pu être faites. Certains objets, tel (15789) 1993 SC, semblent recouverts de méthane et d'autres hydrocarbures légers. D'autres, tel (19308) 1996 TO66, semblent avoir de la glace d'eau à leur surface.
Pour l'instant, c'est tout ce qui est connu. De futurs survols par des sondes interplanétaires pourraient permettre un élargissement de nos connaissances à leur sujet
Limite extérieure de la ceinture de Kuiper
Depuis 1998, un net déficit est apparu dans le nombre d'objets observés au-delà de 47 ua. Cela ne semble pas être un biais de l'observation, et bien que tous les scientifiques ne soient pas d'accord, cela semble indiquer que la ceinture de Kuiper se termine vers 50 ua.
Cela ne signifie pas qu'aucun objet n'existe plus loin, ni n'exclut l'existence d'une deuxième ceinture de Kuiper plus éloignée. En fait, en 2004, la découverte de 90377 Sedna semble confirmer l'existence d'objets entre la ceinture de Kuiper et le lointain nuage d'Oort.
Le Nuage d'Oort
Le Nuage d'Oort est constitué d'une multitude petits astres, comètes, astéroïdes. Tous ces objets sont liés au système solaire par la gravitation. Ils tournent tous autour du Soleil
Le Soleil brille au centre.
Nuage d'Oort
En astronomie, le nuage d'Oort est une vaste zone située au-delà de la ceinture de Kuiper et qui contiendrait des milliards de comètes.
En 1932, Ernst Öpik, un astronome estonien, proposa de considérer que les comètes proviennent d'un nuage situé à l'extérieur du système solaire. En 1950, l'idée fut à nouveau proposée par l'astronome néerlandais Jan Oort pour expliquer une contradiction apparente : les comètes sont détruites par plusieurs passages par le système solaire interne, pourtant si les comètes que nous observons existaient depuis l'origine du système solaire, toutes auraient été détruites à ce jour. Il doit donc exister une source de nouvelles comètes. De plus, les calculs orbitaux de Oort montraient que de nombreuses comètes à très longue période et à inclinaison aléatoire s'éloignent du Soleil à des distances comprises entre 20 000 et 100 000 unités astronomiques, aux limites de la sphère d'influence gravitationnelle du Soleil.
Bien qu'aucune observation directe n'ait été faite d'un tel nuage, les astronomes, en se basant sur des observations des orbites des comètes, pensent donc qu'il subsiste, aux confins du système solaire une vaste zone de noyaux cométaires, appelé Nuage d'Oort du nom de son découvreur. Ce nuage débuterait à environ 10 000-30 000 UA et s'étendrait jusqu'à une année-lumière, voire davantage et serait stable parce que le rayonnement du Soleil est trop faible à cette distance. Il pourrait contenir mille milliards de noyaux de comètes et serait la source de la plupart ou de toutes les comètes qui entrent le système solaire intérieur (quelques comètes de courte période peuvent venir de la ceinture de Kuiper).
Le nuage d'Oort serait un reliquat de la nébuleuse originelle qui s'est effondrée pour former le Soleil et les planètes il y a environ cinq milliards d'années. Au début, les noyaux se seraient formés par accrétion dans la région de Neptune où la matière était suffisante. Rapidement les planètes géantes les auraient soumis à de nombreuses et intenses perturbations gravitationnelles, les repoussant à la périphérie du système solaire. Occasionnellement, sous l'action d'influences gravitationnelles externes, comme le passage d'une étoile à proximité, certains de ces noyaux seraient précipités vers l'intérieur du système solaire pour devenir de nouvelles comètes observables depuis la Terre.
On pense que d'autres étoiles sont aussi susceptibles de posséder des nuages d'Oort et que les bords externes des nuages d'Oort de deux étoiles voisines peuvent parfois se recouvrir, ce qui entraînerait l'intrusion occasionnelle, voire une arrivée massive, de comètes dans le système solaire interne.
Sources : http://www.planete-astronomie.com
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