Les comètes ont une activité fluctuante, qui dépend de nombreux paramètres, l'activité interne de la comète, sa distance au Soleil qui est la source d'énergie qui provoque le dégazage, mais aussi le niveau d'activité du vent solaire qui peut être plus au moins violent. De part leur caractère imprévisible, les astronomes ont souvent du mal à prévoir à l'avance si une comète sera brillante ou pas, si elle va présenter des queue ou pas. De ce fait, elles font l'objet d'une surveillance et elles sont suivies par de nombreux observateurs qui les caractérisent selon des critères bien précis.
Déterminer le degré de condensation d'une comète
Le degré de condensation d'une comète (noté DC) est une échelle visuelle étalonnée de 0 à 9. Il décrit le niveau de concentration de la chevelure diffuse qui entoure le noyau et que l'on appelle "coma".
- 0 : La chevelure est totalement diffuse, avec une luminosité uniforme du centre jusqu'aux bord.
- 1 à 2 : Une légère augmentation de luminosité est perçue vers le centre.
- 3 à 5 : Le milieu de la chevelure devient nettement plus brillant, mais sans distinguer de noyau net.
- 6 à 7 : Une condensation centrale commence à apparaître clairement avec un gradient de lumière prononcé.
- 8 : La chevelure est très dense et intense au centre, avec des contours bien définis.
- 9 : L'aspect est quasi-stellaire, la comète ressemble à une étoile floue.
Estimer la magnitude d'une comète
Estimer la luminosité d'une comète n'est pas chose aisée, car il s'agit d'un objet diffus et non d'une source de lumière ponctuelle comme une étoile. En observation visuelle, les amateurs utilisent souvent la méthode technique par défocalisation. Elle consiste à comparer la brillance de la chevelure de la comète (noté M1) aux étoiles environnantes dont on connaît les magnitudes précises. Pour que la comparaison soir réalisable, il faut modifier la mise au point des étoiles, on les étale jusqu'à ce que les taches résiduelles des étoiles soit comparable à la taille de la chevelure de la comète. Il faut ensuite voir où se situe la brillance de la coma par rapport aux magnitudes des étoiles de référence. Si l'on compare la brillante la région nucléaire avec le étoiles, on parle de M2.
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