Comets around other stars
We now know that planets are revolving around many stars. Since such exoplanets exist, why should there not be comets around other stars than the Sun, the exocomets? The answer is yes. In the case of the nearby, very young star ß Pictoris, which is still surrounded by a debris disk and at least by one planet (two others are suspected), traces of the passage of comets in front of the disk of the star were found by spectroscopy. The gas of these comets temporarily produces absorption lines, which appear when the comets come in front of the disk of the star and disappear when they come out. At least 6,000 passages of comets have been observed in this way, due probably to several hundred comets passing several times in front of the star.
L’étoile ß Pictoris, ici occultée de façon à rendre visible son environnement, est entourée d’un disque vu par la tranche, en fausses couleurs indiquant l’intensité. On voit près de l’étoile une exoplanète baptisée ß Pictoris b, dont la révolution autour de l’étoile a pu être observée. L’orbite de Saturne, dont le rayon est 9,5 unités astronomiques, est indiquée pour comparaison. Les observations ont été faites avec un des télescopes de 8 m de diamètre de l’Observatoire Européen Austral, par un procédé (optique adaptative) qui permet de bénéficier de tout le pouvoir de résolution du télescope.
Crédit : A.-M. Lagrange / CNRSIt is difficult to compare the comets around ß Pictoris to those in our Solar system, which is much older with its 4.6 billion years. The ß Pictoris system is observed at an early stage of its development. Fortunately, it is not the only star within reach of our telescopes; others, in more or less advanced stages of evolution, could also be surrounded by reservoirs of comets. Around some young stars, the satellites Spitzer and Herschel observed in effect the presence of water vapor up to a hundred astronomical units of the star, which probably results from the evaporation of comets.
Profil de la raie du calcium ionisé à la longueur d’onde de 393,4 nm, observé dans la direction de β Pictoris. On y voit plusieurs absorptions superposées. La longueur d’onde l est transformée en vitesse radiale v (projection de la vitesse sur la ligne de visée) en exploitant l’effet Doppler-Fizeau : v = c(λ – λο)/λο, où c’est la vitesse de la lumière et λο la longueur d’onde de référence, correspondant ici à la vitesse radiale propre de l’étoile. Le disque produit une absorption étroite indépendante du temps sur la raie très large de l’étoile (en rouge). D’autres absorptions temporaires (en noir) sont dues au calcium ionisé présent dans le gaz éjecté par des comètes qui passent devant l’étoile sur des trajectoires généralement elliptiques, avec des vitesses variées. Ce spectre a été pris le 27 octobre 2009 avec un spectrographe à haute résolution placé au foyer du télescope de 3,60 m de diamètre de l’observatoire de l’ESO à La Silla (Chili). Les absorptions dues aux exo-comètes diffèrent dans les spectres obtenus à d’autres dates. D'après Kiefer et al. (2014) Nature.
Source : James Lequeux