Le système solaire revisité

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Nous avons tous été éblouis par les images époustoufl antes envoyées par les sondes Galileo, Cassini-Huygens ou Mars Global Surveyor. Jamais dans la longue histoire de l’astronomie, les découvertes ne s’étaient succédées à un tel rythme, qu’elles viennent de ces missions spatiales, des observations faites de la terre ou des travaux d’analyse des données ainsi collectées. Au point de renouveler complètement notre connaissance du système solaire, qui semblait pourtant déjà bien établie.

Il est rare qu’un ouvrage d’astronomie soit rédigé par ceux-là mêmes qui ont participé aux découvertes. C’est le cas de ce volume écrit par huit astronomes du Laboratoire de Planétologie de Grenoble, lesquels font le point sur nos connaissances actuelles : nouvelle classifi cation des objets célestes – Savez-vous que Pluton a perdu son statut de planète ? –, hypothèses les plus récentes sur la formation du système solaire et sur les conditions d’apparition de la vie, etc.

Chaque thème – le soleil et son activité, les planètes telluriques et leur atmosphère, les géantes gazeuses, les satellites glacés et les comètes, la météorologie de l’espace, les moyens d’observation et les missions spatiales, la vie dans l’univers – est traité comme un sujet indépendant sous forme de fi ches thématiques illustrées de photos issues de missions spatiales récentes. Enrichi d’un glossaire et d’un index détaillés, cet ouvrage à plusieurs niveaux de lecture comblera tous les astronomes qu’ils soient débutants ou déjà chevronnés.

système solaire revisité

Le

Les auteurs de cet ouvrage sont tous planétologues, enseignants ou chercheurs au CNRS, et membres du Laboratoire de Planétologie de Grenoble, une unité mixte de recherche du CNRS et de l’UJF née en 1999 au sein de l’Observatoire des Sciences de l’Univers de Grenoble. L’activité des auteurs porte sur l’étude des relations Soleil-Terre (fl ux solaire, atmosphères et ionosphères planétaires), des comètes, satellites et planètes glacées (formation et évolution des comètes lors de leur pénétration dans le système solaire), sur l’activité magnétique des géantes gazeuses et sur la préparation d’expériences spatiales (Consert de la mission Rosetta…).

Les auteurs

Sous la direction de Jean Lilensten

Mathieu Barthélémy

Emmanuel Desvoivres

Sylvain Douté

Alain Hérique

Wlodek Kofman

Jean Lilensten

Eric Quirico

Bernard Schmitt

Sous la direction de

Jean Lilensten

système solaire revisité

Le

Code

édite

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1198

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BN : 2

-212

-119

80-1

25 €

Le système solaire

Systeme solaire_ok 28/06/06 9:54 Page 1

Dédicaces

Emmanuel Desvoivres « Je dédicace mon travail à mes proches, et à ceux qui m'ont ouvert lesportes de la planétologie, en particulier les professeurs Jurgen Klinger etAnny-Chantal Levasseur-Regourd. »

Mathieu Barthélémy« Je dédicace ce livre à Judith. »

Wlodek Kofman « À ma famille. »

Jean Lilensten « À ma famille. »

Alain Herique« À Brunehaut, Gengoult et Lothaire. »

Sylvain Douté« Je dédicace mon travail à Michel Vallon du LGGE/CNRS qui m’a menésur la voie de la planétologie. »

Bernard Schmitt « Je dédie ce livre à Tiphaine, en balade parmi les étoiles qu’elle aimaittant admirer, à Morgane et à Catherine. »

Eric Quirico« Ce livre est dédié à ma femme, Florence, et à mon fils, Philémon. »

Remerciements

Nous remercions Chantal Lathuillère, Jean Michel Bernard, Cyril Simon,Antoine Pommerol et Etienne de Foras pour leurs relectures attentives.Nous remercions également Syhem Perriot pour son travail éditorial etde coordination essentiel à la réalisation de cet ouvrage.


Le système solaire

Sous la direction de Jean Lilensten,

Mathieu Barthélémy, Emmanuel Desvoivres,

Sylvain Douté, Alain Hérique,

Wlodek Kofman, Eric Quirico,

Bernard Schmitt

Système solaire 2e 30/06/06 10:28 Page 3

Le code de la propriété intellectuelle du 1er juillet 1992 interdit en effet expressément la pho-tocopie à usage collectif sans autorisation des ayants droit. Or, cette pratique s’est généra-lisée notamment dans les établissements d’enseignement, provoquant une baisse brutaledes achats de livres, au point que la possibilité même pour les auteurs de créer des œuvresnouvelles et de les faire éditer correctement est aujourd’hui menacée.

En application de la loi du 11 mars 1957, il est interdit de reproduire intégralement ou partiellement leprésent ouvrage, sur quelque support que ce soit, sans autorisation de l’Éditeur ou du Centre Françaisd’Exploitation du Droit de Copie, 20, rue des Grands-Augustins, 75006 Paris.

© Groupe Eyrolles, 2006, ISBN 2-212-11980-1Tous droits réservés

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Sommaire

Introduction . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 7

Chapitre 1 : La quête des origines . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 11

Les météorites . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 18

Les astéroïdes, petits corps rocheux du système solaire . . . . . . . . . . . . . 24

433 Eros étudié par la sonde NEAR . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 30

Disques protoplanétaires . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 34

Chapitre 2 : Le Soleil . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 37

L’intérieur du Soleil : une première vision statique . . . . . . . . . . . . . . . . . 44

La photosphère comme source de rayonnement . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 46

Le vent solaire . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 48

La couronne solaire . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 50

L’activité solaire non éruptive. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 52

L’activité solaire éruptive . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 56

Le rayonnement cosmique . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 58

Une série de sursauts solaires : Toussaint 2003 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 60

Chapitre 3 : Les planètes telluriques . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 63

La formation des planètes telluriques . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 70

Composition des planètes telluriques : similitudes et différences . . . . . 72

Évolution des planètes telluriques . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 74

L’eau, sculpteur des reliefs martiens . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 80

Les climats des planètes telluriques . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 84

La composition des atmosphères planétaires . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 88

L’évolution de la composition des atmosphères planétaires . . . . . . . . . 90

Nuages et précipitations sur la Terre, Vénus et Mars . . . . . . . . . . . . . . . . 94

Le cycle du dioxyde de carbone sur Mars . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 98

La météorologie planétaire . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 100

Chapitre 4 : Les géantes gazeuses . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 103

Jupiter et Io . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 110

Les anneaux. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 112

La dynamique des atmosphères des planètes géantes . . . . . . . . . . . . . . 116


La découverte de Neptune. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 122

Les couleurs des planètes géantes . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 126

Des Jupiter chauds par centaines . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 128

Chapitre 5 : Des satellites glacés aux comètes . . . . . . . . . . . . . . . . . . 131

Les satellites galiléens. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 140

Callisto . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 142

Ganymède . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 144

Europe, une constitution bien étonnante . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 146

La composition chimique des objets glacés . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 150

Les comètes . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 154

Les objets transneptuniens . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 162

Les liens de parenté entre les objets glacés et les autres corps du système solaire . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 166

Deux corps particuliers : Pluton et Triton. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 170

Une présentation générale de Titan . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 178

La mission Cassini-Huygens : une nouvelle vision de Titan. . . . . . . . . . 184

Chapitre 6 : Les environnements spatiaux. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 189

Les divers champs magnétiques planétaires. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 196

Mercure, une atmosphère ténue et un champ magnétique . . . . . . . . . 200

Des corps munis d’une atmosphère et d’un champ magnétique . . . . 204

Des corps sans champ magnétique, avec une atmosphère ténue . . . . 208

Des corps munis d’une atmosphère et sans champ magnétique . . . . . 210

La météorologie de l’espace . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 214

Le vent solaire et les eaux de Mars . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 216

Chapitre 7 : Les moyens d’observation. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 221

Les télescopes . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 230

L’observation ionosphérique . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 234

La spectroscopie . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 238

La télédétection spatiale . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 242

Une mission spatiale : Rosetta . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 246

L’observation du Soleil . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 250

Chapitre 8 : Observer les planètes soi-même... Pourquoi pas ?. . . . . 255

Une éclipse de Soleil totale. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 268

Chapitre 9 : La vie dans l’univers ? . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 271

Annexes. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 279

Index . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 299


Introduction


8

Ce livre est le fruit du travail de huit pla-nétologues. Nous travaillons ensembleau sein du Laboratoire de Planétologie deGrenoble, jeune entité née en 1999 sousle parrainage du CNRS et de l’UniversitéJoseph Fourier.

Il existe déjà de nombreux livres abor-dant le système solaire. Pourquoi en écri-re un nouveau ? Parce que dans notrerecherche, nous participons à l’avancéedes connaissances dans des domainesvariés mais complémentaires de la pla-nétologie. Nous avons voulu non seule-ment dresser le tableau du systèmesolaire, mais l’expliquer chaque fois quecela est possible. Ne pas se contenter dela description des satellites de Jupiter,mais dire pourquoi ils sont si différents àl’aune de nos connaissances actuelles.Ne pas seulement dresser le panoramades planètes, mais les classer dans lavision moderne scientifique, selon leursorigines, leurs compositions. Et toujours,expliquer.

Notre point fort est qu’un d’entre nous,au moins, effectue ses recherche dansl’un des domaines abordés. En consé-quence, certaines informations de celivre, lorsqu’elles se trouvent ailleurs, ouy sont mentionnées, sont relatées del’extérieur. Or, elles sont parfois directe-ment issues de nos propres découvertes.Nous avons voulu les rendre accessiblesau plus grand nombre.

Pourtant, nous avons refusé de recourir àl’analogie. Ainsi, le lecteur devra-t-ilparfois faire un effort de lecture pouraborder certains concepts, ouvrir le dic-tionnaire, se référer au glossaire en fin

d’ouvrage, ou faire appel à des notionsde physique ou de chimie de niveau col-lège ou lycée. C’est à ce prix qu’il accéde-ra à des concepts difficiles, mais toujourscompréhensibles. Nous avons égalementadopté le parti de ne pas être exhaustifs.On ne saura pas tout sur le systèmesolaire en refermant ce livre. Mais on enaura une vision scientifique, moderne.

Chaque chapitre est construit selon unbilan, forme de panorama thématique,suivi de quelques fiches plus spéciali-sées. Ainsi, le livre peut-il être lu linéaire-ment, de la première à la dernière page,ou ouvert séquentiellement, pour trou-ver l’information nécessaire à un instantdonné. Des parcours de lecture, théma-tiques ou par niveau de difficulté sontproposés au lecteur. Même si nous avonsfait un important effort d’uniformisationdes styles, le lecteur y trouvera sanspeine la marque de chacun d’entre nous.

Chaque fois qu’une mission spatiale estcitée, nous indiquons l’agence qui l’aconçue. Cependant, dans le cas del’URSS, nous avons préféré faire figurer lepays dans un souci de clarification : lesagences soviétiques étaient peuconnues, et leurs noms ont changéplusieurs fois.

Enfin, plutôt que d’alourdir ce livre, nousavons choisi de mettre à disposition desinternautes une série de tableaux signa-létiques périodiquement mis à jour sur lesystème solaire sur les sites :

http://lpg.obs.ujf-grenoble.fr/livre_ annexe et http://www.editions-eyrolles. com.

Introduction


http://lpg.obs.ujf-grenoble.fr

http://www.editions-eyrolles

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Itinéraires de lecture

Nous avons fait le choix de découper celivre en fiches de deux à quatre pages. Ilest bien sûr possible de le lire dans l’ordrenaturel, en partant de la première page,jusqu’à la dernière. Néanmoins, nousvous proposons des itinéraires de lecture,pour vous aider à mieux trouver votrechemin parmi ces fiches, en fonction devotre intérêt. Chaque itinéraire est jalon-né de neuf bornes.

Itinéraire 1 : Panorama rapide du systèmesolaire

II, II.1, III, III.2, IV, V, V.1, V.6, I.2

Itinéraire 2 : La planétologie : ses moyenset les avancées scientifiques majeures

I, I.3, V.11, VII, VII.2, VII.3, VII.4, VII.5

Itinéraire 3 : Les interactions entre les corpsdu système solaire et avec leurs environne-ments

II.3, II.7, I.1, IV.1, V.8, V.9, VI, VI.6, VI.7



Chapitre 1

La quête des origines


12

Au-delà de l’aspect scientifique, la ques-tion de la formation du système solairerevêt une dimension métaphysique,puisqu’elle nous renvoie à nos propresorigines. Les premiers témoignages decette interrogation apparaissent dèsl’époque préhistorique sous la forme depeintures pariétales ou de sculptures. Trèsnaturellement, le regard des Hommess’est tourné vers le ciel. Dès l’Antiquité, lesplanètes les plus proches du Soleil étaientconnues par presque toutes les civilisa-tions et clairement distinguées desétoiles : planète, en grec, signifie astreerrant. La rotondité de la Terre était égale-ment connue en Occident, suite à l’expé-rience ingénieuse d’Eratosthène de Sylène(280-198 avant J.-C.), qui consista à déter-miner simultanément la hauteur duSoleil dans le ciel à Assouan et àAlexandrie. La représentation du mondequi s’est alors établie à partir del’Antiquité fut celle du modèle anthropo-centrique de Ptolémée (87-170) : la Terreest au centre de l’Univers tandis que leSoleil, les planètes et la Lune tournentautour d’elle. Cette représentation étaitégalement sous-tendue par une mys-tique, les cieux étant considérés commeun monde immuable, éternel et idéal. Defait, la question de l’origine et de l’évolu-tion du monde ne se posait pas à propre-ment parler. Au cours du temps, cettereprésentation a été constammentaffinée et complexifiée : il était nécessai-re de rendre compte du mouvement desplanètes, de mieux en mieux décrit. Maisil fallait également rester compatibleavec les théologies des grandes religionsmonothéistes qui introduisent la notiond’histoire, avec une origine, la genèse, et

une fin, l’apocalypse. Un des sommetsdans le développement de cette penséeest l’œuvre de Saint Thomas d’Aquin,dite « pensée Thomiste », qui cherche unaccord entre la doctrine chrétienne et lapensée du philosophe grec Aristote, dontles écrits avaient été sauvegardés puisréintroduits en Occident par les Arabes.La représentation de Ptolémée commen-ça à être remise en question à laRenaissance, période de crise intensedans la culture occidentale qui s’esttraduite par une créativité artistique etintellectuelle exceptionnelle. En 1543, lecélèbre ouvrage de Nicolas Copernic Derevolutionibus orbium celestium estpublié, l’année même du décès de sonauteur. C’est le commencement d’unlong débat d’idées qui durera plus dedeux siècles et qui s’achèvera par l’accep-tation définitive du modèle dit « hélio-centrique » : le Soleil est le centre dumonde et les planètes tournent autourde lui. Copernic était convaincu que lacomplexification croissante du modèlede Ptolémée, nécessaire pour rendrecompte du mouvement des planètes, lerendait de moins en moins crédible. Enrevanche, placer le Soleil au centre dumonde constituait une représentationplus simple et plus cohérente. Copernicn’a pas fait une démonstration au sensscientifique strict, mais son intuitionprodigieuse allait être validée par sessuccesseurs, Tycho Brahé puis Képler.Observateurs de grand talent, ils réussi-rent des mesures très précises, et totale-ment cohérentes avec le modèle coperni-cien, à l’œil nu et à l’aide d’ingénieuxinstruments. Képler établit en outre troislois portant son nom, qui permirent une

1. La quête des origines


13

première prédiction de la position desplanètes basée sur le calcul. Au XVIIe

siècle, l’italien Galileo Galilei, bénéficiantde l’essor de l’optique notamment grâceau savoir-faire hollandais, assemble etutilise la première lunette astronomiquede l’histoire et découvre entre autres lesquatre plus gros satellites de Jupiter. Il seconvainc en observant leur mouvementde la validité du modèle copernicien.Enfin, Sir Isaac Newton, auteur de lathéorie de la gravitation universelle, don-nera une base théorique au modèlecopernicien, en démontrant les lois deKépler. Nous sommes alors au XVIIIe

siècle, le modèle héliocentrique est défi-nitivement accepté.

Les prémices d’un scénario

Les concepts scientifiques de formationdu système solaire sont apparus à partirde la fin du XVIIe siècle et sont demeuréslargement spéculatifs jusqu’au XXe.Ainsi, le grand naturaliste Buffon propo-sa au XVIIIe siècle que les planètesavaient pu naître de la collision d’unecomète avec le Soleil. Cette hypothèserelevait du pari puisqu’à cette époque, lanature des comètes était totalementinconnue. De plus, Buffon a été l’un despremiers à avoir l’intuition que l’âgebiblique de la Terre, 6000 ans, était trèsinférieur à la réalité. À partir d’expé-riences effectuées sur le refroidissementde sphères minérales et métalliques, etconsidérant que la Terre était initiale-ment une énorme boule en fusion, ilsuggéra un âge de l’ordre de 75 000 ans.

C’est au XIXe siècle que s’esquisse le scé-nario de formation du système solaireactuellement retenu par la communautéscientifique. Reprenant la théorie du phi-losophe allemand Emmanuel Kant, lemathématicien et physicien françaisPierre-Simon Laplace, propose que le sys-tème solaire soit né de la contractiond’un nuage initial en rotation, appelénébuleuse primitive.

Ce n’est qu’au XXe siècle que l’on entredans une nouvelle approche de cettequestion basée sur la collecte d’observa-tions extrêmement variées. En complé-ment, la modélisation théorique estdevenue un outil incontournable. Il s’agitde développer des modèles basés sur leslois de la physique, et d’établir les équa-tions mathématiques traduisant cesmodèles et reliant les différents para-mètres physiques observables. Ces équa-tions peuvent parfois être résolues sansl’aide d’outils de calculs, mais à l’heureactuelle, le recours à l’informatique estsystématique, la puissance de calcul desmachines d’aujourd’hui permettant dansde très nombreux cas de réaliser ce typede travaux dans un temps raisonnable(quelques heures à quelques semaines).Il est ainsi possible de considérer unnuage initial de composition, de dimen-sion et d’énergie cinétique initiales sup-posées, et de décrire les différentesétapes qui permettent d’arriver à la for-mation d’un Soleil et des autres corps dusystème solaire. Il reste à savoir si lesrésultats permettent d’expliquerl’ensemble des observations, et si leshypothèses de départ et la physique miseen œuvre sont correctes.


14

Par ailleurs, depuis quelques années, ilest possible d’observer des systèmes pla-nétaires en formation à l’extérieur denotre système solaire, et donc deconfronter les calculs à la réalité.

En outre, les corps les plus primitifs dusystème solaire, c’est-à-dire qui n’ontpeu ou pas évolué depuis leur formation,sont devenus plus accessibles. Ces « objets fossiles » sont les petits corps dusystème solaire : comètes, astéroïdes,petits satellites de planètes et autresclasses d’objets comme les Centaures oules objets de la ceinture de Kuiper (cha-pitre V). Leurs études peuvent relever del’astronomie ou de la prospection spatia-le. De petits fragments d’astéroïdes oude comètes sont aussi interceptésnaturellement par la Terre. Il est possiblede les collecter dans l’environnementterrestre, et de les étudier en laboratoire.Il s’agit d’une part des météorites, etd’autre part de la poussière interplané-taire.

C’est l’ensemble de ces études qui per-met de fournir actuellement descontraintes pour un scénario, ou plusexactement des scénarii, de formationdu système solaire. Car s’il existe uneconvergence d’opinions sur la validité dumodèle de nébuleuse primitive et si lesgrandes étapes de formation sont unani-mement acceptées, la complexité duproblème est telle qu’il demeure de nom-breuses inconnues quand on cherche àpréciser la nature et la chronologie desprocessus physiques et chimiques impli-qués. C’est pour cette raison que lesdébats d’idées sont toujours très vifs, etque de nombreux résultats sont sans

cesse remis en cause. Nous présentonsci-dessous les grandes lignes des scénariiactuels, en nous efforçant de soulignerles questions essentielles et enjeuxactuels, qui fédèrent les efforts d’investi-gation de la communauté scientifiqueinternationale.

Le modèle de la formation

Les grandes lignes du modèle retenuaujourd’hui, que l’on appelle le modèle « standard » sont les suivantes : un nuageinterstellaire, animé d’une faible vitessede rotation initiale, se contracte sousl’effet de sa propre masse. Au fur et àmesure de la contraction, la vitesseangulaire augmente suite à la conserva-tion du moment cinétique. Il s’agit dumême principe que celui selon lequelune patineuse tourne lentement sur elle-même en écartant les bras, et rapide-ment en les ramenant le long du corps.

Avec la contraction, un proto-Soleil seforme dans la zone centrale. Il concentrel’essentiel de la masse du système. Dansle plan perpendiculaire à l’axe de rotations’installe un disque de gaz et de pous-sières : c’est la nébuleuse proto-solaire. Àce stade, le proto-Soleil est très actif etéjecte continûment de la matière sousforme de jets perpendiculaires au disque.Il est également très chaud et une frac-tion au moins des poussières et molé-cules présentes dans la nébuleuse estatomisée : dans la zone interne, où sesituent les planètes telluriques actuelles,l’échauffement est très important. Aucontraire, dans la zone externe, il est pos-sible que la température permette laconservation de glaces interstellaires,



15

peut être celles contenues aujourd’huidans certaines comètes.

Au-delà d’un certain stade d’effondre-ment, la température atteinte par leproto-Soleil est suffisante pour enclen-cher des réactions thermonucléaires(chapitre II). Un équilibre s’installe entrerayonnement et forces gravitationnelles.Autour de cette jeune étoile, dans lanébuleuse, la température diminue :c’est le début de la séquence de conden-sation. Le gaz se condense directementsous forme de grains micrométriques quis’accrètent pour former des objets dequelques centimètres, se concentrantalors peu à peu dans le plan équatorial.Au-delà d’une taille de l’ordre du centi-mètre, les chocs prennent le relais pourassurer la croissance. La taille des grainsaugmente alors par « coagulation », surune échelle de taille très importante, jus-qu’à créer d’innombrables objets kilomé-triques, les « planétésimaux ». Au-delà dukilomètre, l’attraction gravitationnelledevient prépondérante : certains desplanétésimaux croissent en attirant àeux toute la matière sur leur orbite. C’estl’emballement de l’accrétion.

Le système solaire actuel est composé dehuit planètes, depuis que le couplePluton – Charon est reconnu comme unobjet transneptunien (fiche V-9) : quatretelluriques, les plus proches du Soleil, etau-delà d’une ceinture d’astéroïdes,quatre planètes géantes. Cette réparti-tion est liée au fait que la température àproximité du Soleil était très élevée, etque les gaz légers ont été soufflés par leSoleil. À faible distance, seules ont pudemeurer des planètes composées de

matériaux réfractaires, qui ne possé-daient pas à ce moment d’atmosphère. Àplus grande distance du Soleil, la tempé-rature restée basse a permis l’accrétiondes volatiles de la nébuleuse et ainsi deformer les planètes géantes.

Pourquoi constate-t-on une telle disparitéde tailles ? Parce qu’à faible distance duSoleil, la matière disponible pour fairecroître la planète en formation est moinsabondante qu’à grande distance.

Notons cependant que les orbites desplanètes ne sont pas immuables. Lesmodèles les plus récents indiquent qu’aucours de leur évolution, les corpspeuvent migrer, vers l’étoile ou versl’extérieur du système planétaire sous leseffets gravitationnels conjugués del’étoile et des autres corps présents.

Les moyens de contraindre les modèles

Quels éléments viennent appuyer cettedescription théorique ? Tout d’abordl’observation de systèmes planétaires enformation. Des structures en disque, desprotoétoiles avec leurs jets bipolairessont découverts de plus en plus fréquem-ment et fournissent des contraintesimportantes aux modèles de formation.

L’évaluation de l’âge de la Terre en 1955 aconstitué une révolution profonde dansl’histoire des idées. Elle a été rendue pos-sible par la datation des météorites, lesplus vieilles roches terrestres n’excédantpas 3,8 milliards d’années. Nombred’informations sur la chimie, la chrono-logie et sur certains processus évolutifs


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proviennent en effet de l’étude desmétéorites primitives. Les plus primi-tives, appelées chondrites, ont une com-position globale très proche de celle de lanébuleuse protosolaire. Elles sont issuesde petits astéroïdes non différenciés,c’est-à-dire des astéroïdes qui n’ont passubi d’échauffement significatif condui-sant à une structure du type noyaumétallique et manteau, comme dans lecas des gros objets comme la Terre. Cesont elles qui permettent d’évaluer l’âgedu système solaire et… de la Terre. Leschronomètres radioactifs de grandepériode permettent en effet seulementde dater la dernière solidification d’uneroche. Les mesures de laboratoiremontrent que l’âge des météorites lesplus primitives est de l’ordre de 4,45 à 4,56 milliards d’années. Les minéraux lesplus anciens, les inclusions réfractaires,qui sont composées de minéraux réfrac-taires (i.e. formés à haute température)riches en aluminium et en calcium, sontâgés de 4,56 milliards d’années : ils défi-nissent classiquement l’âge du systèmesolaire. Par ailleurs, il est possible demesurer des écarts d’âge entre diffé-rentes phases sans déterminer leur âgeabsolu par d’autres processus radio-actifs, dits de « radioactivité éteinte ». Onmontre ainsi que les inclusions réfrac-taires se sont formées environ 2 millionsd’années avant les chondres, qui sont depetites inclusions sphéroïdales compo-sant les chondrites (fiche techniqueMétéorites). Les chondrites recèlentégalement des informations sur la com-position. Ainsi, les inclusions réfractairescontraignent le commencement de laséquence de condensation. La composi-tion de certains chondres renseigne

également sur la nature de minéraux pré-curseurs formés par condensation dansla nébuleuse. Enfin, au cours de ces der-nières années, les efforts conjugués desthéoriciens et des spécialistes desmétéorites ont pu établir un lien entre laformation des chondres et des inclusionsréfractaires, les radioactivités éteintesqu’ils recèlent et des processus d’irradia-tion survenus dans la nébuleuse.

D’autres objets primitifs, les comètes,possèdent des glaces pouvant se volatili-ser. Elles sont abondamment étudiées àpartir d’observations au sol. Un exempleremarquable est la comète Hyakutake,passée à moins de 15 millions de kilo-mètres de la Terre en 1996. Il est très rareque des comètes passent si près de notreplanète, et la découverte précoce decelle-ci par un astronome amateur japo-nais, plus d’un an avant son passage auplus près de la Terre, a permis aux spécia-listes de préparer avec grand soin leurscampagnes d’observations, qui ont révé-lé de nombreuses condensations lumi-neuses dans sa chevelure. Le travail detraitement de données, puis de modéli-sation qui a été mené par la suite a per-mis d’affirmer avec confiance que cescondensations lumineuses étaient des « mini chevelures » entourant des frag-ments de la taille de l’ordre du mètres’échappant du noyau. Un modèle de for-mation doit rendre compte de l’existencede ces fragments. L’évolution remar-quable des techniques d’observation apermis dans les années suivantes dedétecter d’autres cas de fragmen-tation(s) de noyaux cométaires. Celaconduit à envisager que ce processus estcourant dans la vie d’une comète, et que



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le cas de Hyakutake n’avait en fait riend’exceptionnel. On voit ainsi commentles observations d’objets primitifs per-mettent de contraindre les modèles deformation du système solaire. L’étapesuivante est évidemment l’exploration insitu des comètes. Les survols de la comè-te de Halley par les sondes Giotto del’Agence Spatiale Européenne (ESA) etVEGA (URSS) en 1986 ont montré que cesobjets ont une composition très prochede celle de la nébuleuse solaire et possè-dent notamment une variété surprenan-te de molécules et macromolécules orga-niques. La composition des comètespourrait renseigner sur la compositiondu nuage présolaire. C’est notammentpour cette raison que plusieurs comètesseront visitées par des sondes spatialesdans les années à venir. La mission amé-ricaine STARDUST (NASA) a capturé, dansdes collecteurs des grains de la coma(fiche V-6) de la comète Wild 2, qui sontattendus sur Terre en janvier 2006. Etbien sûr, la mission européenne Rosetta(ESA, fiche VII-6) doit parvenir auprès dela comète Churyumov-Gerasimenko aux

environs de 2014. Rosetta comporte unmodule en orbite et un atterrisseur, avecplus de 20 instruments scientifiques. Ils’agit de la mission la plus ambitieusejamais réalisée pour l’étude des comètes.

Une autre façon de contraindre nosmodèles consiste naturellement à obser-ver des planètes hors du système solaire,les « planètes extrasolaires », et tout par-ticulièrement les jeunes systèmes plané-taires. Or, le modèle standard que nousvenons de détailler ne semble pas satis-faire toutes les situations observées. Parexemple, la planète PSR B1620 – 26B dansl’amas globulaire M 4, orbite dans unsystème double, c’est-à-dire formé dedeux étoiles : un pulsar et une naineblanche. Son milieu interstellaire n’estpas assez riche, particulièrement enmétaux lourds, pour former des planété-simaux et, de là, des planètes. Cela neremet pas en cause le modèle standardde notre système solaire, mais oblige àconsidérer qu’il n’y a probablement pasun seul scénario possible pour fabriquerdes planètes !


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Une météorite est une roche issue del’espace, retrouvée sur le sol terrestre.Durant sa chute, elle est visible dans leciel par la présence d’une traînée lumi-neuse liée à l’échauffement de l’atmo-sphère : on la dénomme alors météore.L’astéroïde dont la météorite provient estappelé météoroïde, ou encore, corpsparent. Lorsqu’une météorite est obser-vée durant sa descente et récupérée aus-sitôt, elle est dénommée chute. Dans lecas contraire, on l’appelle trouvaille. Leschutes sont plus rares mais plus pré-cieuses que les trouvailles, car elleséchappent à la contamination organiqueet à l’oxydation inévitable liée à unséjour sur un sol. Les trouvailles lesmoins altérées proviennent des désertsglacés, notamment l’Antarctique. Dansle cas de météorites d’une taille supé-rieure à une dizaine de centimètres,l’échauffement durant la traversée del’atmosphère conduit à la fusion de lasurface et à une perte du matériau : c’estla perte par ablation. Cependant, lors decette fusion, la température resteconstante à la surface (plus de 1 000 °C)tandis que l’intérieur de la météoritereste froid. C’est pourquoi on observe surtoutes les météorites une croûte noireenveloppant une zone de transitionchauffée, puis la roche intacte. Dans lecas des micrométéorites, qui ont unetaille inférieure à quelques centaines demicromètres, l’échauffement laisse desséquelles sur l’ensemble du volume del’objet. Sur une gamme de taille intermé-diaire, les objets sont totalement consu-més dans l’atmosphère, donnant lieunotamment aux étoiles filantes.

Les familles de météorites

Il existe 4 grandes familles de météoritesissues d’astéroïdes ou de comètes : leschondrites, les achondrites, les sidériteset les litho-sidérites. L’existence de cesfamilles dérive de l’histoire géologiquedu corps parent, contrôlée par la chaleurproduite par les éléments radioactifscontenus dans les roches. Si celle-ci estsuffisante, c’est-à-dire si l’objet est suffi-samment gros, il peut fondre, ou êtresimplement suffisamment chauffé pourpermettre des phénomènes de migrationsur de grandes échelles. Ainsi, les maté-riaux les plus lourds vont se concentrervers le centre de l’objet pour former unnoyau métallique, tandis que les pluslégers vont demeurer en périphérie, pourformer un manteau silicaté abondant enfer et en magnésium, et en surface unecroûte riche en aluminium. C’est ce quel’on appelle la différenciation planétaire,au sens large du terme. Les chocs entreastéroïdes sont responsables de leurfragmentation et libèrent des rochesissues de toutes les profondeurs. Ainsi,les achondrites sont issues du manteau,les sidérites du noyau et les litho-sidé-rites de l’interface noyau/manteau.

En revanche, lorsque le corps parent esttrès petit, il n’est pas différencié en rai-son de la faible quantité disponibled’énergie géologique. À toutes leséchelles de ce corps parent, les rochessont représentatives des différentesphases minérales ou organiques quiétaient présentes dans la nébuleuse pro-tosolaire. Les météorites issues de corps

Les météorites


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parent non différenciés sont appeléeschondrites. Leur composition élémentai-re globale est presque celle de la nébu-leuse solaire, qui est bien représentée parla composition de la photosphère solaire.

Les chondrites, une lecture del’origine du système solaire

Les chondrites sont les météorites lesplus primitives du système solaire. Cesont des roches qui n’ont strictementaucun équivalent sur Terre. Les plusrépandues, les chondrites ordinaires, sont

composées à plus de 80 % d’inclusionssphéroïdales appelées chondres. Ellescontiennent également des phasesmétalliques, des sulfures, et enfin unmatériau très fin appelé la matrice.L’existence de métal est une différencemajeure avec les roches terrestres de sur-face, car sur Terre le fer existe unique-ment sous forme oxydée, dans les miné-raux ou sous forme d’oxydes métal-liques.

Les chondres sont formés en apesanteurdans la nébuleuse protosolaire. Ils résul-

Le rôle de la différenciation et de la fragmentation par collisions dans la genèse des grandes classes de météo-rites. En haut, un objet différencié, avec une structure en noyau (bleu) et manteau silicaté (jaune), donne nais-sance à des sidérites (météorites de fer), des achondrites (roches silicatées du manteau) et des litho-sidérites detype pallasite (interface noyau-manteau). En bas, le cas d’un objet non différencié, qui produit les chondrites.

Sidérite

Achondrite

Litho-sidérite

Chondrite


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Les météorites

tent du chauffage et de la fusion rapidede minéraux initiaux, qui sous apesan-teur ont pris la forme d’une goutte, suivisd’un refroidissement plus ou moins lent.Le métal et le sulfure ont pu se formerdirectement à partir du gaz dans la nébu-leuse, mais certains chercheurs pensentque le métal s’est formé directementdans les chondres. Enfin, la matrice a uneorigine multiple, incluant des débris dechondres, peut-être des minéraux formésdans la nébuleuse, mais également desmatériaux qui étaient déjà présents dansle nuage moléculaire interstellaire àpartir duquel le système solaire s’estformé : grains présolaires et matièreorganique. L’étude des chondrites per-met donc d’obtenir des informations surla composition du nuage présolaire àpartir duquel le système solaire s’estformé, et de mettre en évidence des pro-

cessus de synthèse de phases minéralescomme les chondres. Elles sont lesmeilleurs dépositaires, avec les comètes,de l’origine et de l’histoire précoce denotre système solaire.

L’âge des météorites

Les météorites sont les plus vieillesroches du système solaire. Grâce à l’utili-sation de chronomètres radioactifs,développés par les géologues pour daterles roches terrestres, il a été possible dedéterminer précisément l’âge de nom-breuses d’entre elles. Quelle que soit lafamille dont elles sont issues, elles ontun âge supérieur à 4,4 milliards d’an-nées. Les plus anciennes ont un âge de4,55 milliards d’années. Par « âge », onentend le temps à partir duquel la roches’est solidifiée. Les modèles astrophy-

Vues au microscope optique d’une lame mince de chondrite, en réflexion (gauche) et en lumière polarisée entransmission (droite). En réflexion, on observe les inclusions de métal en jaune brillant et les sulfures en jaunegrisé. Les chondres apparaissent dans les deux clichés sous forme d’inclusions sphéroïdales, en grisé enréflexion, et en teintes colorées à droite. (crédit : Muséum National d’Histoire Naturelle – Paris)


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siques montrent que les corps précur-seurs des planètes se sont formés enmême temps que les astéroïdes actuels,ce qui signifie que l’on peut dater la for-mation de l’ensemble des corps du systè-me solaire vers 4,55 milliards d’années.Qu’appelle-t-on alors l’âge du systèmesolaire ? Celui-ci est donné actuellementpour 4,5559 ± 0,004 milliards d’années.Cette valeur est l’âge des plus anciensminéraux formés dans le système solaire(les Inclusions riches en calcium et alu-minium, dites CAIs). Cet âge n’est doncpas issu de modèles astrophysiquescomplexes, mais de mesures sur desroches tombées du ciel !

Qu’en est-il de l’âge de la Terre ? On peuttrès souvent lire ou entendre que la Terreest vieille de 4,55 milliards d’années. Enfait, cet âge est celui des corps précur-

seurs qui ont formé la Terre. En réalité,les plus vieilles roches existant à la surfa-ce de la Terre n’ont qu’environ 3,8 mil-liards d’années, à cause de l’activité géo-logique. Cet âge de 4,55 milliards d’an-nées est appelé « âge modèle », et a étéétabli par une méthode astucieuse qui aconsisté à utiliser l’âge des météorites etla composition de laves Hawaïennesreprésentatives de la Terre dans sonensemble. Cet âge a été proposé en 1955par un chercheur australien, C. Pattersson.

La matière présolaire dans les météorites

Les météorites primitives, c’est-à-dire lesmoins perturbées par les processus géo-logiques sur leur astéroïde parent, pré-servent des phases solides qui étaientprésentes dans le nuage moléculaire et

Image de la chondrite Chainpur réali-sée par Microscopie Electronique àBalayage. Entre deux chondres, onobserve une plage de matrice consti-tuée de très petits fragments d’unetaille submicrométrique. (crédit : Muséum National d’HistoireNaturelle – Paris)


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qui ont survécu à la formation du systè-me solaire. Ces phases sont localiséesdans la matrice des chondrites primi-tives. Il s’agit d’une part des grains pré-solaires, et d’autre part de la matièreorganique.

Le caractère présolaire de ces phases estattesté par leur composition isotopique.Seuls des processus nucléaires stellairesou des processus de chimie rencontrésdans le milieu interstellaire peuventexpliquer ces compositions isotopiques.Un des traceurs les plus significatifs estle rapport deutérium/hydrogène (D/H).Le deutérium est un isotope de l’hydro-gène dont le noyau comporte un protonet un neutron. Il est synthétisé pendantle big bang et détruit dans les étoiles. Laforte différence de masse entre H et D(un facteur 2 !) signifie des enrichisse-ments importants lors de réactions chi-miques à très basses températures, dansles nuages froids interstellaires.L’observation astronomique de cesmilieux confirme largement de tels enri-chissements. Le rapport D/H peutatteindre des valeurs très élevées dans lamatière organique météoritique, etdémontre que ce matériau est d’origineinterstellaire. L’étude des météorites per-met non seulement de mieux com-prendre l’origine du système solaire,mais également d’étudier certainesphases solides présentes dans les régionsinterstellaires de la galaxie, beaucoupplus finement que ne le permet l’obser-vation spectroscopique à distance.

La Terre et les météorites

Quelles relations unissent la Terre et lesmétéorites ? Le risque potentiel causépar les géocroiseurs sur le devenir plané-taire est très médiatisé. Nul n’ignore quela catastrophe écologique survenue à lafin de l’ère secondaire, qui s’est traduitepar l’extinction des dinosaures, est sansdoute liée à une chute d’astéroïde. Lerisque zéro n’existe pas, mais il faut sou-ligner que de tels impacts sont très rares,et il importe de bien réaliser que cetteexpression sociologique n’est que le pro-longement d’un très ancien sentimentde crainte par rapport au ciel. Entémoigne la terreur qu’occasionnait,parmi d’autres exemples, le passage descomètes, annonciateur d’événementsfunestes. Les relations entre la Terre etles météorites peuvent être abordéessous un angle beaucoup plus positif. Onsait actuellement que l’essentiel desmétéorites accrétées par la Terre sontriches en eau et en matière organique.Lors de l’intense bombardement météo-ritique survenu pendant le premier mil-liard d’années du système solaire, cesmétéorites ont apporté sur Terre d’unepart de la matière organique, et d’autrepart de l’eau, qui toutes deux sont peut-être à l’origine de la vie. Un des témoinsde ces épisodes de « fécondation » est lefort rapport D/H des océans terrestres,beaucoup plus élevé que la valeurmoyenne de la nébuleuse primitive. Àtoute chose malheur est bon !

Les météorites


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Deux exemples de phases présolaires extraites de la matrice des chondrites (encadré jaune, photogra-phie de gauche – Crédit Muséum National d'Histoire Naturelle - Paris). La photo en haut à droite montreun matériau organique partiellement restructuré sur l'astéroïde parent par métamorphisme thermique,observé par microscopie électronique en transmission. (crédit : ENS-Paris/LPG)La photo en bas à droite montre un grain présolaire observé au microscope électronique à balayage,formé dans une étoile en fin de vie hors du système solaire et injecté lorsque ce dernier était en forma-tion. Ces matériaux fournissent des informations précieuses sur la composition du nuage présolaire etla composition du milieu interstellaire, ainsi que sur certains processus stellaires. (crédit : NASA)


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Qu’entend-on par astéroïdes ?

Les astéroïdes constituent une popula-tion de petits corps rocheux qui sontpour l’essentiel situés entre Mars etJupiter, et forment la ceinture d’asté-roïdes. Certains astéroïdes n’appartien-nent pas à cette ceinture et présententdes orbites diverses. Il s’agit notammentdes objets géocroiseurs dont la particu-larité est d’intercepter l’orbite terrestre.La frontière entre astéroïdes et satellitesde planètes ou encore entre astéroïdes etcomètes n’est pas toujours aisée à défi-nir. De vieilles comètes peuvent en effetêtre amenées à finir leur vie en tantqu’astéroïdes, et certains satellites deplanètes, comme ceux de Mars, Phoboset Deimos, sont des astéroïdes capturésaprès la formation de la planète.

Découvertes

Le premier astéroïde a été découvert en1801 par l’astronome italien Piazzi, quicherchait alors une planète localiséeentre Mars et Jupiter, théoriquement pré-dite par la loi empirique de Titius-Bode..Cette loi rend assez bien compte de l’em-placement de plusieurs planètes du sys-tème solaire. Les progrès continus dansles instruments d’observation ontconduit à la découverte progressive d’ob-jets de plus en plus nombreux et de plusen plus petits. Actuellement, on compteplus de 10000 astéroïdes, mais la plupartd’entre eux sont des objets de toute peti-te taille. Cérès, le plus volumineux desastéroïdes avec un diamètre d’environ1000 kilomètres, contribue à près d’unquart de la masse totale de tous les

autres astéroïdes. Parmi les représen-tants connus de ces objets, seuls 140 ontun diamètre supérieur à 100 kilomètres,les autres présentant une grande gammede tailles (de la dizaine à la centaine demètres).

Quelle est l’origine des astéroïdes ?

Pendant longtemps, la loi empirique deTitius-Bode a laissé suggérer qu’une pla-nète avait existé entre Mars et Jupiter, etque les astéroïdes constituaient les rési-dus de son explosion. Cette hypothèseest aujourd’hui totalement abandonnée.Ce sont les météorites – roches issues del’intérieur de plusieurs astéroïdes etrécupérées à la surface de la Terre – quien ont apporté la preuve. En effet, lescaractéristiques minéralogiques, pétro-graphiques, chronologiques et isoto-piques des météorites démontrent qu’ilexistait plusieurs corps parents de cesobjets, formés au tout début du systèmesolaire et en des endroits distincts de lanébuleuse solaire. Il faut donc considérerles astéroïdes comme des objets reliquesde la formation du système solaire, for-més en même temps que les planètesmais qui n’ont pas réussi à s’accréterpour former une cinquième planète tel-lurique. Les perturbations gravitation-nelles générées par Jupiter peuvent être àl’origine de cette non formation.

Pendant et après la formation des pla-nètes du système solaire, par accrétionde planétésimaux, l’abondance de petitsobjets en orbite instable comme les asté-roïdes était très importante. Ceux-ci ont

Les astéroïdes, petits corps rocheux du système solaire

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Les orbites des astéroïdes

Le survol de plusieurs astéroïdes par les sondes Galileo (NASA) et Near (NASA) respectivementen 1996 et 1999 ont révélé des objets très isolés dans l’espace interplanétaire. Contrairement àune idée reçue, il n’existe pas dans le système solaire de régions de forte densité d’astéroïdes.D’autre part, les trajectoires ne sont pas distribuées uniformément mais apparaissent concen-trées dans certains secteurs et absentes dans d’autres. La raison de cette répartition est due aufait que Jupiter impose des rythmes à la plupart des astéroïdes. Rares sont ceux qui empruntentune trajectoire leur conférant une période orbitale d’un rapport simple avec la période orbitalede Jupiter. Parmi ces cas insolites figurent les membres du petit groupe Hilda, qui effectuent 3 révolutions autour du Soleil quand la planète géante en réalise une. Les astronomes parlentalors de résonance orbitale 3:1, et disent que les orbites sont commensurables. Un autreexemple est celui des astéroïdes Grecs et Troyens qui constituent une garde rapprochée deJupiter en le précédant (groupe des Grecs) et en le suivant (groupe des Troyens) sur la mêmeorbite (c’est une résonance 1:1). Ces exemples sont des exceptions car la plupart des trajectoiresrésonnantes (4:1, 3:1, 5:2, 7:3, 2:1) ne sont pas peuplées. En effet, pour une orbite résonante, unastéroïde s’approche périodiquement de Jupiter dans une configuration équivalente. La forced’attraction gravitationnelle exercée par la planète géante au moment des conjonctions étirepetit à petit l’orbite de l’astéroïde. Le comportement du petit objet devient alors brutalementchaotique. En général, l’astéroïde est littéralement éjecté de la ceinture principale. Il peut alorsgrossir les rangs de trois groupes dont les membres orbitent non loin de Vénus, la Terre et Mars :les astéroïdes du groupe Amor qui ont une orbite toujours intérieure à celle de Mars et extérieu-re à celle de la Terre, tout en s’en approchant régulièrement ; les astéroïdes des groupes Apollo etAten, qui coupent régulièrement la trajectoire de notre planète quand ils sont respectivement auplus proche et au plus loin du Soleil. Les dangereuses fréquentations de la Terre avec ces asté-roïdes dits géocroiseurs se terminent parfois par une collision, d’autant plus catastrophique quel’objet impacteur est gros. Ces événements ont parfois infléchi le cours de l’histoire de la Terre.

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fortement impacté les surfaces des pla-nètes et satellites fraîchement formés,comme la Terre et la Lune. Un objetcomme la Lune, qui a cessé rapidementtoute activité géologique, préserve lesstigmates de cette histoire collisionnelleappelée bombardement météoritique,qui s’est déroulé grosso modo pendant lepremier milliard d’années du systèmesolaire. La mise en évidence de ce bom-bardement a été rendu possible par l’étu-de des roches lunaires ramenées par lesmissions APOLLO de la NASA. Les asté-roïdes actuels apparaissent donc comme

des objets fossiles, qui n’ont pas subitd’évolution géologique significative.

Quelle est l’histoire géologiquedes astéroïdes ?

L’histoire géologique des astéroïdes a étébrève. La datation des météorites leurdonne un âge supérieur dans tous les casà 4,4 milliards d’années, très proche des4,55 milliards d’années qui constitue l’« âge modèle » pour apparition de la Terre(fiche III-2). Pourquoi les météorites n’ont-elles pas évolué depuis 4,4 milliards


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d’années ? Parce que l’activité géologiqued’un corps tellurique est contrôlée par laquantité de matériaux radioactifs qu’ilcontient, ceux-ci produisant de la chaleur.Plus un objet est gros, plus son activitégéologique va être longue (chapitre III etfiches associées). Les astéroïdes étaient desobjets trop petits pour avoir une activitégéologique s’étendant au-delà de quelquescentaines à quelques milliers d’années.

L’essentiel des informations sur l’histoiregéologique des astéroïdes provient, une

nouvelle fois, de l’étude des météorites.Elle montre en effet qu’il existe desobjets différenciés, c’est-à-dire qui ontsuffisamment chauffé pour former unestructure noyau+manteau (fiche I-1).Inversement, il existe des objets non dif-férenciés qui n’ont presque pas connu demétamorphisme thermique. On observeégalement des objets intermédiaires, quisont actuellement très étudiés. Les diffé-rentes classes de météorites démontrentégalement le rôle majeur joué par leschocs qui fragmentent les astéroïdes.

Les astéroïdes

Mathilde, Gaspra et Ida, 3 astéroïdes survolés par des sondes spatiales. Les clichés révèlent des surfaces domi-nées par un régolite (fine poudre), qui résultent de l’altération de la roche initiale par l’érosion spatiale (« spaceweathering »). Les grandes variations de relief sont liées à des chocs anciens. (crédit : Nasa)


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Quels processus façonnent lesastéroïdes actuellement ?

La surface et la subsurface des astéroïdesrésultent de nombreux facteurs. Lescauses géologiques endogènes, c’est-à-dire celles qui trouvent leur origine surl’astéroïde lui-même, ne jouent plusaucun rôle, et ce sont deux types de fac-teurs exogènes qui contrôlent la compo-sition et la texture du sol, et dans unecertaine mesure le relief : le vent solaireet le bombardement micrométéoritique.L’action conjuguée de ces deux apportsénergétiques est dénommée érosion spa-tiale (« space weathering » en anglais). Eneffet, l’une des caractéristiques des asté-roïdes est l’absence d’atmosphère etd’un champ magnétique protecteurs. Enconséquence, la surface est recouverted’une fine couche de poussière appeléele régolite, qui est un produit d’altérationdes roches de surfaces. La taille desgrains est très inférieure à 1 millimètre.D’autre part, des collisions plus ou moinsimportantes sont responsables de cra-tères et peuvent avoir scindé un ancienobjet plus volumineux. Du point de vuedes mécanismes impliqués, on peutconsidérer qu’un objet de comparaisonpertinent est… la Lune ! En effet, bienque de très nombreux astéroïdes ont unecomposition minéralogique très diffé-rente de celle de la Lune, les processusd’érosion spatiale sont qualitativementles mêmes.

Comment étudie-t-on les astéroïdes ?

L’immense majorité des astéroïdes étantde petite taille, leur observation à partir

de la Terre est particulièrement difficile.Même avec les meilleurs télescopes dumonde, ils apparaissent comme despoints non résolus dans le ciel, commen’importe quelle étoile à plusieursannées lumière. Les observations spec-troscopiques dans le domaine du visible(0,4-0,8 micromètre) et du proche infra-rouge (0,8-2,5 micromètre) permettentmarginalement d’établir la compositionde la surface. En revanche, elles permet-tent d’effectuer des classifications et dedégager des familles types d’astéroïdes.Pour étudier l’abondante population desastéroïdes de la ceinture principale, lesastronomes ont dû emprunter desméthodes de sociologues. Parfois cesderniers mettent en œuvre des tech-niques de classification basées sur desvariables comme l’âge, le sexe ou la caté-gorie socioprofessionnelle pour dégagerles traits généraux des sociétéshumaines. Les astéroïdes eux sont carac-térisés par leurs paramètres orbitaux,leur couleur, leur capacité à réfléchir lalumière solaire soit globalement (l’albé-do) soit en fonction de la longueur d’on-de (spectre en réflexion). La taille, laforme et la densité n’interviennent pasencore faute de mesures pour la plupartdes individus. Grâce à l’étude des élé-ments orbitaux, une vingtaine de famillesd’objets ont été mises en évidence.Chacune regroupe un ensemble demembres qui suivent à peu près la mêmeorbite et qui résulteraient de la fragmen-tation catastrophique (collision, fran-chissement de la limite de Roche) d’unastéroïde parent plus grand. La classifi-cation générale de l’ensemble des asté-roïdes est effectuée par l’étude des pro-priétés de réflexion. Les astéroïdes issus


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d’une même classe taxinomique présen-tent des compositions chimiques de sur-face et des degrés d’érosion spatialesimilaires. Néanmoins, il est extrême-ment difficile de déterminer à partir deces mesures la composition et l’originede ces objets.

Hormis ces informations de classifica-tion, certaines observations effectuéesdepuis le sol terrestre peuvent fournirdes informations de taille et de forme,comme les méthodes radar. Toutefois,l’essentiel des informations physiquessur les astéroïdes nous sont fournies parles missions spatiales. Plusieurs ont sur-volé certains de ces objets et transmis

des clichés photographiques et unevaleur de la masse volumique.

Deux missions spatiales de cette derniè-re décennie (Galileo et Near) ont dévoiléle visage d’un petit nombre de ces pla-nètes mineures. 951 Gaspra, 243 Ida, 253Mathilde et 433 Eros, malgré le côté ave-nant de leur prénom, présentent lamême physionomie de gros cailloux, irré-guliers et plus ou moins allongés. La sur-face est criblée de cratères d’impact(dont certains presque aussi gros qu’uneface de l’objet) et présentent des rides,des creux et autres accidents de terrainsqui témoignent d’une formation et d’uneévolution mouvementée essentielle-

Les astéroïdes

Photographie de l'astéroïde Itokawa, réalisée par la sonde Japonaise Hayabusa, qui est actuelle-ment à proximité de cet objet. La surface de cet astéroïde est dépourvue de cratères, et présente unterrain particulièrement lisse dans sa partie centrale. Ces caractéristiques évoquent un événementcollisionnel récent qui a fortement remanié la surface et effacé les traces du bombardement météo-ritique. (crédit : Agence Spatiale Japonaise JAXA)


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ment due aux chocs. La taille, l’albédo, lamasse volumique, la composition chi-mique ou la présence d’un compagnondistinguent cependant ces 4 astéroïdes.243 Ida (60 x 25 x 19 kilomètres) possèdeun satellite, Dactyl, (1,6 x 1,4 x 1,2 kilo-mètres) qui orbite à environ 85 kilo-mètres de son centre attracteur. Tousdeux appartiennent à la classe des indivi-dus chondritiques, et ont une massevolumique comprise entre 2 100 et 3 100kilogrammes par mètre cube. Le coupleaurait pu se former lors de la fragmenta-tion du corps ayant donné naissance à lafamille Koronis. 253 Mathilde (66 x 48 x46 kilomètres) est un astéroïde d’une

autre classe primitive, très sombre etsupposé riche en matière carbonée.Cependant sa masse volumique (1 100 à1 500 kilogrammes par mètre cube) estanormalement faible pour un corps dece type et ne peut s’expliquer que par laprésence de nombreux vides internes.Certains planétologues pensent mêmeque Mathilde n’est qu’assemblage deblocs sans beaucoup de cohésion formépar une ou plusieurs collisions vio-lentes. La surface cratérisée de l’astéroï-de (5 cratères de plus de 20 kilomètresde diamètre) est de ce point de vue évo-catrice.


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La mission NEAR et 433 Eros

La mission Near Earth Asteroid Rendez-vous (NEAR NASA) est la seule missionspatiale à ce jour dont l’objectif principalétait l’étude d’un astéroïde, 433 Eros, unobjet de petite taille appartenant à lafamille des NEOs (Near Earth Object)dont la particularité est d’avoir une orbi-te très proche de l’orbite terrestre. NEARétait une petite sonde comportant unnombre limité d’instruments de mesure.Lancée le 17 février 1996, elle a effectuédeux survols d’Eros, pour finalement « atterrir » à sa surface le 12 février 2001.

NEAR possédait à son bord une caméra,permettant d’effectuer des clichésnumériques dans le domaine visible ; unspectromètre infrarouge, permettant decollecter des spectres en réflexion de lasurface ; un magnétomètre afin de déce-ler la présence d’un champ magnétique ;un télémètre laser, permettant d’effec-tuer des relevés topographiques très pré-cis ; un détecteur de rayons X et gamma,permettant de mesurer la compositionélémentaire de la surface ; et enfin,comme pour presque toutes les sondesspatiales, un système permettant d’ef-fectuer des mesures gravimétriques.

La surface d’Eros

Les images montrent une surface ample-ment cratérisée compatible avec un âgetrès ancien. Les cratères paraissentémoussés, à l’exception des plus gros

d’entre eux, et les clichés révèlent la pré-sence d’un régolite formé par l’érosionspatiale (fiche I-2). La surface d’Eros,toutes proportions et considérations decomposition gardées, évoque imman-quablement la surface de la Lune. Lesmesures infrarouges en réflexion indi-quent une surface homogène qui estcohérente avec les données obtenuesdepuis la Terre. Néanmoins, même sicelles-ci ont été effectuées à une distan-ce beaucoup plus faible de l’objet d’étu-de, elles ne permettent pas d’améliorer lacaractérisation minéralogique. Cetteabsence d’amélioration n’est pas liée à laqualité des mesures, mais au fait que latotalité de la surface est recouverte derégolite qui masque en quelque sorte lesroches fraîches représentatives de l’objetdans son ensemble. Cette situation pré-vaut pour tous les astéroïdes à l’excep-tion de quelques-uns comme 4 Vesta. Cequi constitue une limitation intrinsèqueà leur étude. 4 Vesta, une des plusgrosses planètes mineures, présente unesurface très réfléchissante (albédo élevé)et des spectres en réflexion qui indiquentsans ambiguïté la présence de minérauxriches en fer et en magnésium. En réalité4 Vesta est bien contemporaine de 433Eros, mais sa surface a été l’objet d’unchoc important récent qui a « soufflé » lerégolite et mis en place un affleurementde roches « fraîches ».

Heureusement, les mesures X et gammaont permis de déterminer la compositionélémentaire de la surface, qui pour la

433 Eros étudié par la sonde NEARI-3


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plupart des éléments chimiques n’estpas modifiée par l’érosion spatiale. Encomparant ces valeurs à celles des diffé-rentes classes et sous-classes de météo-rites retrouvées sur Terre, il a été possiblede montrer que seules les chondritesordinaires étaient compatibles avec lacomposition d’Eros. Les chondrites ordi-naires constituent l’essentiel des chutesde météorites sur Terre… ce qui n’estsans doute pas un hasard compte tenude la proximité de l’orbite d’Eros aveccelle de la terre ! D’autre part, en simu-lant en laboratoire l’effet de l’érosionspatiale avec des lasers, il a été possible

Les caractéristiques physiques de 433 Eros

NEAR a permis de déterminer très précisé-ment de nombreuses caractéristiques phy-siques de 433 Eros. Cet objet apparaîtcomme une « grosse cacahuète » ponctuéede deux immenses cratères. Ses dimen-sions selon les principaux axes sont 31 x 13x 13 kilomètres, soit, en coupe, la surfaced’une petite ville. Les mesures gravimé-triques indiquent que la masse est répartiede façon homogène et donnent une massevolumique égale à 2670 ± 30 kilogrammespar mètre cube.

Vue schématique de la sonde NEAR, indiquant les différents instruments de mesure : magnétomètre (enhaut), et de gauche à droite : caméra visible (vert), spectromètre infrarouge (ocre), télémètre laser (rouge),spectromètre à rayons X et à rayons gamma (violet). (crédit : NASA)


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de montrer que le régolite de chondritesordinaires rendait bien compte desobservations infrarouges en réflexion.Ces résultats sont très importants : c’estla première fois qu’une filiation entre unastéroïde et des météorites est effectuéede manière aussi fiable !

La structure interne d’Eros

Les mesures gravimétriques indiquentque l’objet dans son volume possède unemasse volumique homogène, ce qui estcohérent avec un corps parent de chon-drites, c’est-à-dire non différencié.Néanmoins, la masse volumique, 2 670kilogrammes par mètre cube, est infé-rieure à celle des chondrites ordinaires,3 400 kilogrammes par mètre cube. Cettedifférence s’interprète par la présence devide à l’intérieur de l’objet. La porosité,rapport du volume des vides sur le volu-me total, est estimée approximativementà presque 30 %. C’est une valeur énorme !

Comment explique-t-on une porositéaussi forte ? Par les chocs. Les chocs ontconstitué un événement banal dans lejeune système solaire, en raison du grandnombre de planétésimaux en orbiteinstable. Les astéroïdes se mouvaientavec des vitesses orbitales importantes,bien supérieures à 3 600 kilomètres à

l’heure. Leurs collisions mutuelles enga-geaient des énergies tellement fortesqu’elles fracturaient facilement cespetits objets. La mémoire de ces événe-ments a été conservée dans les météo-rites : l’effet des ondes de choc s’observesous forme d’altération de la structuredes minéraux, et parmi les chondritesordinaires, plus de 60 % sont desbrèches, c’est-à-dire qu’elles sont com-posées de roches d’origines différentesassemblées à la suite du choc.

Globalement, plus un astéroïde a étéchoqué, plus il contient de vide. Dans lescas extrêmes, il se désagrège et peut, soitse scinder en fragments épars, soit for-mer un mini-système (comme Fiona) ouun astéroïde principal avec un petit « satellite ». Dans la majorité des cas, levide n’est pas visible de l’extérieur. Lesobjets très poreux (au-delà de 30 %) peu-vent être considérés comme un assem-blage de fragments maintenus par lesforces gravitationnelles. On découvrequ’Eros est un cas limite. Ces remarquesont des conséquences importantes. Afind’éloigner le danger lié à l’impact d’ungéocroiseur, il a été proposé de recourir àdes missiles nucléaires. Une telle straté-gie sera probablement peu efficace surdes objets déjà morcelés, et il faudra semontrer un peu plus imaginatif !

433 Eros


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Gauche : surface d’Eros révélée par la caméra MIS de la sonde NEAR. On observe la présence du régolite et denombreux cratères aux contours émoussés par l’érosion spatiale (vent solaire et bombardement micromé-téoritique). Droite : un pas d’astronaute sur la surface lunaire révélant la présence d’un régolite. Bien que lacomposition des roches de surface ne soit pas identique entre le Lune et Eros, une planétologie comparéeentre les deux objets est intéressante. (crédit : NASA)

Illustration de l’effet des chocs sur la structure interne d’un astéroïde. De gauche à droite : objet nonfracturé ; objet fracturé ; objet fortement fracturé mais cohérent ; objet en « pile de gravas » (en anglais « rubble pile ») (d’après Wilkinson et al. 2002 Icarus 155).


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Les processus de formation du systèmesolaire sont aujourd’hui assez bien com-pris dans leurs grandes lignes. Nousavons tous l’image d’un disque secondensant en tournant autour d’uneétoile, un peu à l’image d’une galette. Laréalité est un peu plus complexe.

Bêta Pictoris

Le phénomène « Véga » désigne une étoi-le présentant un excès d’émission infra-rouge, à l’instar de l’étoile Véga. Cetexcès est interprété généralementcomme la signature de la présence depoussières dans le voisinage de l’étoile.L’étoile Bêta Pictoris est l’étoile qui pré-sente l’effet Véga le plus marqué, et c’estla première étoile autour de laquelle undisque de poussières a été observé, dès1984, par le satellite IRAS. Il est vu par latranche. Nous savons aujourd’hui qu’ils’étend sur plus de 1000 unités astrono-miques et présente un espace vide au

centre sur environ 25 unités astrono-miques. La présence de silicates a claire-ment été établie par spectroscopie. Lataille des grains semble varier de 1 micro-mètre à 1 millimètre au moins. La présen-ce de grains plus gros, et a fortiori decorps plus volumineux ne peut pas êtreétablie par l’étude directe de la lumièrenous provenant, ces objets ne partici-pant pas à la diffusion de la lumière.

Ce disque apparaît encore aujourd’huicomme un cas unique. Néanmoins, sadétection a été facilitée par des condi-tions favorables : faible distance del’étoile et orientation du disque. Bien quenous ne connaissions pas aujourd’huid’autre disque comparable, cette étoilen’est peut-être pas unique. Quoi qu’il ensoit, il est tentant de faire le lien entre cedisque et un système planétaire en for-mation, la nébuleuse proto-planétairepassant par ce stade lors de son effon-drement.

Disques protoplanétairesI-4

Asymétries imputables à la présence de planètes

Le disque de gaz n’est pas visible directement. Il se manifeste sur le spectre de l’étoile,dont des modifications ont été observées sur des échelles de temps relativement brèves,de l’ordre de la journée. Les raies présentent des décalages dus à un mouvement de chutevers l’étoile à des vitesses pouvant atteindre plusieurs centaines de kilomètres par secon-de. Ceci est attribué à la présence de petits corps tombant sur l’étoile, et s’évaporant àson approche. Ces objets, dénommés FEB (de l’anglais Falling Evaporating Bodies, pourcorps s’évaporant en tombant) seraient similaires en taille et en composition à des noyauxcométaires. Cela pose une question : Pourquoi ces corps sont-ils précipités en perma-nence vers l’étoile ? Une explication possible et raisonnable est la présence d’au moinsune planète.


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Les difficultés liées à l’observation

La présence de disques proto-planétairesautour d’étoiles jeunes (étoiles T-Tauri)est suspectée depuis longtemps. Enrevanche, la détection d’un disqueautour d’une étoile plus évoluée(séquence principale) a été plus tardive,car ces observations sont très délicates.La lumière provenant de l’étoile est bienplus intense que celle diffusée par ledisque, et il faut donc masquer l’étoile.C’est le principe du coronographe.Néanmoins, pour des longueurs d’ondede l’ordre de 10 micromètres (infrarouge),l’étoile est aussi lumineuse que ledisque. L’image peut donc être faitedirectement.

La structure du disque

Le disque de poussières de Bêta Pictorisprésente des asymétries de plusieursnatures. Une branche de ce disque estplus longue, plus brillante et moinsépaisse que l’autre. Le disque estconstamment régénéré par des corpsplus gros.

Des comètes et des planètes ?

L’étude spectroscopique du gaz contenudans le disque de Bêta Pictoris démontrela présence de monoxyde de carbone etl’absence de dihydrogène. Cela pose unproblème. La molécule de monoxyde decarbone est très fragile. Elle est facile-ment détruite par le rayonnement stel-laire. Seule la présence de grandes quan-tités de dihydrogène peut préserver cettemolécule, comme c’est le cas dans lesnuages interstellaires. La présence de

grandes quantités de monoxyde de car-bone ne peut donc résulter que de l’exis-tence de sources alimentant le disque enpermanence. Nous savons que lescomètes contiennent cette molécule,outre la glace d’eau et les poussières. Laprésence de monoxyde de carbone etl’absence de dihydrogène semblent doncconforter l’idée de l’existence de FEB.

Une autre particularité géométrique dudisque de poussières de Bêta Pictoris estun gauchissement. Concrètement, leplan moyen de la partie interne dudisque, jusqu’à environ 50 UA, est légère-ment incliné par rapport au plan moyendu reste du disque. La présence d’une ouplusieurs planètes peut expliquer cechangement d’inclinaison. La présencede planètes peut également expliquer levide au centre du disque. Néanmoins, ilfaut rester encore prudent. Bêta Pictorisfait toujours l’objet de recherchesintenses, en observation et en modélisa-tion.

Le disque de Bêta Pictoris. Onremarque le gauchissement dudisque (changement de l’orientationdu plan du disque avec la distance àl’étoile). (crédit : ESO)


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Représentativité de BêtaPictoris et des autres disquesobservés

L’effet Vega, signant la présence d’undisque de poussières autour d’une étoilepourrait concerner un grand nombred’étoiles de la séquence principale ! Parailleurs, d’autres disques de poussièreset de gaz ont été détectés autourd’étoiles. Par exemple, l’étoile HR 4796présente elle aussi un disque, dont lapartie centrale est vide. De nombreusesétoiles montrent des chutes de gaz, simi-laires aux FEB de Bêta Pictoris.

Les données manquent encore pourconclure quant à la représentativité dessystèmes observés, mais un point doitêtre souligné. Il était admis il y a encore

quelques décennies qu’on ne pourraitjamais contraindre par l’observation lesmodèles de formation du système solaire.Aujourd’hui, nous savons qu’il est tech-niquement possible d’observer dessystèmes planétaires en formation.

Disques protoplanétaires

Le disque de l’étoile HD 100546. (crédit : ESO)


Chapitre 2

Le Soleil


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L’histoire du Soleil

Le Soleil ne constitue peut-être pas unobjet exotique dans l’univers, même sides travaux récents montrent qu’il esttrès difficile de lui trouver un frèrejumeau parfait. On estime à cent mil-liards le nombre d’étoiles dans notregalaxie, la Voie Lactée. En plus de la VoieLactée et la nébuleuse d’Andromède, le « Groupe Local » est formé d’une trentai-ne de galaxies plus petites. Des estima-tions récentes indiquent en outrequ’hors des galaxies se retrouvent desétoiles isolées, qui pourraient constituerjusqu’à un cinquième de leur nombretotal.

Comment le Soleil s’est-il créé ?

Le Soleil est une étoile parmi d’autres,formée comme toutes à partir d’hydrogè-ne et d’hélium présents dès le début denotre univers actuel. Le processus quimène du nuage de gaz à l’étoile est pilo-té par la gravité : une zone plus dense del’espace attire à elle la matière environ-nante avec pour effet de faire croître ladensité de cette zone, sa masse et doncson attraction gravitationnelle. Lorsd’une première étape, la masse volu-mique locale augmente jusqu’à unevaleur proche de celle de l’eau. Quatreeffets se conjuguent alors, avec des effi-cacités variables, mais qui tous contri-buent à augmenter la température : lescollisions, la pression gravitationnelle, leréchauffement par le rayonnement desautres étoiles et enfin un chauffage dû àla dissociation des molécules d’hydrogè-

ne en atomes. La température croît jus-qu’à environ 100 000 K en 100 000 anspuis, en une quinzaine de millions d’an-nées, dépasse dix millions de degrés. Lapression gravitationnelle est alors si éle-vée que les noyaux d’hydrogène, sur-montant les forces électrostatiques quiles repoussent, se rapprochent les unsdes autres. Des protons vont fusionner etformer des noyaux à quatre nucléons :l’hélium. C’est la fusion nucléaire. Unnoyau d’hélium est plus léger que quatrenoyaux d’hydrogène : la différence demasse s’est transformée en énergie. On acréé une étoile. Ces réactions de fusionnucléaire fournissent à l’étoile l’énergiequi la fait briller et qui, en créant unepression interne qui s’oppose à la gravi-tation, empêche la contraction de sepoursuivre. L’astre s’installe dans unnouvel état stationnaire : son rayon etson débit d’énergie demeurent pratique-ment constants, sa couleur ne changepas. Il est entré dans la phase qui estcelle de notre Soleil, celle de 80 % desétoiles observables dans le ciel, laséquence principale. Elle a commencé il ya 4,6 milliards d’années pour le Soleil, etdurera encore environ 5 milliards d’an-nées.

À ce moment-là, l’hydrogène ne consti-tuera plus que 5 % de la matière du cœuret l’énergie interne du Soleil issue de lacombustion nucléaire ne suffira plus àcompenser la force de gravité qui tend àle faire s’effondrer sur lui-même. Lacontraction reprendra le dessus. Lorsquela température au centre dépassera 100millions de degrés, une nouvelle réactionnucléaire sera possible : celle qui

2. Le soleil


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imbrique des noyaux d’hélium pour for-mer du carbone puis de l’oxygène. Maisle Soleil, trop peu massif, ne pourra pascontenir l’énergie dégagée : il gonflerad’un facteur 100, devenant une géanterouge, comme Antarès dans le Scorpion,ou Beltégeuse dans Orion. Ce sera la findu système solaire. La matière produitepar le réacteur de fusion nucléaire s’éva-cuera dans l’espace, en une couronneque l’on appelle nébuleuse planétaire,centrée sur d’un résidu chaud, une naineblanche, d’un volume comparable à celuide la Terre, qui luira faiblement avant des’éteindre.

Les étoiles plus massives, de l’ordre de dixà douze masses solaires, peuvent conti-nuer le cycle de fabrication d’éléments deplus en plus lourds, allant jusqu’au fer.Leur explosion, qui les transforme ensupernova, permet probablement defabriquer des atomes plus lourds encore,et propulse l’ensemble des éléments éla-borés dans l’espace. Ainsi, presque toutela matière dont sont faites les planètestelluriques de notre système solaire(Mercure, Vénus, Terre, Mars) est issue desrestes d’une supernova antérieure.

Carte d’identité

Le Soleil est une étoile de taille moyenne.Son diamètre équatorial est de 1 392 000kilomètres, soit 109 fois celui de la Terre.Sa masse de deux mille milliards de mil-liards de milliards (2 1029) de kilo-grammes représente à elle seule 99,97 %de celle du système solaire. Sa massevolumique moyenne est de 1 400 kilo-grammes par mètre cube, environ unquart de celle de la Terre.

Au plus profond du Soleil, le four nucléai-re occupe une sphère de 200 000 kilo-mètres de rayon où est concentrée 50 à70 % de la masse totale de l’étoile.L’hydrogène s’y transforme en hélium parfusion nucléaire. Chaque seconde,700 milliards (7 1011) de kilogrammesd’hydrogène se transforment en695,7 milliards de kilogrammes d’hélium.La différence de masse – 4,3 milliards dekilogrammes — se transforme en énergie- 38,7 1025 joules. C’est équivalent à 26 mille milliards de fois la consomma-tion énergétique mondiale dans le mêmetemps.

L’énergie produite dans le four nucléairesous forme de rayonnement doit traver-ser diverses couches avant de pouvoirvoyager dans l’espace. La première, lazone radiative, s’étend d’environ 0,3 à0,8 rayon solaire. La concentration (c’est-à-dire le nombre de particules par unitéde volume) y décroît d’un facteur milleenviron depuis sa face interne (vers lecentre du Soleil) vers sa face externe. Larotation de cette zone est probablementrigide, c’est-à-dire qu’elle tourne d’unbloc. Entre la moitié et un tiers de lamasse totale du Soleil est incluse danscette zone radiative, avec une tempéra-ture qui décroît de 8 à 1,3 millions dedegrés.

Au terme de ce périple, les photonsdébouchent sur une zone agitée, la zoneconvective, dans laquelle protons et élec-trons tourbillonnent. La convection cor-respond à un mouvement de brassage dela matière : du gaz chaud monte, serefroidit en cédant son énergie auxcouches superficielles de l’atmosphère


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solaire avant de redescendre. Ainsi, dansla région externe de la zone convective, àla surface du Soleil, la température n’estplus que d’environ 6 000 degrés Celsius.

Les énergies solaires

Le rayonnement solaire s’échappe decette surface, qu’on appelle la photo-sphère. Le rayonnement visible du Soleilest certainement ce qui nous en est leplus familier. Cependant, le rayonnementglobal s’étend sur une large gamme delongueurs d’ondes. Dans le visible, lemaximum d’intensité se trouve dans lebleu-vert. C’est le mélange de toutes lescouleurs, ainsi que le filtrage d’une par-tie du rayonnement par l’atmosphèreterrestre, qui donnent son aspect jauneau Soleil. Les grandes longueurs d’ondes,comme les ondes radios, sont peu éner-gétiques. Les petites longueurs d’ondes,l’ultraviolet, l’extrême ultraviolet, lerayonnement X ou les rayons gammas,sont au contraire très énergétiques. Or, siles intensités des rayonnements visibleset infrarouges solaires sont relativementstables, celles des autres gammes de lon-gueurs d’ondes sont très variables. Ellespeuvent être multipliées par des facteurs20 lors de phénomènes éruptifs sur deséchelles de temps de l’ordre de la minu-te, ou varier d’un facteur 2 sur des cyclesrelativement réguliers de l’ordre de ladizaine d’années. D’autres variationsenfin, pourraient être de l’ordre de deuxsiècles.

Outre le rayonnement, un flux perma-nent de particules issues de la zone

convective s’échappe de la photosphère.Baptisé « vent solaire » par Parker dansles années 50, il est composé d’électronset d’ions, la somme étant électrique-ment neutre. Parmi ces derniers, près de95 % sont des ions hydrogènes (les pro-tons), et près de 5 % sont des ionshélium. Le reliquat est composé de tracesd’autres ions plus lourds. Dans le plan del’écliptique, au niveau de l’orbite de laTerre, la vitesse moyenne du vent solaireest de 370 kilomètres par seconde et saconcentration moyenne d’environ 5 ionset 5 électrons par centimètre cube :chaque seconde, à peu près 400 millionsde particules traversent chaque centi-mètre carré à cette distance. Cependant,concentration et vitesse peuvent variersur les mêmes échelles de temps que lerayonnement.

L’atmosphère solaire

En s’élevant depuis la surface solaire versl’espace, la température décroît d’envi-ron 1000 degrés sur une épaisseurmoyenne de 500 kilomètres. Au-delàcommence l’atmosphère du Soleil. Surune épaisseur d’environ 1 500 kilomètres,la chromosphère est une zone de crois-sance de la température. Sur cette faibledistance, les électrons sont chauffésd’environ 5 000 à 10 000 degrés. L’originede ce chauffage est bien sûr le rayonne-ment photosphérique, mais aussi unesource magnétique encore mal comprise.

À partir de la chromosphère, l’atmosphè-re solaire devenue encore plus chaudes’appelle la couronne solaire. C’est elle

2. Le soleil


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qui brille suffisamment pour être vuelors des éclipses totales. Pourtant, l’aug-mentation de température dans la chro-mosphère n’a rien de spectaculaire :environ trois degrés par kilomètre. Onn’en dira pas autant de ce qui va suivre …

Au-dessus de la chromosphère, sans quel’on ait encore bien compris par quelmécanisme, la température électroniquepasse brutalement de dix mille degrés àcent mille degrés en l’espace de quelquesdizaines de kilomètres, soit une augmen-tation de plus de mille degrés par kilo-mètre ! Puis, sur une quinzaine de mil-liers de kilomètres, elle continue àcroître, pour atteindre plus d’un millionde degrés, soit encore une augmentationd’environ soixante-dix degrés par kilo-mètre.

Une étoile en mouvement

Le Soleil tourne sur lui-même. Son axe derotation est grossièrement perpendicu-laire au plan dans lequel la Terre tourneautour du Soleil (le plan de l’écliptique),et permet de définir un pôle nord et unpôle sud géographiques. Par convention,ceux-ci sont en vis-à-vis des pôles nordet sud de la Terre. Il en va de même del’est et de l’ouest solaire.

La rotation possède des caractéristiquessurprenantes. Il nous paraît tout à faitnaturel qu’une journée ait la mêmedurée au nord et au sud de la France, enNorvège et en Afrique, dans une fosseocéanique ou au sommet d’une mon-tagne. C’est parce que toute la Terre tour-ne d’un seul bloc, de façon rigide : un

observateur au sommet d’une montagnene voit pas les autres sommets se dépla-cer plus ou moins vite autour de lui, dis-paraître ou apparaître sur sa ligne d’hori-zon selon qu’ils sont plus ou moins basen latitude. Il n’en va pas de même sur leSoleil. Si l’expérience était possible, unobservateur à la surface près du pôle ver-rait la matière équatoriale le dépasseravec une vitesse de cinq mille kilomètresà l’heure.

En même temps que le Soleil tourne, lamatière qui se trouve à l’équateur dérivevers les pôles à une vitesse relativementlente : environ 80 kilomètres par heure.Le flux de retour de la matière depuis lespôles vers l’équateur devrait se trouver àune profondeur de 200 000 kilomètres(cette hypothèse reste à confirmer). Iltransporterait la matière environ dix foisplus lentement qu’en surface. Ainsi, le

Photographié par le télescope EIT à borddu satellite SOHO, le Soleil révèle desstructures étonnantes et diverses. (crédit : EIT SOHO, ESA-NASA)


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cycle complet qui amène une particuledepuis la surface de l’équateur solairejusqu’à un pôle, puis retour par l’inté-rieur du Soleil durerait plus de vingt ans.

Une étoile magnétisée

Le Soleil possède un champ magnétiqued’une intensité moyenne environ deuxfois plus élevée que celle de notre Terre.Où trouve-t-il son origine ? Proba-blement à l’interface entre zones radiati-ve et convective, où existe une zone defriction de particules chargées qui créedes courants électriques. On l’appelle latachocline. Le flux de matière qui sedirige de l’équateur vers les pôles à lasurface et des pôles vers l’équateur enprofondeur contribue très probablementà l’établissement de ce champ magné-tique et à ses variations temporelles.

Sur notre planète cependant, noussommes accoutumés à nos deux pôlesmagnétiques, le pôle nord et le pôle sud.En est-il de même sur le Soleil ? Oui, maisd’une façon curieuse : ce champ changeen environ cinq ans d’un état à deuxpôles à une configuration où des pôlesmultiples sont présents, puis dans les 5 à6 années suivantes, retourne à la confi-guration à deux pôles, mais avec uneinversion du sud et du nord magné-tiques. Un tel cycle dure 11 ans. Le cycleactuel, le 23e depuis qu’ils sont comptés,a connu son inversion de champ enfévrier 2001. La configuration à deuxpôles caractérise un Soleil dans un état « calme ». Entre le début et la fin du cycle,le Soleil passe dans un état appelé

« actif », dont nous allons montrer lescaractéristiques.

Lorsque la configuration magnétique estcomplexe, les flux de radiation examinésci-dessus, et le vent solaire, sont plusintenses. En début de cycle, alors que laconfiguration magnétique est encoreproche des deux pôles, des tachessombres apparaissent à la surface duSoleil. En réalité, elles ne sont sombresque par contraste avec leur environne-ment. On constate qu’elles ont un rayon-nement encore lumineux. Leur durée devie est de quelques jours à quelquesdizaines de jours. À mesure que l’activitésolaire croît, leur nombre augmente.Dans ces taches, le champ magnétiqueest jusqu’à un millier de fois plus élevéqu’à la surface du Soleil et la températu-re décroît de 6 000 degrés Celsius à 4 200 degrés Celsius environ.

Corrélativement, des phénomènes vio-lents, sporadiques, éjectent de la matièreénergétique rapide. Ce sont des érup-tions issues d’arcs pouvant atteindre unequarantaine de fois le diamètre de laTerre, ou des éjections de masse corona-le plus haut dans la couronne solaire.Éruptions, éjections de masse coronalesou taches solaires sont les effets, ou lestémoins de la variabilité magnétique duSoleil et non sa cause.

Les grandes questions…

Beaucoup de choses ont été comprisessur la physique solaire grâce au lance-ment du satellite SOHO (Agence Spatiale

2. Le soleil


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Européenne/NASA) en 1995. Mais denombreuses questions restent encoresans réponse.

La plus surprenante est peut-être égale-ment la plus simple : les étoiles sont-elles toutes sphériques ? Des modèles,mais également des observations préli-minaires, montrent que des étoiles apla-ties aux pôles sont tout à fait viables. Laquestion est : aplaties jusqu’où ? Lespôles peuvent-ils être creux ? Bombés ?

Il existe bien des interrogations liées auchamp magnétique solaire. Son origineprécise est à confirmer. La tachocline estune hypothèse qui permet de reproduireun certain nombre d’observations, maisexiste-t-elle réellement ? Ce champ génè-re des cycles. Mais pourquoi les cycles secaractérisent-ils à la fois par l’apparitionet la disparition de taches, d’événementséruptifs, de migration des pôles magné-

tiques ? Leur durée de onze ans est-ellepermanente ou varie-t-elle au cours de lavie du Soleil ? Des observations récentessemblent montrer une ovalisation duSoleil en période active, comme si lespôles s’écartaient du centre du Soleil. Cephénomène reste à confirmer, et s’ils’avère réel, à expliquer.

Des questions plus fondamentales enco-re ne reçoivent pas de réponse à l’heureactuelle. Ainsi en va-t-il de la taille duSoleil. Nous ne sommes pas capables dedire avec certitude si elle varie et com-ment elle varie. Avec des cycles ? Defaçon continue ? Plusieurs théories exis-tent, dont certaines permettraient d’ex-pliquer le réchauffement global de laTerre par ce seul paramètre astrono-mique. On voit là à quel point la phy-sique solaire peut avoir un impact énor-me sur nos sociétés !

Spectaculaire éjectionde masse coronalevue par le corono-graphe LASCO à bordde SOHO. La taille duSoleil est figurée parun rond blanc. (crédit :LASCO – SOHO, ESA-NASA)


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La composition du Soleil

De quoi notre étoile est-elle constituée ?De la matière de l’univers primordial(hydrogène et hélium) présente lors de sacréation bien sûr. Mais pas seulement.On trouve en son intérieur des atomesplus lourds, fabriqués dans des étoilesplus anciennes qui ont explosé en super-nova et distribué leur matière dans l’es-pace. Ainsi, à l’intérieur du Soleil lui-même, on trouve 93,9600 % d’hydrogèneet 5,9190 % d’hélium, mais aussi0,0648 % d’oxygène, 0,0395 % de carbo-ne, atomes essentiels pour la chimie dela vie, ou encore 0,0030 % de fer…

En raison des températures élevées, ceséléments sont dissociés en ions et élec-trons. Un tel mélange dans lequel descharges électriques se meuvent relative-ment librement s’appelle un plasma (voirglossaire). Sa grande nouveauté, par rap-port à la matière courante, est qu’il estsensible à la présence d’un champ élec-tromagnétique, et que son mouvementgénère en retour un champ électroma-gnétique propre.

Le cœur nucléaire

Le noyau le plus profond du Soleil, sur unrayon d’environ 200 000 kilomètres,s’appelle le cœur. Sa température aucentre est de l’ordre de 15,6 millions dedegrés et la pression de l’ordre de 220milliards de fois la pression atmosphé-rique sur Terre. À la frontière de cettesphère, la température n’est plus « que »de 8 millions de degrés, et la pressiond’environ 30 milliards d’atmosphères.C’est le lieu de production de l’énergiesolaire par transformation d’hydrogène

en hélium à travers deux cycles de réac-tions de fusion nucléaire qui mettent enœuvre d’autres atomes que ceux d’hy-drogène. L’hélium qui en résulte est plusléger que les quatre noyaux d’hydrogènedont il est issu. La différence de masse setransforme en énergie. Le Soleil perdenviron 4,2 millions de tonnes par secon-de. Mais pas d’inquiétude ! Depuis sanaissance il y a 4,6 milliards d’années, ilne s’est allégé que de 0,3 % de sa masseinitiale. De 50 à 70 % de la masse totalede l’étoile est concentrée dans ce volumele plus intérieur.

La zone radiative

L’énergie produite dans le four nucléairedoit traverser diverses couches avant depouvoir voyager dans l’espace. Elle le faitessentiellement sous forme de particulesappelées photons, et qui nous sont fami-lières puisque nous en percevons cer-tains sous forme de lumière. La premièrecouche, la zone radiative, s’étend d’envi-ron 0,3 à 0,8 rayon solaire. La densitén’est pas assez élevée pour que des réac-tions nucléaires se déclenchent, mais lagravité est encore trop forte pour per-mettre aux atomes de se déplacer. C’estpourquoi sa rotation est probablementrigide, c’est-à-dire qu’elle tourne d’unbloc. Entre le tiers et la moitié de lamasse totale du Soleil y est incluse, avecune pression qui décroît du centre versl’extérieur d’environ 30 milliards à 6 mil-lions d’atmosphères, et une températurequi décroît de 8 à 1,3 millions de degrés.La concentration (toujours essentielle-ment d’hydrogène et d’hélium) y décroîtde 1,4 1031 à 1,7 1028 atomes par mètrecube depuis sa face interne (vers le centredu Soleil) vers sa face externe. Il faut plu-

L’intérieur du Soleil : une première vision statiqueII-1


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sieurs millions d’années à l’énergietransportée par les photons pour en sor-tir : certains sont absorbés, d’autres sontréémis, et ce un grand nombre de fois.

La zone convective

Au terme de ce long périple, les photonsdébouchent sur une zone agitée, la zoneconvective, dans laquelle protons et élec-trons tourbillonnent un peu à l’imaged’une soupe épaisse en perpétuelle ébul-lition : du gaz chaud monte, se refroiditen cédant son énergie aux couchessuperficielles de l’atmosphère solaireavant de redescendre. La raison est sim-plement l’éloignement au centre duSoleil : la gravité n’est plus assez élevéepour maintenir la matière sous uneforme compactée. Dans la région externede la zone convective, à la surface duSoleil, la température n’est plus qued’environ 6 000 degrés. Vue de la Terre,les bulles qui montent sont plusbrillantes, parce que plus chaudes, queles bulles qui descendent. Les cellulesdessinées ressemblent à des grains de

riz. On les appelle pour cette raison desgranulations. Le diamètre moyen d’unegranulation est 1200 kilomètres, et ladistance entre les centres des granulesest en moyenne de 1 500 kilomètres. Enmoyenne, une granulation persiste18 minutes, et s’élève à une altitude d’en-viron 200 kilomètres de la surface.

La tachocline

La zone radiative possède une rotationrigide, de l’ordre de 29 jours. La zoneconvective, elle, possède une rotationcomplexe, fluide, avec des différences àla fois en fonction de la latitude et de laprofondeur. Il semble naturel qu’à l’inter-face existe une zone de friction. La fric-tion dans ce cas met en jeu des plasmas,où les particules sont électrisées. Elleproduit des courants électriques qui, àleur tour, génèrent un champ magné-tique à grande échelle. C’est dans cettezone, appelée la tachocline, que lechamp magnétique de notre étoile trou-ve son origine.

Coupe schématique du Soleil. (crédit : S. Koutchmy, IAP, Paris)


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La photosphère

Après leur long périple à l’intérieur duSoleil, les photons, ces grains de lumièrecomme on les appelle parfois, émergentdans le vide interplanétaire. La surfacedepuis laquelle ils s’échappent s’appellela photosphère, littéralement la « sphèredes photons ». C’est elle que nousvoyons. C’est elle que nous pensonsconnaître. En est-on si sûrs ?

La photosphère est une surface dyna-mique, de laquelle s’élèvent des bullesplus ou moins grosses de matière chau-de, les granulations ou les supergranula-tions avec des rythmes propres. Ellesmontent, elles descendent, montent,descendent. Si leur durée de vie varie de18 minutes en moyenne pour les granula-tions à 20 heures en moyenne pour lessupergranulations, le mouvement ascen-dant et descendant se fait avec unepériode globale de 5 minutes : sur cetemps-là, le nombre de bulles qui nais-sent est le même que le nombre de bullesqui disparaissent. Cette mesure est l’undes tout premiers résultats d’unebranche de l’astrophysique appelée sis-mologie solaire, discipline qui s’est avé-rée l’une des plus fécondes des dernièresannées. En effet, elle s’est attachée àexpliquer certaines oscillations du Soleil,telles ces 5 minutes, en imaginant desondes se propageant à l’intérieur del’étoile. Selon les paramètres du milieutraversé, on obtient des trajectoires, desatténuations différentes. Grâce au calcul,à la modélisation physique, l’observationde l’enveloppe renseigne alors sur l’inté-rieur !

Le spectre solaire

Quel rayonnement s’échappe de la pho-tosphère ? Un rayonnement qui a mis desmillions d’années à sortir de l’étoile, quia été absorbé, réémis d’innombrablesfois et qui, au gré des collisions, a élargiconsidérablement son spectre. La plusgrande partie se trouve dans la partievisible. La couleur la plus intense est lebleu vert, mais comme toutes les cou-leurs cohabitent, leur mélange donnentce jaune brillant auquel nous sommeshabitués et qui ne change guère, aucours du temps : l’énergie contenue danscette partie visible du spectre varie pro-bablement de moins de 0,4 %. Cettevariation n’est pas anodine : elle est àl’origine de phénomènes climatiques surla Terre, tel que le petit âge glaciaire de1550 à 1750, qui connaît des hivers sifroids que les principales rivières fran-çaises gèlent. Paris en garde une trace,par le nom de la rue de la Glacière dans le13e arrondissement.

Nous connaissons d’autres rayonne-ments que le visible. Par exemple, nousutilisons la radio et la télévision, dont lesignal hertzien est porté par des ondes « radios ». Celles-ci ne nous gênent enrien dans notre vie courante, et font surnotre peau le même effet que celui durayonnement d’une lampe électrique :ces ondes sont dites de faible énergie.Autre exemple : exposés au Soleil, nousbronzons (ou prenons des coups deSoleil). Nous avons tous entendu direqu’il s’agissait de l’effet de l’ultraviolet,dont il faut se protéger. Ces ondes-làsont dites énergétiques.

La photosphère comme source de rayonnementII-2


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Le Soleil émet les unes et les autres. Lerayonnement radio est émis en réalitéplus haut que la photosphère.L’ultraviolet n’est qu’une partie durayonnement énergétique. Le Soleil émetégalement des ondes de plus en plusénergétiques, l’extrême ultraviolet, lerayonnement X, puis gamma (fiche II-4).Que ce soit du côté des ondes radio ou del’ultraviolet, la quantité de photons émisest faible, et le flux d’énergie qui y estrassemblé ne représente guère plus de 1pour dix millions (ou encore 0,00001 %)de l’énergie globale émise. Mais unaspect très étonnant de ces rayonne-ments est qu’ils varient dans le temps.De façon relativement régulière toutd’abord : le Soleil en émet peu puis, enl’espace d’environ cinq ans et demi, l’in-tensité de ces rayonnements est multi-

pliée par une dizaine pour diminuerensuite et revenir à l’état de départ. Cettecrue et cette décrue sont les témoinsd’un « cycle solaire » ou « cycle deSchwabe », historiquement découvert aumoyen des taches solaires (fiche II-5).

Si nous comptons la puissance totalerayonnée par le Soleil, tous rayonne-ments confondus, nous arrivons à unordre de 4 1026 watts (soit environ 260 millions de watts par mètre carré desurface solaire) dont la Terre ne reçoit au-dessus des nuages que 1,743 1017 watts ouencore 1367 watts sur une surface d’unmètre carré perpendiculaire au Soleil. Cedernier nombre est aussi appelé constan-te solaire, en dépit du fait qu’il n’est pro-bablement pas aussi constant qu’on sel’imaginait il y a quelques années encore.

Vénus transite devant le Soleil, le 8 juin 2004. C’est la photosphère du Soleil qui estvisible sur cette photographie. (crédit : Alandji Bourakissima)


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Présentation du vent solaire

Le rayonnement visible n’est qu’une par-tie de tout le rayonnement solaire issu dela photosphère. Mais par ailleurs, la pho-tosphère est le lieu d’expulsion de matiè-re solaire, une évaporation permanentequi a reçu le joli nom de « vent solaire ».De quoi s’agit-il ?

La couche la plus externe de l’intérieursolaire, la « zone convective », est en per-pétuelle ébullition. Trop loin du centrepour être compactée par gravité, pasassez dense pour enclencher des réac-tions nucléaires, elle possède une fortedynamique. Or, la matière dont elle estcomposée est une matière ionisée, un « plasma ». Une de ses propriétés essen-tielle est sa sensibilité à la présence d’unchamp électromagnétique, ou sa capaci-té à générer par son mouvement unchamp électromagnétique propre. Lesocle de la zone convective s’appelle latachocline. Là, le plasma en mouvementfrotte sur la zone radiative compactée. Lànaît le champ magnétique solaire.

Chacun sait que l’eau qui boue projettedes gouttelettes au-dessus de la surface.Il en va de même sur le Soleil. Cependant,en raison de la nature de la matière solai-re, cette éjection a une origine qui diffè-re quelque peu de celle de l’eau bouillan-te, et est fortement liée à la présence duchamp magnétique. De surcroît, lamatière éjectée, elle-même ionisée, estporteuse de ce champ magnétique. Onpeut ainsi la qualifier indifféremment de

« vent solaire » ou de « champ magné-tique interplanétaire », selon les aspectsauxquels on s’intéresse.

Caractéristiques du vent solaire

La description précédente est celle d’unobservateur sur le Soleil. Pour un obser-vateur extérieur à l’étoile, se rajoute à cesmouvements de particules la rotationpropre du Soleil. Bien que l’origine soitélectromagnétique, l’effet est d’une cer-taine façon comparable à celui du mou-vement imprimé à l’eau expulsée d’unarrosoir de jardin rotatif : une fourmi surl’arrosoir verrait l’eau s’expulser toutdroit (radialement), mais le jardinier lavoit décrire une spirale. Vu de la Terre, lechamp magnétique interplanétaire neparaît donc pas arriver tout droit duSoleil, mais de sa bordure, d’où il vientfouetter l’environnement spatial en unegracieuse courbe.

Les caractéristiques moyennes du ventsolaire au niveau de la Terre sont unevitesse de 370 kilomètres par seconde etune concentration d’environ 5 millionsd’ions et autant d’électrons par mètrecube, c’est-à-dire un vide extrême !Cependant, la puissance transportée parces particules est de l’ordre de 10 000 watts par mètre carré de surfacesolaire, ce qui peut paraître faible en regardde la puissance rayonnée (fiche II-2).

Depuis 1995, un satellite de l’agence spa-tiale européenne (ESA) tourne autour duSoleil de pôle à pôle. Il s’appelle ULYSSES.

Le vent solaireII-3


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Ses mesures nous ont révélé deuxrégimes de vent solaire distincts. Entre20° sud et 20° nord de latitude hélio-sphérique (incluant donc le plan del’écliptique), le vent solaire s’écoule avecune vitesse moyenne de 370 kilomètrespar seconde, mais est sujette à de fortesvariations. Puis, en l’espace de moinsd’une dizaine de degrés, la vitesse aug-mente jusqu’à atteindre 750 kilomètrespar seconde (à la même distance, celle dela Terre au Soleil). Le régime devient alorsrapide, mais nettement moins perturbé.Ensuite, la vitesse croît doucement pourarriver, vers 80° de latitude à environ800 kilomètres par seconde. Mais cinqannées et demie plus tard, on constateque sur tout le pourtour du Soleil, lesdeux régimes de vent solaire, le « lent » etle « rapide » sont fortement intriqués. Lepremier cas est engendré par un état du

Soleil appelé « calme », le second par unétat « actif ». Il faut environ onze anspour revenir à une situation initiale, decalme à calme ou d’actif à actif. Onappelle cette période un « cycle solaire »,ou « cycle de Schwabe ».

En moyenne, le vent solaire fait perdre1014 kilogrammes au Soleil par jour, àpeine quatre fois mois que la masse per-due sous forme de rayonnement dans lesréactions nucléaires du cœur. Comme lamasse solaire est de 2 1030 kilogrammes,il faudrait plus de cinq cent milliards desiècles pour vider totalement notre étoi-le par ce biais, ce qui est bien supérieur àl’espérance de vie solaire, qui est de 5 milliards d’années. En définitive, lamasse éjectée sous forme de vent solaireest totalement négligeable pour le Soleil.

Bien des détails sont étonnantssur cette image prise par le téles-cope EIT à bord du satellite SOHO.Le Soleil y est photographié dansune seule longueur d’onde dansl’extrême ultraviolet, puis coloriséinformatiquement. Cette photo-graphie montre le Soleil àquelques milliers de kilomètresau-dessus de la photosphère.L’expulsion du vent solaire estbien visible partout autour del’étoile. (crédits : ESA – NASA)


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L’un des aspects les plus fascinants del’observation solaire est son atmosphère.Lors d’éclipses, elle est visible, mais saforme varie d’une éclipse à l’autre. Tantôtsphérique, tantôt aplatie le long del’équateur solaire, comme une soucoupevolante. Elle a reçue le nom de « couron-ne solaire », et tout ce qui s’y rapportereçoit naturellement le qualificatif de « coronal ».

La couronne solaire visible est l’atmo-sphère solaire éclairée par le rayonne-ment de la photosphère. Lorsque le Soleilest « calme », l’expansion de l’atmosphè-re est lente et dense dans les latitudeséquatoriales, mais moitié plus diffuse etde ce fait moins visible à haute latitude.Lorsque le Soleil est « actif », tous lesrégimes, rapide ou lent, se mélangent, etl’on distingue alors la couronne à toutesles latitudes. Mais dans tous les cas,cette couronne est si peu lumineusequ’elle est invisible si le Soleil n’est pasocculté.

L’occultation peut naturellement se fairelors d’éclipses par la Lune, dont le dia-mètre apparent coïncide avec celui duSoleil. Au début du XXe siècle, un astro-nome français, Lyot, eut l’idée de créerdes éclipses artificielles. Comment ? Enfixant au foyer de son télescope une pas-tille qui cache le Soleil. Pour éviter toutelumière parasite qui pourrait brûler lesoptiques fragiles, il fallait que la pastillesoit d’un diamètre bien supérieur au dia-mètre apparent du Soleil. Cet instruments’appelle un « coronographe ». Deuxd’entre eux sont opérationnels à bord

d’un satellite de l’ESA de la NASA, lesatellite SOHO, lancé en 1995 et dévolu àl’étude du Soleil. Ces coronographess’appellent LASCO (fiche VII-7).

Grâce aux coronographes, nous connais-sons à présent relativement bien lescaractéristiques physiques de la couron-ne solaire. Et la surprise la plus grandevient de la mesure de sa température.Certes, dans un premier temps, rien detrès étonnant : en s’élevant depuis laphotosphère vers l’espace, la températu-re décroît, passant de 6000 degrés sur laphotosphère à 5000 degrés vers 500 kilo-mètres d’altitude. Au-delà, sur uneépaisseur d’environ 1 500 kilomètres, lesélectrons sont chauffés jusqu’à environ6 000 degrés, ce qui correspond à environtrois degrés par kilomètre. La source dechauffage est bien sûr le rayonnementphotosphérique, mais aussi une interac-tion magnétique encore mal modélisée.L’hydrogène présent à ces altitudesrayonne faiblement une jolie couleurrose foncé, observée dès l’Antiquité, etqui a donné à cette couche le nom de « chromosphère ». Celle-ci n’est aujour-d’hui encore visible que lors d’éclipses,car les coronographes sont tenus de lacacher pour protéger les télescopes. Onpeut la voir sur la photographie de lafiche 1 du chapitre VIII.

C’est seulement à partir de la chromo-sphère que l’atmosphère solaire est bap-tisée « couronne solaire ». Or, en l’espa-ce de quelques dizaines de kilomètres, latempérature y passe brutalement de dixmille degrés à cent mille degrés, soit une

La couronne solaireII-4


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augmentation de plus de mille degréspar kilomètre ! Enfin, sur une quinzainede milliers de kilomètres, elle continue àcroître, pour atteindre plus d’un millionde degrés, soit une augmentation d’envi-ron soixante dix degrés par kilomètre.Cette région s’appelle la région de transi-tion. D’où vient ce chauffage insensé ?Plusieurs théories existent, aucune n’a

encore été totalement validée. Mais on ade très fortes présomptions : les mouve-ments de la photosphère pourraient êtreles coupables…

Au-delà commence ce qu’on peut appe-ler la haute atmosphère solaire, danslaquelle on peut tout à fait correctementconsidérer que baigne notre planète.

Sur cette image artificiellementrecolorisée, le Soleil est occultépar le coronographe LASCO. Lecercle blanc indique sa tailleapparente. Le trait sombre épaisà 7h30 est un artéfact de l’ins-trument. On distingue la cou-ronne solaire qui s’étend surplus d’une dizaine de rayonssolaires. Sur cet exceptionnelcliché, on voit également la pla-nète Mercure à droite du Soleil,et Jupiter à gauche. (crédit :LASCO – SOHO, ESA – NASA)

Cette photographie a été prise lorsde l’éclipse du Soleil par la Lune, le 11 août 1999. Au moment de la tota-lité, apparaît la couronne solaire. (crédit : Pierre Stadler)


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Les taches solaires

En observant la surface solaire au moyende télescopes, les astronomes ontconstaté dès 1610 la présence épisodiquede petites zones apparemment sombres,qu’ils ont appelées les taches solaires.L’observation régulière des taches a com-mencé au XVIIIe siècle et en 1848, l’astro-nome suisse J.R. Wolf introduisit uneméthode de comptage.

Les taches ont été les premiers témoinsobservés de ce que nous nommonsaujourd’hui l’activité solaire. Leur simpli-cité d’observation fait qu’on leur a accor-dé longtemps un statut particulier, celuide l’effet majeur, alors qu’elles ne sontqu’une partie du tableau complet, et uneffet d’une variation plus globale, celledu champ magnétique qui affecte leSoleil tout entier.

Les taches solaires semblent plussombres parce que leur température estenviron 2000° plus basse que la photo-sphère environnante : 4 000 degrés envi-ron contre 6 000 degrés autour. Ellesbrillent donc moins fort. Leur diamètrepeut excéder 300 000 kilomètres. Lechamp magnétique y est cent à cinqmille fois plus intense que celui environ-nant. Une tache grandit en quelquesjours, un groupe de taches peut persisterentre dix et cent jours. En raison de lafacilité avec laquelle on peut les obser-ver, il en existe un compte relativementprécis depuis 1610, c’est-à-dire l’inven-tion du télescope. Le comptage régulierdate, lui, du XVIIe siècle.

Comment évoluent-elles ? Il existe despériodes de maximum au cours des-quelles il peut y en avoir plus de 300, etdes périodes de minimum sans tache dutout. De 1645 à 1715, période englobant lerègne du roi Soleil, l’astre, le vrai, en étaitquasi exempt. On appelle cette phase le « minimum de Maunder ». D’autres mini-ma ont été observés, moins prononcéscependant : entre 1795 et 1830 (minimumde Dalton) et au début du XXe siècle.Lorsque le nombre de taches est faible, leSoleil est dit « calme ». Au contraire, lors-qu’il est élevé, le Soleil est dit en « pério-de active ».

Depuis environ 250 ans, le comporte-ment du nombre de taches semble relati-vement régulier. Si l’on part d’une pério-de sans tache, on observe après quelquesmois leur formation vers la latitude 45°Sud ou Nord. Puis la zone de formation serapproche de l’équateur au cours des dixà douze années qui suivent avant de dis-paraître de nouveau, avec un nombregraduellement de plus en plus élevé pen-dant la première moitié, puis de plus enplus faible. Ce cycle est appelé « cycle deSchwabe ». En 1995 a commencé le 23e cycle (on les date depuis la premièreobservation régulière en mars 1755). Lescycles 21, 22 et 23 ont été plus intensesque les cycles précédents.

Cela se complique si l’on considère lechamp magnétique à l’intérieur destaches solaires. Il évolue selon la « loi depolarité de Hale » : la polarité (sud ounord) des taches de tête dans l’un deshémisphères est l’opposée de la polarité

L’activité solaire non éruptiveII-5


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dans l’autre hémisphère. De surcroît, cespolarités s’inversent d’un cycle au cyclesuivant. D’un point de vue magnétique,le cycle solaire est donc de vingt-deuxans plutôt que de onze.

Un champ magnétique dynamique !

La polarité des taches n’est pas le seulindicateur magnétique de l’activité solai-re. En réalité, le champ magnétique solai-re tout entier possède un comportementmarqué par cette inversion : tantôt, lepôle magnétique nord pointe au nordgéographique du Soleil, et tantôt au sud.L’inversion se produit au maximum d’ac-tivité après un amenuisement graduel del’intensité magnétique au nord et au sudgéographiques, et l’apparition de mul-tiples pôles locaux au cours de la premiè-re moitié du cycle. Naturellement, le phé-nomène s’inverse dans la seconde moi-tié. La dernière inversion s’est produiteen février 2001, amenant le pôle nordmagnétique au sud géographique denotre étoile.

Un rayonnement en perpétuelle évolution

Le rayonnement évolue lui aussi avec lecycle de Schwabe. Peut-être pas l’en-

semble du rayonnement : la partie visiblesemble relativement stable. Savoir si ellel’est parfaitement est encore un sujet dediscussions passionnées dans le milieu dela recherche, et mérite des observationsapprofondies. En effet, une variationfaible du rayonnement visible suffirait àexpliquer le réchauffement global de laplanète. Cependant, vers les faibles lon-gueurs d’ondes (de l’ultraviolet jusqu’aurayonnement gamma) comme vers lesgrandes longueurs d’ondes (radio), l’in-tensité totale, tout en restant toujourstrès inférieure au rayonnement visible,peut varier d’un facteur dix au cours ducycle. Ces rayonnements deviennent denouveaux témoins de l’activité solaire.

Les trous coronaux

En outre, un troisième phénomène nonéruptif évolue au cours du cycle. Lesrayons X sont émis par les hautescouches de l’atmosphère solaire. Leurobservation montre presque systémati-quement de larges plages peu lumi-neuses, très mobiles, peu denses, plusfroides que la couronne (un à deux mil-lions de degrés dans un environnement àplusieurs millions de degrés), qui peuventcouvrir jusqu’à un tiers du Soleil. On lesappelle des trous coronaux. En périodecalme, ils sont essentiellement localisés

Cette photographie montre le Soleil le 29 octobre 2003, unepériode où il compte de nombreuses taches. Le groupe dansl’hémisphère sud contiendrait sans peine la planète Jupiter.(crédit : MDI – SOHO, ESA-NASA)


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aux pôles, et leur champ magnétique esttrès largement ouvert vers l’espace,constituant une porte de sortie du ventsolaire. En période active, ils sont frag-mentés dans l’ensemble de la couronnesolaire, comme des îlots dans un océan.Le vent solaire qui s’en évacue vapresque deux fois plus vite que le ventsolaire à l’entour. Il est appelé vent rapi-de (fiche II-3).

Lorsque les trous coronaux se dévelop-pent vers les basses latitudes, en périodesolaire active, du vent à 700 kilomètrespar seconde interagit avec du vent à unemoyenne de 370 kilomètres par seconde.Il le bouscule, dans la mesure du faible

nombre de collisions permises, s’y frotteet s’y ralentit, accélère l’autre. Des per-turbations s’y créent, et le bel ordonnan-cement du vent solaire éclate. Le champmagnétique lui aussi se met à varier, augré de la vitesse et de la direction desparticules.

Tous ces phénomènes évoluent avec lamême périodicité d’environ onze années.Ils ont pour source commune et uniqueles variations du champ magnétiquesolaire. La fiche IV-6 donne quelquesautres marques de l’activité solaire,peut-être plus spectaculaires encore : lesmanifestations éruptives…

L’activité solaire non éruptive

Le 14 juillet 2000, le Soleil est le sièged’une activité très importante. Lazone active dont on voit ici les tachessolaires a donné lieu à une éjection demasse coronale immédiatement sur-nommée « l’évènement de la prise dela Bastille ». (crédit : EIT – SOHO, ESA-NASA)


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Le 21 avril 2002, le satellite TRACE filme l’apparition d’une protubérance. Environ deux heures séparentcette image de l’émergence de cette boucle coronale. On voit la surface du Soleil surmontée d’unespirale dans laquelle des particules ionisées tournent autour d’une ligne de champ magnétique,excitant le gaz ambiant qui rayonne à son tour. (crédit : NASA)


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L’un des bouleversements que le satelliteSOHO (ESA-NASA) a apporté dans notrevision du Soleil est de nous avoir révélésa dynamique. La description faite dansles fiches II-1 et II-2 d’un intérieur encouches comparables à des pelures d’oi-gnons, et d’une atmosphère aux caracté-ristiques bien déterminées, reflète mal àquel point toutes les zones sont sou-mises à une activité dont les tempscaractéristiques s’étagent de quelquesminutes à plusieurs années. Les phéno-mènes éruptifs sont les plus spectacu-laires. Ils prennent leur source à l’inté-rieur du Soleil, et se manifestent danstoutes les couches externes.

Protubérances et éruptions

On distingue parfois des structureslongues et sombres, au-dessus du disquesolaire. Ces filaments s’élèvent depuisdes couches basses, plus froides, vers descouches plus chaudes. Vues sur le côté,les mêmes structures paraissent aucontraire brillantes sur le fond du ciel.Elles ont souvent l’aspect d’arches dontl’altitude s’élève parfois à cent mille kilo-mètres. On les appelle alors des protubé-rances. Le satellite SOHO (ESA-NASA)nous a dévoilé les transports de matièrequi s’y déroulent, rapides, permanents.La mesure du champ magnétique desprotubérances a révélé des valeurs cin-quante fois plus intenses que le champmagnétique solaire.

Une protubérance peut durer jusqu’à troisrotations solaires, soit trois fois 27 jours. Souvent, l’énergie qui y est pié-gée se libère brutalement : en quelquesminutes, une éruption solaire met fin aufilament. Cette expulsion s’accompagne

de rayonnement intense dans toutes leslongueurs d’ondes, et souvent d’émissionde particules de haute énergie qui rejoi-gnent l’orbite terrestre en quelquesheures. À l’image des taches solaires, leséruptions connaissent des cycles d’envi-ron 11 ans : elles sont plus fréquentesquand le Soleil est actif, et quasi inexis-tantes lorsqu’il est calme.

Dès les premières mesures spatialesconsacrées au Soleil, et en particulieravec la station spatiale Skylab (NASA)dans les années 1970, on avait observé unautre type de protubérances, surnom-mées « quiescentes ». Celles-ci ne sem-blent pas en relation avec des tachessolaires, à l’inverse des protubérances dezone active. Leur élévation est très supé-rieure cependant : elles peuvent atteindre100 000 kilomètres (soit 0,15 % du rayonsolaire). Pourtant, leur champ magné-tique est de l’ordre d’une dizaine de foisle champ magnétique global solaire.Elles peuvent elles aussi donner naissan-ce à une éruption.

Des éjections de masse coronale

SOHO a cependant dévoilé que les érup-tions n’étaient pas les phénomènes lesplus violents ni les plus fréquents dansl’atmosphère solaire. Pour cela, il a éténécessaire d’utiliser un appareil mis aupoint par l’astronome français Lyot audébut du XXe siècle : un coronographe.L’idée est relativement simple : il s’agitde simuler une éclipse. Un disque occul-teur est placé au centre du télescope, defaçon à supprimer la lumière directeintense et voir les détails diffus et peulumineux de la couronne.

L’activité solaire éruptiveII-6


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Deux coronographes sont opérationnelsà bord de SOHO. Ils ont des champs devue différents, et on code leur couleur enorange pour l’un, en bleu pour l’autre. Uncercle blanc sur les images figure la tailleapparente du Soleil derrière l’occulteur.L’atmosphère solaire devient alors acces-sible. En période calme, elle exhibe uneforme de soucoupe volante, avec deuxjets visibles de part et d’autre du Soleil.Mais lorsque le Soleil est dans une phaseactive, les jets se produisent dans toutesles directions. La couronne prend alorsune apparence sphérique (voir image dela couronne, fiche II-4).

Mais quelle que soit la période d’activitésolaire, l’atmosphère solaire est le siège

de phénomènes éruptifs considérables,qui durent de quelques minutes àquelques heures. Leur échelle dépasse deloin celle des éruptions, pouvant affecterplus du tiers de la couronne, à des alti-tudes de plusieurs rayons solaires. Ceséruptions, qui arrachent la matière de lacouronne solaire, ont reçu le nom d’éjec-tions de masse coronale. Elles ne seraientpas soumises à l’existence d’éruptionsplus bas vers le Soleil ou à la présence detaches solaires. Leur occurrence varie de0,5 à 3 fois par jour terrestre, selon qu’onest en période de faible ou forte activitésolaire. Les particules sont éjectées à desvitesses de 100 à 2 000 kilomètres parseconde, avec une moyenne qui se situeà environ 300 kilomètres par seconde.

À gauche, la photosphère est photo-graphiée le 5 novembre 2000 (enpériode active) à 656,3 nanomètres, àMeudon. On y voit de nombreux fila-ments, des taches solaires, des zonesbrillantes (crédit DASOP-ObservatoireParis Meudon – CNRS). À droite, letélescope EIT photographie une pro-tubérance, visible sur le fond du ciel.(crédit : EIT – SOHO, ESA-NASA)

À droite de l’image, une éjection de masse coronale enpériode solaire active. Ce montage réalisé à partir desdonnées de plusieurs instruments à bord de SOHOmontre également le Soleil au centre en bleu sombre.Les points blancs sont des étoiles. La structure magné-tique de la couronne est bien visible au-dessus destrous coronaux. (crédit : LASCO / SOHO)


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Le Soleil est une source permanente devent solaire (fiche II-3). Il s’agit de parti-cules électriquement chargées, des élec-trons et des ions d’hydrogène ou d’hé-lium essentiellement. Leur vitessemoyenne au niveau de la Terre est de 370 kilomètres par seconde.

Lors d’événements éruptifs, dont les fré-quences varient en fonction de l’étatd’activité de l’étoile, le Soleil est égale-ment à l’origine d’émissions plus rapidesdes mêmes particules. Mais de temps entemps, quelques fois par cycle solaire(fiche II-5 et II-6), des bouffées de parti-cules sont éjectées avec des vitessesproches de celle de la lumière. Nousavons fait un saut quantitatif si considé-rable que l’on parle alors de rayonne-ment cosmique pour ces particules detrès grande énergie.

D’où ce nom tire-t-il son origine ?

Le Soleil n’est qu’une étoile banale parmid’autres. De taille moyenne, il brille defaçon régulière, caractéristique de saphase actuelle, qui est aussi celle de 80 %des étoiles observables dans le ciel. Cesétoiles sont également à l’origine d’unvent de particules appelé tout naturelle-ment « vent stellaire », qui est arrêté parle vent solaire sur une frontière qui s’ap-pelle l’héliopause. L’intérieur, l’hélio-sphère, se trouve sous l’influence du ventsolaire. L’extérieur est soumis au régimede vent stellaire. L’héliopause se trouve àune centaine de fois la distance Soleil –Terre (cette distance s’appelle l’unitéastronomique) du Soleil.

Les étoiles de type solaire sont égale-ment le siège de cycles d’activité, et doncémettrices de particules de hauteénergie. Même si ces émissions sontsporadiques, comme sur le Soleil, il y atant d’étoiles qu’il s’établit un fondpermanent de particules dans le cosmos.Celles-ci sont si rapides qu’elles traver-sent l’héliopause et baignent le systèmesolaire tout entier. Elles sont distribuéesuniformément dans toutes les direc-tions, avec les mêmes caractéristiquesau nord, au sud, ou le long de l’équateurterrestre par exemple. À cela, il y a uneraison majeure : le rayonnement cos-mique est constitué de particules positi-vement chargées, qui sont sensibles auxchamps magnétiques qu’elles traver-sent. L’effet des variations de ces champssur les particules est d’une part de lesaccélérer ou de les freiner, mais aussi deles faire changer de direction. Ainsi, enmoyenne, les rayons cosmiques captéssur Terre ont-ils parcouru une distance100 fois supérieure au diamètre de notregalaxie depuis leur émission, bien qu’ilsaient été émis pour la plupart à l’inté-rieur même de notre galaxie.

De l’univers à l’atmosphèreterrestre

On a attribué à ce fond le nom malheu-reux de « rayonnement cosmique ». « Malheureux » parce que le mot « rayon-nement » s’applique d’ordinaire aux pho-tons. Il s’agit pourtant bel et bien ici departicules. Quelles particules ? La com-position du rayonnement cosmique est85 % de noyaux d’hydrogène (les pro-tons), 12,5 % de noyaux d’hélium (les par-

Le rayonnement cosmiqueII-7


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ticules alpha), 1 % de noyaux d’atomesplus lourds et 1,5 % d’électrons. Ces pro-portions sont différentes de celles duvent solaire, dans lequel les électronssont à parité avec les ions, et les protonsconstituent environ 95 % de ces derniers.Est-ce à dire que le Soleil possède unecomposition unique dans l’univers ? Non,mais simplement que les particules lesplus légères (les électrons) sont absor-bées préférentiellement au cours de leurpériple cosmique. En ce qui concerne lesions, ils sont dans une proportion simi-laire à celle du système solaire, à desexceptions notables mais bien expli-quées pour des ions lithium, bérylliumou bore qui sont issus de réactionsnucléaires suite à des collisions.

Comme le rayonnement cosmiqueemplit la galaxie, son observation ne ren-seigne pas sur son origine. En revanche, ilinteragit avec le milieu ambiant de plu-sieurs façons. L’interaction avec les varia-tions de champ magnétique, déjà signa-lée, a pour effet une émission radiointense qui accompagne chaque accélé-

ration ou freinage des particules. Les col-lisions des rayons cosmiques avec lesatomes, grains de poussière ou ionsinterstellaires s’accompagnent d’uneémission dans la gamme du rayonne-ment gamma. Ces deux effets impli-quent que l’observation X ou gamma del’univers donne une carte précise de laprésence de champ magnétique et dematière.

La fiche VI-6 expose quelques consé-quences de la pénétration du rayonne-ment cosmique dans l’atmosphère ter-restre. L’un d’entre eux sert également àleur mesure et mérite d’être cité ici : leschocs violents avec les noyaux desatomes de l’atmosphère entraînent unesérie de réactions jusqu’aux très bassesaltitudes, parfois même jusqu’au sol. Lesparticules initiales n’arrivent pas si bas,mais les neutrons produits par des réac-tions nucléaires, qui se propagent plusfacilement, le font. Ce sont eux que l’onmesure, depuis 1964, grâce à des « moni-teurs à neutrons ».

Ce sondage profond de l’univers nous per-met de distinguer des dizaines de galaxies,regroupant chacune des centaines de mil-lions d’étoiles. La plupart d’entre elles sontune source de rayonnement cosmique(crédit : HST – NASA)


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L’observation détaillée de l’activité solai-re remonte aux années soixante-dix. Elleest ponctuée d’événements plus oumoins importants. L’un d’entre eux a eulieu en automne 2003. Début octobre, leSoleil montrait l’aspect d’un déclin deson activité magnétique, avec unnombre moyen de taches en décroissan-ce régulière depuis le maximum en 2001.

En dépit de cette décroissance, unerégion active émerge rapidement près dubord sud-est du Soleil le 18 octobre. Le « Space Environment Center », basé àBoulder dans le Colorado, lui attribue lenuméro 484. En raison de sa localisationen bordure du Soleil, il ne suscite pasd’inquiétude. Cependant, le 22, il est àl’origine d’une très importante éjectionde masse coronale dirigée vers la Terre.Une alerte est diffusée. L’impact entre lamatière solaire et la magnétosphère ter-restre (fiche VI-6) a lieu le 24 vers 15h30temps universel. Il en résulte un oragemagnétique intense.

La NASA a coutume de publier régulière-ment des communiqués de presse. Parhasard, le dernier d’entre eux portait surl’histoire de l’événement solaire de 1859,un événement d’une grande ampleur. Cecommuniqué crée la confusion dans l’es-prit de certains investisseurs, qui ven-dent leurs actions de compagnies spa-tiales à Wall Street, faisant chuter lescours.

La région 484 n’était pas la seule enobservation. En effet, les physicienssolaires savaient que la face cachée du

Soleil était le siège d’une autre zone acti-ve, dont l’effet se voyait sur le fond duciel : pas moins de quatre éjections demasses coronales avaient été détectées.Cette zone devint visible le 22 octobre, etreçut le numéro 486. Il était clair, en rai-son de sa position, qu’une nouvelle éjec-tion issue de 486 pourrait atteindre laTerre. Une alerte pour une période pro-longée fut émise.

La région 486 approcha le centre appa-rent du disque en produisant éruptionsur éruption : neuf en une semaine. Sataille excédait 13 diamètres terrestres. Enmême temps, une nouvelle région active,la 488, fit son apparition près du centredu disque solaire.

À 11h10 temps universel le 28 octobre,une éruption gigantesque éclate au des-sus de 486. En quelques heures, l’effet sefait sentir sur la Terre : interruptions decommunications HF, erreurs de position-nement dans les systèmes GPS et desaurores polaires à des latitudes relative-ment basses, visibles du NouveauMexique aux USA, et depuis Nice enFrance. Peu de temps après, une éjectionde masse coronale extrêmement rapidese produit, la quatrième plus intensedepuis 1976 : la vitesse mesurée fut de2 125 kilomètres par seconde (soit 7,25millions de kilomètres à l’heure), au lieudes 370 kilomètres par seconde moyens,et des 800 attendus lors d’éjections clas-siques. La matière éjectée le fut en direc-tion de la Terre, qu’elle atteignit le 29vers 6h temps universel, après seulement19 heures de transit, produisant un orage

Une série de sursauts solaires : Toussaint 2003II-8


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magnétique de 27 heures, le sixième desarchives dans l’échelle d’intensité depuis1922.

Ceci est en lui-même un événementmajeur. Mais moins d’une journée plustard, une deuxième éjection de massecoronale fut générée par la même région.La vitesse mesurée fut encore très res-pectable : 1 948 kilomètres par seconde (7 millions de kilomètres à l’heure). Ellerencontra l’environnement spatial ter-restre (chapitre VI) le 30 octobre à 19h50temps universel, engendrant une journéeentière de perturbations magnétiques.Les jours suivants, la région 486 donna

naissance à plusieurs autres événe-ments, qui évitèrent la Terre car le Soleilavait tourné sur lui-même. Celle du 4novembre, à 19h50 temps universel futparticulièrement remarquable : elleconstitue tout simplement la plus inten-se jamais enregistrée.

Cette série de sursauts, qui connut unesorte de réplique en janvier 2005 alorsque le Soleil était entré dans sa périodede minimum d’activité, montra qu’à toutinstant, le Soleil peut être à l’origine dephénomènes éruptifs de première impor-tance.

Le Soleil est photographié par l’instrumentMDI à bord de SOHO, le 29 octobre 2003. Lanumérotation est donnée par les prévision-nistes du Space Environment Center dans leColorado. (crédit : SOHO/MDI)

LASCO observe l’éjection de masse coro-nale du 28 octobre. Elle affecte l’ensemblede la couronne. (crédit : SOHO / LASCO)

Les coronographes LASCO furent totale-ment saturés par les particules issues deséjections de masse coronale d’octobre2003. (crédit : LASCO-SOHO)


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Toussaint 2003

Le 29 octobre 2003, une aurorepolaire se développe enLaponie, s’étendant rapide-ment vers le nord et le sud,visible depuis Nice en France.Cette aurore résulte des évè-nements solaires qui vien-nent de se produire (voir cha-pitre VI, fiches 3 et 6). Cettephotographie montre le cielnocturne à Sodankyla(Finlande) vers 18h15 heurelocale. Elle est prise avec unobjectif plein-ciel (ou " œil depoisson "), qui permet de voirla globalité du ciel sur 360°.(crédit : T. Ulich, SGO/OY,Sodankyla observatory)


Chapitre 3

Les planètes telluriques


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La région interne du système solaire quis’étend entre 0,38 et 4 fois la distanceentre la Terre et le Soleil est peuplée de 4planètes majeures (Mercure, Vénus, Terreet Mars) et de dizaines de milliers d’asté-roïdes répertoriés à ce jour, encore appe-lés « planètes Mineures » (fiches I-2 et I-3). Grâce aux avancées scientifiques deces quinze dernières années, une nouvel-le perception de ces objets rocheux ditstelluriques a émergé.

Chacune des 4 planètes telluriquesmajeures : Mercure, Vénus, Terre et Marsconstitue une entité unique avec descaractéristiques internes, géologiques,atmosphériques et magnétosphériquespropres qui sont le fruit d’une histoire ori-ginale. Les quatre planètes ont toutefoisété formées dans des conditions relative-ment similaires, avec des matériaux debase du même type et ont subi par lasuite certains processus de transforma-tion en commun. Il n’est donc pas surpre-nant qu’elles partagent un petit air defamille malgré leurs importantes diffé-rences. Distinguer les traits qui les rap-prochent ou les différencient nous enapprendra beaucoup sur les facteurs quiont conditionné l’évolution des planètesrocheuses depuis leur naissance. En parti-culier il est fondamental en tant qu’êtreshumains de distinguer ce qui a fait la spé-cificité de notre Terre. Cette démarches’appuie sur l’observation de plus en plusdétaillée de l’intérieur, de la surface, del’atmosphère et de l’environnement spa-tial proche de notre planète et de sesvoisines. Nos aventures robotiquesspatiales des 30 dernières années ont dece point de vue joué un rôle primordial.Aux paragraphes suivants, nous propo-

sons donc la description comparée deMercure, Venus, Mars et la Terre. Elle seraprécisée et interprétée dans les fiches quisuivent. On trouvera sur le sitehttp://lpg.obs.ujf-grenoble.fr/livre_annexe ainsi que sur le site http://www.editions-eyrolles.com une série de tableauxsignalétiques dans lesquels apparaissentles caractéristiques principales des quatreplanètes telluriques.

Nous avons affaire à des individus assezdissemblables du point de vue de la taille,mais similaires en masse volumique(5 400 kilogrammes par mètre cube enmoyenne) à l’exception de Mars (3 934kilogrammes par mètre cube). Ces valeursreflètent que la composition chimique dela masse solide globale des 4 objets estproche : noyau métallique (fer, nickel),manteau de silicates (silicium, oxygène,fer, magnésium, calcium, etc.) et la croû-te enrichie en aluminium par rapport à cedernier. Il est intéressant de noter que laTerre est la plus grande et la plus dense detoutes les planètes telluriques.

Ces dernières tournent autour du Soleilavec une période de révolution d’autantplus longue qu’elles en sont éloignées,conformément aux lois de Kepler. Ainsiles années de Mercure et de Mars comp-tent respectivement 87,97 et 686,98 joursterrestres. Mercure et Vénus tournentlentement sur elles-mêmes tandis que laTerre et Mars sont des rotateurs rapidesqui présentent une période de rotationétonnamment similaire (environ 24heures). Notons que Vénus tourne surelle-même dans un sens opposé à celuides trois autres planètes : on qualifie unetelle rotation de « rétrograde ».

3. Les planètes telluriques


http://lpg.obs.ujf-grenoble.fr/livre_

http://www

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La distance d’une planète au Soleil condi-tionne la puissance lumineuse qu’ellereçoit (flux solaire) et donc logiquementla température moyenne qui règne à sasurface. Cependant, nous voyons quecette règle n’est que modérément res-pectée puisque c’est la deuxième planè-te, Vénus, qui est la plus chaude. C’estaussi celle qui possède l’atmosphère laplus massive. Nous constatons égale-ment que plus l’enveloppe gazeuse estconséquente (avec pour effet l’augmen-tation de la pression au sol), moins lescontrastes de température sont accusésà la surface. La quasi absence d’uneatmosphère sur Mercure et sa lente rota-tion permettent l’établissement de froidsdignes des satellites glacés de Jupiter oude Saturne du côté nuit (-173 °C) alors que,côté jour, le plomb pourrait presquefondre (427 °C). À l’opposé le sol vénusienest presque partout à la même tempéra-ture (462 °C). En moyenne la Terre bénéfi-cie de températures modérées (15 °C)même si des écarts assez importantsentre les pôles et les régions tropicalespeuvent être constatés. Ces contrasteslatitudinaux sont encore renforcés surMars qui est néanmoins en moyenne uneplanète froide, -53 °C.

Bien que les conditions physiques quirègnent à la surface de Mars et de Vénussoient très dissemblables, les atmo-sphères des deux planètes présentent àpeu près la même composition chi-mique : le dioxyde de carbone y est trèsmajoritaire (95 %) suivi de l’azote à 3 % sur Mars et 5 % sur Vénus, puis l’ar-gon sur Mars. En revanche, les gaz àl’état de traces (espèces minoritaires) dif-fèrent : dioxyde de soufre pour Vénus eteau pour Mars. L’atmosphère de notreTerre se distingue fortement des deuxprécédentes puisqu’elle est dominée parl’azote et l’oxygène, un cas unique dansle système solaire.

Malgré des différences majeures de com-position, de masse volumique et de pres-sion (voir tableaux sur http://lpg.obs.ujf-grenoble.fr/livre_annexe et http://www.editions-eyrolles.com), les atmosphèresde Vénus, de la Terre et de Mars sont lesiège de grands déplacements de matiè-re, les vents, qui assurent le transportd’énergie entre les basses et hautes lati-tudes. En effet, à l’équateur l’atmosphèreabsorbe plus d’énergie solaire qu’elle nepeut en restituer vers l’espace par rayon-nement thermique. Aux pôles, c’est le

Représentation des quatre planètestelluriques avec figuration de leursaxes de rotation. (crédit : Calvin J.Hamilton. Views of the Solar System)


http://lpg.obs.ujf-grenoble.fr/livre_annexe



http://www

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contraire. Les vents dominants devraientdonc logiquement circuler de façon méri-dionale mais ils sont en fait courbés parles forces d’inertie liées à la rotation desplanètes. Ils soufflent alors en moyennele long des parallèles même s’ils peuventêtre déviés vers le nord ou le sud.

Quand les conditions de pression, detempérature et d’abondance s’y prêtent,certaines espèces, minoritaires en géné-ral, peuvent condenser à l’état liquide ousolide pour générer des nuages. Ainsi surVénus, règne une couverture nuageuseglobale et opaque d’acide sulfuriqueentre 48 et 70 kilomètres d’altitude quisoustrait la surface à notre regard. Desnuages d’eau recouvrent en moyenne50 % de la surface des continents etocéans terrestres. Le phénomène nua-geux est beaucoup plus rare sur la planè-te rouge à cause de son extrême aridité.Néanmoins, dans la nuit polaire perma-nente, un autre composé que l’eau peutse condenser dans l’atmosphère : ledioxyde de carbone.

Mars et la Terre partagent en communbeaucoup de phénomènes météorolo-giques liés aux déplacements et à l’affron-tement de masses d’air différenciées :cyclones et anticyclones, précipitationsd’eau liquide ou solide sur Terre, de dioxy-de de carbone solide sur Mars, tornades,tempêtes de sable, etc. N’oublions pastoutefois que l’atmosphère martienne est200 fois plus ténue que celle de la Terre.

Seules Mars et notre planète sont accom-pagnées de satellites. La Lune et la Terreforment d’ailleurs un couple remar-quable puisque le rapport de leurs

diamètres vaut 0,27. Cette valeur est laplus élevée des planètes du systèmesolaire. Notre satellite possède unemasse volumique substantiellementplus faible que celle de la Terre. On y trou-ve également des écarts de températurebeaucoup plus importants (de – 153 °C à117 °C) en raison de l’absence d’atmosphè-re, comme Mercure.

La description comparée des quatre pla-nètes majeures dépend beaucoup denotre capacité à percer leur intimité àtravers des voiles de nuages ou desocéans. Depuis quelques années seule-ment et grâce aux techniques d’altimé-trie laser, radar ou sonar, nous disposonsdes planisphères topographiques précisdes surfaces solides de Vénus, de la Terreet de Mars, Mercure n’ayant été que par-tiellement cartographiée à ce jour.Vénus, la Terre et Mars partagent toutesquelques traits géologiques majeurs.

Premièrement, de vastes plaines relative-ment peu accidentées à une altitude tou-jours inférieure au niveau moyen de réfé-rence : plaines abyssales immergées à – 5 000 mètres sous les océans terrestres(66 % de la surface totale), terres bassesconcentrées dans l’hémisphère nord deMars (- 4 000 mètres par rapport à l’alti-tude moyenne, 40 % de la surface) ouuniformément réparties à la surface deVénus (40 %). Ces immenses étenduessont toutes constituées de basaltes alca-lins très riches en fer et magnésium,mais pauvres en silice. Ces matériauxsont d’origine volcanique comme l’attes-te aussi la présence sur les plaines d’in-nombrables petits volcans coniques etdes traces d’écoulements figés.



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Deuxièmement, les trois grandes cou-sines présentent aussi de grands édificesvolcaniques en général formés par l’accu-mulation régionale pendant des millionsd’années d’innombrables coulées delaves basaltiques fluides : les volcansboucliers. Les volcans martiens sont par-ticulièrement développés, le plus massifd’entre eux — Olympus Mons — ayantune base de 600 kilomètres de diamètreet s’élevant à 27 kilomètres d’altitude. Ils’agit du plus grand volcan du systèmesolaire. Cette taille stupéfiante pour uneplanète plus petite que la Terre s’expliquepar l’absence de tectonique des plaques :le volcan, de type « point chaud », explo-se toujours au même endroit et ses rési-dus ne sont pas emportés. Par comparai-son, Mauna-Loa au sud-ouest de l’archi-pel d’Hawaii, forme grossièrement uncône de 144 kilomètres de diamètre repo-sant au fond de l’océan Pacifique et,grâce à ses 9 kilomètres de hauteur ilémerge à 4 200 mètres au-dessus desflots. Les plus imposants volcans bou-cliers vénusiens sont à peine plusmodestes (8 kilomètres de hauteur aumaximum).

Les ressemblances géologiques entreVénus, la Terre et Mars ne s’arrêtent paslà, mais ne concernent plus que deuxd’entre elles à chaque fois. Par exemple lacroûte de Vénus et celle de la Terre sontépaissies et déformées dans certainesrégions par raccourcissement horizontalpour former des montagnes plissées etfaillées. Ces dernières peuvent atteindretypiquement 6 000 à 8 000 mètres surnotre planète au-dessus du niveau la meret 6 000 à 10000 mètres sur Vénus au-dessus des plaines volcaniques. Ces

structures demeurent inconnues sur laplanète rouge. La Terre et Mars possè-dent en commun des terrains, « vieuxplateaux » martiens et « cratons » ter-restres, qui n’ont pas subi d’activité géo-logique majeure depuis des milliardsd’années. Comme de vieux parchemins,ils sont marqués par les outrages dutemps. D’innombrables cratères d’im-pact de toutes tailles et morphologiessont inscrits sur les vieux plateaux (alti-tude de 3 à 5 kilomètres) de l’hémisphèresud de Mars. Certains cratères dépassentle millier de kilomètres de diamètre pourformer de vastes dépressions entouréesde remparts montagneux : les bassinsd’impact dont le plus important estHellas. Sur Terre les forces érosivesmétéorologiques ou glaciaires ont peu àpeu façonné les « cratons », scandinaveou canadien par exemple, en aplanissanttout relief préexistant de la croûte conti-nentale, mais aussi en effaçant les tracesde chute des météorites à l’exception dequelques-unes. En fait, plus de 50 % dela surface des cratons reposent à présentsous une couche de roches sédimen-taires (carbonates, évaporites, etc.) dépo-sées aux ères secondaire et tertiaire lorsde l’envahissement occasionnel de ceszones par les mers. Ce sont les plates-formes continentales, une exclusivitéterrestre.

Depuis quelques millions d’années, Marset la Terre partagent un autre trait com-mun qui pourrait n’être qu’épisodique :l’accumulation aux pôles de millions dekilomètres cubes d’eau solide grâce auxtempératures extrêmement froides qui yrègnent. Ainsi sont formées des calottespolaires permanentes à la forme grossiè-


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rement circulaire. La représentante ter-restre aux hautes latitudes sud recouvrele continent Antarctique sur près de3 000 kilomètres de diamètre avec uneépaisseur moyenne de 2 kilomètres. Lesdeux représentantes martiennes du sudet du nord sont plus modestes avec 1 200kilomètres de diamètre et 1 à 3 kilo-mètres d’épaisseur environ.

Mercure et la Terre possèdent toutesdeux un champ magnétique. Noussavons, depuis les mesures de la sondeMGS (NASA) que Mars en a égalementpossédé un, aujourd’hui disparu. Maisnous n’avons aucune certitude queVénus n’en ait jamais eu (chapitre VI).

Nous commencons à avoir une visiondétaillée des planètes telluriques, cepen-dant quelques grandes questions restentencore en suspend : comment Vénus, laTerre et Mars ont-elles été formées et ontensuite évolué de façon différente ?Quels seront leurs futurs ? Dans quelsenvironnements la vie est-elle apparue etdans quelles circonstances ? Finalement,l’étude comparée des planètes tellu-riques nous offre, au-delà de l’intérêtscientifique, la possibilité de contemplerdes mondes, du plus familier au plusexotique.


Cartes géologiques globales de Vénus, Terre et Mars. (crédit : d’après « The New Solar System » CambridgeUniversity Press, pages 158 et 159)


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Arabesques polaires sur Mars

En été, la calotte polaire nord se découvre complète-ment de son manteau saisonnier de dioxyde de car-bone. Le glacier d’eau apparaît au grand jour avec sasurface si caractéristique ponctuée d’innombrablespetites dépressions de quelques mètres de largeur etde profondeur. Cette texture résulterait de la transfor-mation continuelle de l’eau de la phase solide à laphase vapeur et inversement au cours de l’été.

À la même saison, la calotte polaire sud conserve unecouche de dioxyde de carbone de quelques dizainesde mètres d’épaisseur en moyenne. Cette glace subitaussi des transformations de phases mais le résultats’avère bien différent que dans le cas précédent : desdépressions souvent parfaitement circulaires quientaillent la couche et s’emboîtent les uns dans lesautres.

Au printemps, la disparition progressive sous formede vapeur des dépôts saisonniers de dioxyde decarbone (partie blanche de l’image) s’accompagnede bien curieux phénomènes. Autour de la calottepolaire, le sable sombre réapparaît de façon poin-tilliste en des courbes parfois gracieuses. Uneobservation plus attentive révèle que les multiplestaches noires ont la forme d’araignées. Pourtant

nous voyons bien là unphénomènes physique àl’œuvre : des poches dedioxyde de carbone gazeuxun moment bloquées sousla glace se libèrent defaçon explosive en proje-tant du sable polaire detous côtés.

(crédit : NASA/JPL/MSSS)




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Première phase d’accrétion etde différenciation

L’agglomération progressive de petitsplanétésimaux par collision a constituéla première phase de la formation desfutures planètes (chapitre I). Des maté-riaux chondritiques plus ou moins richesen molécules volatiles composaient lesbriques de base de cette construction.Les collisions fréquentes des planétési-maux sur les protoplanètes convertis-saient violemment de l’énergie cinétiqueorbitale en chaleur. Cet apport d’énergie,proportionnel à la masse impactanteainsi qu’à la densité et au rayon de la pla-nète en formation, élevait toujours plusla température de cette dernière auniveau d’une coque externe de quelquesdizaines à quelques centaines de kilo-mètres. La compaction progressive de cetobjet, encore peu consolidé, sous sonpropre poids a aussi contribué auréchauffement de l’ensemble. Bienqu’une fraction de la chaleur fût perduevers l’espace par rayonnement ther-mique et une autre conduite vers l’inté-rieur de la protoplanète, le reste suffisaità faire fondre partiellement les maté-riaux chondritiques superficiels en unocéan de magma. Une première phasede la différenciation pouvait alors avoirlieu à la faveur de cette fusion. Les élé-ments légers, comme le sodium et lepotassium, migraient préférentiellementdans le liquide, pendant que d’autres res-taient dans un résidu solide qui tombaitau fond de l’océan. Le magma constitueà ce moment la matière à partir delaquelle se solidifieront en quelques mil-lions d’années des croûtes primaires

dites « Feldspathiques » qui formentencore aujourd’hui la totalité de la surfa-ce de Mercure, les continents lunaires, etune partie des hautes terres de Mars. SurTerre, ce type de croûte a rapidement dis-paru après sa fabrication à cause de l’ac-tivité géologique ultérieure, et particuliè-rement la tectonique des plaques.

Le chauffage radioactif

La matière planétaire rocheuse contientdes radionucléides, c’est-à-dire des élé-ments instables qui peuvent se désinté-grer en fournissant de l’énergie : uranium238-235, thorium 232, potassium 40, alu-minium 26 et fer 60. La concentrationactuelle des radionucléides dans la croû-te terrestre est estimée à 20 parties parmillion (ppm). Ceci induit une émissiontotale annuelle de chaleur de 6 x 1020

Joules équivalant à la production de15000 tranches de centrales nucléairespendant la même durée. Le manteau pré-sente une concentration moindre de 0,1ppm, mais étant plus massif, il émetpresque autant de chaleur : 3 x 1020 Joules.

Au début de l’existence de la Terre ou decelle des autres planètes telluriques, laproduction d’énergie par désintégrationexcédait de beaucoup les chiffres actuelscar la concentration en radionucléidesnon encore désintégrés était bien supé-rieure. L’énergie initialement disponibleétait proportionnelle au volume de laplanète, c’est-à-dire au cube du rayon. Laperte de chaleur, elle, était proportion-nelle à la surface, c’est-à-dire au carré durayon. Dans ces conditions, le rapportentre production de chaleur et perte est

La formation des planètes telluriquesIII-1


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directement proportionnel au rayon de laplanète : plus une planète est petite, plusce rapport est faible. Autrement dit lesplus petits objets se sont refroidis beau-coup plus rapidement que les gros. Nouspouvons donc nous attendre à ce quel’histoire thermique de Vénus soit simi-laire à celle de la Terre, que Mars se soitrefroidit plus rapidement que la Terre etMercure encore plus rapidement.

La différenciation en couchesconcentriques

Durant les premiers 100 millions d’annéesde l’existence de la Terre, a lieu la secondephase de sa « différenciation » : la cha-leur dégagée par les éléments radioac-tifs — principalement aluminium 26 etfer 60 — augmente la température ausein de la planète entière jusqu’à 2 000 °Cau moins. Cette température est suffi-sante pour faire fondre en partie lemélange de silicates et de fer informeque constitue alors la Terre. Les maté-riaux riches en fer (32 % de la masse)peuvent alors plonger vers le centre dela planète pour former un noyau. Ellesentraînent au passage et par affinitéchimique d’autres éléments comme lenickel, le plomb et le soufre. Le reste desmatériaux s’organise alors autour dunoyau en un manteau de silicates ferro-magnésiens et d’oxydes : éléments litho-philes, c’est-à-dire qui aiment la pierre.Ce mécanisme de séparation libère del’énergie gravitationnelle, comparable àcelle accumulée par accrétion. Cet apportsupplémentaire de chaleur augmenteencore la température interne de la pla-nète et accélère le phénomène de sépara-tion. D’autre part il entraîne aussi lafusion partielle du manteau dans desproportions importantes. En résulte laremontée massive de laves riches en sili-cium, oxygène, calcium et aluminium

vers la surface. Sur toute la planète unvolcanisme généralisé et intense faitrage qui crée une nouvelle croûte basal-tique dite secondaire, très semblable àcelle que l’on trouve présentement aufond des océans. Nous assistons à lalente transformation d’un corps sansstructure en un corps dont l’intérieur estdivisé en couches concentriques, chacu-ne ayant une composition et un étatphysique propres : un corps différencié.

Le processus de différenciation s’accom-pagne également de l’évasion vers la sur-face des gaz piégés dans les matériauxchondritiques : dioxyde de carbone,azote moléculaire, eau, méthane, etc. Ilen découle la formation d’atmosphèresprimitives et, lorsque la vapeur d’eaucondense, d’océans.

Toutes les planètes telluriques semblentavoir subi les mêmes transformations carelles sont toutes différenciées. Les grosastéroïdes d’une centaine de kilomètresde diamètre auraient subi le même sort,néanmoins à des degrés divers. En effet,comme l’indique l’analyse des météo-rites recueillies sur Terre, certains doi-vent contenir à l’intérieur des massesmétalliques de fer-nickel assez pures etd’autres présenter des laves basaltiquesà leur surface (Ceres). La façon dont cesastéroïdes, de faible taille par rapportaux planètes, ont pu accumuler suffi-samment de chaleur par accrétion pourfondre demeure encore aujourd’hui unmystère. Certains scientifiques suggè-rent qu’une certaine variété de fer étaitune source d’énergie très efficace,d’autres invoquent l’existence de méca-nismes de chauffage alternatifs, parexemple électromagnétiques.


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Les tableaux comparatifs sur les siteshttp://lpg.obs.ujf-grenoble.fr/livre_annexeet http://www.editions-eyrolles.comdécrivent les structures internesactuelles des planètes telluriques aprèsleur différenciation initiale suivie de 4milliards d’années d’évolution géolo-gique. Ces structures sont telles qu’ellessont prédites par les modèles et par cer-taines observations :

Les intérieurs de Venus et de la Terre seressemblent, du point de vue de l’épais-seur, de la masse relative comme de lacomposition du noyau et du manteau.Notons tout de même que le noyau ter-restre comporte deux parties : la grainesolide entre 5 150 et 6 370 kilomètres deprofondeur entourée d’une enveloppeliquide (le noyau externe) entre 2 890 et5 150 kilomètres. Nous ne savons pas si lenoyau de Vénus présente une telle struc-turation. D’autre part le manteau ter-restre diffère de son équivalent vénusienpar des concentrations de fer et demagnésium, une densité et des tempéra-tures plus élevées grâce à une massesensiblement supérieure. La croûte deVénus mesurée en 3 endroits par lesatterrisseurs Venera (URSS) a une com-position chimique très similaire à cellede la croûte océanique terrestre avec unpeu plus de magnésium peut-être, maispas d’eau du tout.

Malgré une taille relative du noyau deMars comparable à celle des deux pla-nètes précédentes, sa masse relative est

notablement plus faible à cause d’unedensité moindre : présence d’une grandequantité de soufre lié chimiquement aufer. Par contre le manteau martien estplus riche en fer, aluminium et calcium,ce qui lui confère une plus grande impor-tance relative en masse. La croûte mar-tienne s’apparente aux basaltes océa-niques ou aux andésites terrestres avecsensiblement plus de fer et moins d’eau.La composition minéralogique du man-teau de la Terre, de Vénus et de Marsdépend de la profondeur que l’on consi-dère. Les minéraux rencontrés changenten effet lorsque l’on s’enfonce dans lemanteau sous l’effet de la pression et dela température croissante. La partiesuperficielle du manteau terrestre, situéeentre 50 et 400 kilomètres de profondeurest constituée à 50 % d’olivine, 30 % depyroxènes et à 20 % de grenats. Entre400 et 670 kilomètres de profondeur, onassiste à un rapprochement des atomesqui forment les cristaux d’olivine. Cetteréorganisation transforme l’olivine enwadsleyite, puis en Ringwoodite, avecchaque fois une augmentation de la den-sité. À 670 kilomètres de profondeur, lapression est tellement intense que laRingwoodite se décompose en un mélan-ge minéral encore plus compact :Perovskite + Magnésiowüstite. Cettetransition délimite deux couches mantel-liques aux propriétés mécaniques biendistinctes : le manteau supérieur au-dessus de 670 kilomètres et le manteauinférieur en dessous. Les minéraux Perov-skite et Magnésiowüstite constituent

Composition des planètes telluriques : similitudes et différencesIII-2




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95 % de la masse du manteau inférieur.Ces trois zones cristallines se retrouventsans doute également dans le manteaude Vénus. Par contre, la pression dans lemanteau martien ne permettrait pasd’atteindre les conditions de la transfor-mation de la Ringwoodite en perovskite +magnesiowüstite.

Mercure et la Lune sont vraiment deuxobjets à part : un énorme noyau relative-ment à la taille de la planète pourMercure, mais une possible absence pourla Lune. La composition globale de laLune assez similaire à celle du manteau

terrestre mais avec un peu moins demagnésium et plus de calcium et d’alu-minium. Il en est de même pour la croû-te lunaire qui montre tout de même plusde magnésium, calcium mais moins depotassium et des concentrations de tita-ne souvent anormalement élevées.Mercure a le rapport d’abondance globa-le métal/silicates le plus élevé du systè-me solaire ce qui lui confère une trèsforte densité. Les caractéristiquesinternes de cette planète demeurent lar-gement spéculatives. Du basalte a étédétecté en surface par des moyens spec-troscopiques.

Structure interne des principaux corps telluriques du système solaire interne : Mercure, Vénus, Terre, Luneet Mars. Tous ces objets présentent un noyau central, entouré d’un manteau lui-même surmonté par unecroûte mais leurs tailles respectives sont variables d’une planète à l’autre. La représentation est à l’échelle.(crédit : Calvin J. Hamilton. Views of the Solar System)


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Mécanismes de transport de la chaleur

Les planètes telluriques se comportentcomme d’immenses machines ther-miques. Leurs surfaces sont froides tandisque leurs noyaux conservent de la chaleurdes phases d’accrétion et de différencia-tion (fiche V-1). Elles évacuent vers l’exté-rieur la chaleur produite par le chauffageradioactif actuel grâce à divers méca-nismes dont les importances relatives ontvarié au gré des milliards d’années et dif-féremment pour chaque planète.

π La conduction thermique est le phéno-mène qui chauffe votre main, lorsqu’elleest posée sur un radiateur. Il se fait parla transmission de proche en proche del’agitation thermique des atomeschauffés. Ce mécanisme lent est prédo-minant dans les solides rigides : grainesolide terrestre, croûtes.

π La convection thermique est le phé-nomène de chauffage de la pièce parle radiateur. Elle s’effectue par ascen-sion de masses profondes, chaufféeset donc moins denses vers des zonesexternes plus froides où la matièrelibère de la chaleur, se refroidit et sedensifie. L’augmentation de la densitéentraîne les masses refroidies versl’intérieur où elles pourront à nou-veau être chauffées. Ce mécanismeest prédominant dans les enveloppesliquides, c’est-à-dire dans les atmo-sphères, les océans, etc., ou pour lesroches visqueuses des manteaux tel-luriques.

π Il existe aussi une convection chi-mique par solidification progressived’un mélange de fer et de soufre enfusion sur la graine interne (fiche III-2). Le fer, passant préférentiellementen phase solide, relâche des boufféesde matériaux enrichis en soufre, doncmoins denses, qui montent dans l’en-veloppe liquide. Cela s’accompagned’une descente des masses environ-nantes plus denses. Il y a donc desmouvements de matière magnétiséepar la présence du fer restant dans lapartie liquide. C’est l’un des phéno-mènes à l’origine du champ magné-tique interne planétaire. Il est pos-sible que ce phénomène soit prédo-minant dans le noyau externe de laTerre.

π La remontée massive de magma enfusion vers la surface et les épanche-ments volcaniques consécutifsentraînent le refroidissement deslaves et autres produits par émissionthermique vers l’espace, parfois vial’atmosphère. Il y a donc une perted’énergie globale pour la planète. Cemécanisme fut très important audébut de l’histoire des objets tellu-riques notamment au moment de laformation de la croûte secondaire.

Ces divers mécanismes éclairent les évo-lutions de l’intérieur et des surfaces desplanètes telluriques…

Évolution des planètes telluriquesIII-3


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La Terre : une planète en convection régulièreLa Terre présente une enveloppe superfi-cielle relativement rigide, la lithosphère,qui comprend la croûte continentale ouocéanique et la partie externe du man-teau supérieur. Le tout repose sur l’as-thénosphère d’une épaisseur de 300 kilo-mètres. Il s’agit de la partie interne dumanteau supérieur. Les roches dont elleest composée sont assez plastiques àcause de températures assez hautes(1 800 °C) et de pressions relativement

faibles. La lithosphère est divisée en 8 plaques principales présentant de lacroûte continentale et océanique en pro-portions variables. Certaines plaques ontun caractère quasiment océanique,comme la plaque pacifique. Les grandsmouvements réguliers liés à la convec-tion du manteau mettent en mouve-ment les plaques lithosphériques engénéral de façon imperceptible à l’échel-le d’une vie humaine mais très dyna-mique à l’échelle de la centaine de mil-lions d’années. C’est la tectonique des

Évolution de la structure interne et de l’activité thermique des quatre principales planètes telluriques.Colonne de gauche : situation il y a 3,8 milliards d’années (550 millions d’années pour Vénus). Colonne dedroite : situation présente. (crédit : LPG)


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plaques qui modèle la forme et l’évolu-tion de nos continents. De manière épi-sodique et localisée, des panaches dematériaux aux températures anormale-ment élevées peuvent s’élever de la par-tie inférieure du manteau jusqu’à la basede la croûte. À ce niveau, la baisse depression et la chaleur disponible liqué-fient de grandes quantités de roches quipercent et infiltrent la croûte pour venirs’épandre en surface. Le phénomènepeut durer des dizaines de millions d’an-nées et former par exemple des îles vol-caniques comme celle de la Réunion(océan Indien). C’est toute cette dyna-mique de « tectonique des plaques » etde « points chauds » qui permet à notreplanète d’évacuer la chaleur produite parles radionucléides du manteau vers l’ex-térieur. En effet, à cause de sa grandetaille, la Terre présente une surface totalefaible par rapport à son volume. Dans cesconditions, la conduction thermiqueseule, à travers la lithosphère, n’est pasun mécanisme assez efficace pour perdrede la chaleur.

Le rôle de l’eau

L’eau joue un rôle fondamental dans lemaintient du mouvement des plaqueslithosphériques. En effet, cette moléculeimprègne les roches océaniques maiségalement celles du manteau supérieurabaissant ainsi nettement leur point defusion. C’est la raison pour laquelle l’as-thénosphère peut présenter une plastici-té accrue et constitue une surface deglissement pour les plaques. D’autre partla plongée d’un compartiment océaniquesous un continent, qu’on appelle la sub-duction, s’accompagne d’une fonte par-

tielle des roches grâce à l’eau d’impré-gnation. Le magma ainsi produit mélan-gé à l’eau remonte de nouveau vers lasurface. Reste un résidu solide déshydra-té plus dense que son environnement etqui coule donc plus facilement vers lemanteau profond. Certains géophysi-ciens pensent même que le déplacementhorizontal des plaques est plus dû à latraction de la partie en plongée qu’à lapression du magma qui pousse cesplaques au niveau des rifts.

Vénus : une planète en convection erratique

La distribution des cratères d’impact à lasurface de Vénus est extrêmement uni-forme et leur état de conservation éton-nant. D’autre part des édifices volca-niques en tous genres et des coulées vol-caniques massives abondent et recou-vrent plus des deux tiers de la planète. Cefaisceau d’indices a poussé les planéto-logues à formuler une hypothèse éton-nante. Il y a 500 à 600 millions d’annéesenviron, la planète serait entrée dansun état de transe volcanique cataclys-mique répandant uniformément etpendant une durée encore inconnue 5milliards de kilomètres cubes de lave.Ces multiples éruptions se sont accom-pagnées d’une grande perte d’énergiethermique vers l’espace. Puis, assezbrusquement à l’échelle des tempsgéologiques, l’activité des volcans achuté pour atteindre un niveau trèsmodeste qui se maintient encoreaujourd’hui : 0,01 à 0,15 kilomètre cubede lave échappée par année par rapportà 0,33 à 0,5 kilomètre cube par an pourla Terre. Actuellement l’apport de chaleur

Évolution des planètes telluriques


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depuis l’intérieur de Vénus vers la surfa-ce et l’atmosphère est négligeable encomparaison à l’apport solaire. Dans lepassé, la planète Vénus se serait doncdébarrassée de son trop plein de chaleurinterne d’une façon assez soudaine.Depuis, elle thésaurise l’énergie produitepar désintégration des radionucléidesdans le noyau et le manteau fauted’échange significatif avec l’extérieur. Lapression monte dans la Cocotte-Minuteet, dans un futur plus ou moins lointain,peut-être Vénus retournera-t-elle en étatde transe.

Comment expliquer un comportementaussi radicalement différent de celui desa cousine la Terre dont la structureinterne est si semblable, mais à l’activitébeaucoup plus régulière ? La différencefondamentale entre les deux planètesréside dans l’absence quasi totale d’eaudans les roches vénusiennes alors qu’ellefoisonne dans les roches terrestres,même à grande profondeur. Cette molé-cule permet l’existence d’une coucheplastique, l’asthénosphère, sous lesplaques lithosphériques et joue le rôle delubrifiant. Des cellules de convection enmouvement régulier peuvent se mettreen place. Rien de tel pour Vénus où lesrouages manquent d’huile et sont grip-pés la plupart du temps. Quand les forcesinduites par l’accumulation de chaleurdans le moteur interne deviennentincontrôlables, la machine se met brus-quement en mouvement et s’emballe.De puissantes cellules de convection etdes panaches se mettent en place defaçon anarchique ce qui expliquerait lesstructures géologiques particulièresobservées à la surface : multiples pla-

teaux surélevés, faillés et plissés ; riftsd’effondrement étendus ; dépressionscirculaires entourées de dorsales : lescoronae. Toutes ces structures tireraientleur origine du mouvement et de laconfrontation de multiples petitesplaques tectoniques non pas rigidescomme pour la Terre, mais assez plas-tiques.

Vénus est une planète en convectionerratique.

La Lune : un satellite se refroidissant par conduction

À l’opposé des cas terrestre et vénusien,la Lune est un corps suffisamment petitpour pouvoir perdre toute sa chaleurinterne par conduction à travers sa litho-sphère épaisse de 800 à 1000 kilomètres.Cette dernière s’est principalement for-mée par solidification de l’océan demagma originel qui a donné naissanceaux continents lunaires, puis a été rema-niée ultérieurement et régionalementpar les impacts et la remontée massivede magma du manteau pour former les « mers lunaires ». Cependant la Lune estrapidement devenue un corps à uneseule plaque superficielle et figée mêmesi une circulation convective de rochesplastiques existe peut-être en dessous. Ily a 4 milliards d’années, la lithosphèrelunaire était assez mince mais elle s’estrapidement épaissie aux dépens du man-teau par refroidissement continuel de lapartie la plus externe de ce dernier.Comme l’indique l’absence de toutestructure spécifique, tels des rifts ou desfosses de subduction, la Lune n’a jamaisdéveloppé de tectonique des plaques.


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Depuis près de 2 milliards et demi d’an-nées, la lithosphère est figée, froide etdépourvue de toute activité géologiqued’origine interne.

Mars : un cas intermédiaire ?

Ainsi que le suggère son diamètre de3 389 kilomètres, Mars pourrait représen-ter un cas d’évolution thermique inter-médiaire entre celui de la Lune (1 737 kilo-mètres) et celui de la Terre (6 371 kilo-mètres). Cette déduction logique estconfortée par une lecture attentive descartes topographique, géologique,magnétique et géochimique de la planè-te qui témoignent toutes ensemble del’histoire martienne. Sur la plupart de cescartes, Mars semble scindée en deuxhémisphères inégaux dont la ligne deséparation est légèrement inclinée parrapport à l’équateur. Au sud se situentdes plateaux très cratérisés qui dominentde 3 à 5 kilomètres le niveau moyen d’al-titude martien. La densité importante decratères et la présence de deux bassinsd’impact majeurs (Hellas et Argyre)attestent du grand âge de ces plateaux :entre 4,2 et 3,5 milliards d’années. Lacomposition chimique moyenne de lacroûte avoisine celle du basalte, rochequi forme la quasi intégralité du plancherocéanique terrestre. En de nombreuxendroits, les plateaux cratérisés sontmagnétisés car les oxydes de fer présentsdans les roches semblent tous avoir étéorientés dans la même direction commedes aiguilles de boussole. Au nord,quatre kilomètres en dessous du niveaumoyen, s’étalent de vastes plaines d’une

platitude extraordinaire, avec seulementquelques dizaines de mètres de change-ment d’élévation sur des milliers de kilo-mètres. Seuls quelques édifices volca-niques (Elysium, Tharsis, etc.) et la calot-te polaire leur confèrent quelque peu derelief. Les plaines ont acquis leurs traitsprincipaux actuels il y a 3,5 à 2 milliardsd’années environ même si, régionale-ment ou localement, l’activité géolo-gique a continué à façonner leur visagejusqu’à nos jours. Elles sont donc bienplus récentes que les plateaux du sud. Deplus, la croûte de l’hémisphère nord deMars est principalement composée d’an-désite, une roche généralement produitesur Terre par volcanisme à la bordured’un continent sous lequel glisse uneplaque océanique. C’est le cas de la bor-dure ouest de l’Amérique du Sud où sedressent les Andes. Cette croûte n’estpas magnétisée à l’exception dequelques rares endroits. Si nous prenonsnotre Terre comme référence, toutes lescaractéristiques que nous venons d’évo-quer confèrent aux plateaux du sud uncaractère continental et aux plaines dunord un caractère océanique. Mars peutêtre décrite comme une planète à deuxplaques tectoniques actuellementimmobiles et figées. La plaque « conti-nentale » est constituée en partie decroûte primaire peu dense solidifiée àl’époque de la première phase de diffé-renciation de la planète (4,5 à 4,2 mil-liards d’années). À l’image de la Terreactuelle, Mars a ensuite continué à libé-rer assez de chaleur pour créer régulière-ment de la croûte secondaire, basaltiqueet dense (fiche III-1) : les futures plaines

Évolution des planètes telluriques


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du nord. Cette croûte « océanique »devait se déplacer sous l’effet de mouve-ments de convection dans le manteau etêtre absorbée par subduction auxmarges de la plaque « continentale ». Ladescente de croûte dans le manteau s’ac-compagnait d’une fusion partielle occa-sionnant en surface l’épanchement delaves andésites qui peu à peu ont accru lasurface des plateaux du sud par lesbords. Cette tectonique à deux plaquesrefroidissait efficacement le manteau, cequi permettait la convection du noyau etdonc l’entretien d’un champ magnétiqueinterne. C’est lui qui a magnétisé les cou-lées volcaniques de cette époque trèslointaine. Les réminiscences de cemagnétisme, découvertes par la sondeMars Global Surveyor (NASA), sont sur-nommées des anomalies magnétiques. Ily a 3,8 à 3,5 milliards d’années, pour desraisons qui restent à éclaircir, la tecto-nique des plaques a été stoppée surMars. La planète a continué à perdre sachaleur, non par convection, mais pardeux autres mécanismes. En premier

lieu, par conduction et accroissement del’épaisseur de la lithosphère comme surla Lune. En second lieu par l’éruption degrands volumes de lave pendant des mil-liards d’années. Les géologues estimentqu’un kilomètre de matériaux volca-niques a été déposé en moyenne dans lesplaines du nord entre 3,8 et 3 milliardsd’années. Ensuite, l’activité volcaniques’est principalement concentrée, fautede tectonique des plaques, dans la régionde Tharsis pour édifier, entre autres, levolcan le plus massif du système solaire(Olympus Mons ; 27 kilomètres d’altitu-de). L’accumulation formidable de massedans cette région martienne a pesé sur lacroûte qui s’est déformée et quelquefoisfracturée sous l’effort. De grands réseauxde failles se sont constitués autour deTharsis dont le plus important d’entreeux serait Valles Marineris, un canyonaux proportions gigantesques — 4000kilomètres de long, jusqu’à 600 kilo-mètres de large — né de l’effondrementprogressif d’un compartiment de croûte.


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Dans ses grandes lignes, le relief de Marssemble avoir été façonné par l’activitévolcanique, les déformations cassantesde la croûte (tectonique) et les impactsd’objets interplanétaires. Cependant, desétudes de plus en plus affinées, mon-trent que l’eau, sous forme liquide ousolide, a aussi joué un rôle déterminantdans l’évolution de la surface martienne.

Les vallées ramifiées

Ainsi, depuis une trentaine d’années, lesscientifiques débattent sur la nature desvallées ramifiées qui entaillent une por-tion importante des vieux plateaux del’hémisphère sud. Elles débutent souventà proximité de cratères d’impacts ou surles flancs des volcans. Puis elles serpen-tent sur une distance qui peut atteindre500 kilomètres pour rejoindre une autrevallée ou se jeter dans une dépressiontopographique, le plus souvent un grandcratère d’impact. Elles semblent avoir étéactives par intermittence sur une périodequi s’étend entre 3,8 et 2,3 milliards d’an-nées. De plus en plus d’indices s’accumu-lent en faveur de l’eau liquide commel’agent qui a creusé ces vallées. Deuxmécanismes sont couramment évoqués.Dans le premier, torrents et rivières éro-dent continûment les rives et transpor-tent les matériaux dégagés vers l’aval.Selon le second, l’érosion se concentre entête de vallée, au niveau d’une sourcesouterraine qui déstabilise les couchessus-jacentes en migrant de plus en plusen amont. Dans le premier cas, le débitd’eau dans les vallées doit être important(climat humide) tandis que dans le

deuxième cas, il peut rester faible avecdes sursauts épisodiques capables dedégager les débris écroulés (climat semi-aride, potentiellement froid). La morpho-logie des vallées ramifiées semble favori-ser la deuxième hypothèse, tandis que ladécouverte récente d’un ancien deltaalluvionnaire fossile favorise la première.

Les vallées de débâcle

Il existe aussi sur Mars un deuxième typede vallées. Leur ampleur et leur morpho-logie sont bien différentes. Peusinueuses, à fond plat, et larges de 10 à100 kilomètres, elles peuvent couvrir jus-qu’à 2 000 kilomètres de longueur. Larégion Xanthe Terra à la sortie de VallesMarineris abonde en énormes dépres-sions formées par l’effondrement localde la croûte martienne. Tous les chenauxqui en résultent montrent des tracesd’écoulement — lignes longitudinales,îles en forme de gouttes, etc. — et ontsérieusement érodé et démantelé leshauts plateaux dont il ne reste plus quedes lambeaux et des buttes. Ces chenauxde Xanthe Terra finissent leur coursedans la grande plaine de Chryse Planitia,environ 2 000 mètres sous le niveautopographique moyen de Mars. Diverseshypothèses expliquent le creusement devallées de si grandes proportions il y aenviron 2 à 3,5 milliards d’années. Nousn’évoquerons que les plus populairesd’entre elles. Le vidage brutal de réservesd’eau liquide souterraines préexistantesa pu entraîner des écoulements catastro-phiques, environ 1 100 fois le débit desplus grands fleuves terrestres, qui ont

L’eau, sculpteur des reliefs martiensIII-4


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creusé en quelques semaines les « valléesde débâcle » observées aujourd’hui. L’eaulibérée s’est accumulée de façon transi-toire dans Chryse Planitia avant de s’éva-porer dans l’atmosphère ou de percolerdans le sous-sol.

Anciens océans et mers martiennes

Il y a 2 à 3 milliards d’années, un vastepaléo-océan occupait peut-être lesgrandes plaines surbaissées de l’hémi-sphère nord de Mars et se prolongeait parune mer qui recouvrait un peu les

Tête de vallée ramifiée incisant les haut plateaux du Sud.(crédit : MGS/NASA)

Vue en perspective de la partie amont des vallées dedébâcle Niger et Dao. En haut à droite apparaît l’énormedépression provoquée par l’effondrement de la croûtemartienne et le vidage des réserves d’eau souterraine. Enbas à gauche nous voyons les chenaux creusés parl’écoulement catastrophique de l’eau provenant d’uneautre zone d’écroulement. (crédits : ESA/DLR/FU)


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plateaux sud au niveau de Xanthe Terra.Les sédiments charriés par l’eau des val-lées continentales s’accumulaient sur lefond peu profond de la mer jusqu’à unecertaine épaisseur critique au-delà delaquelle ils pouvaient être brutalementdéstabilisés. Ils s’effondraient alors enavalanches vers les grandes profondeursde l’océan voisin. Un tel phénomèneexiste sur Terre et façonne la bordureimmergée des continents en creusantdes chenaux sous-marins à la morpholo-gie très proche de celle des « vallées dedébâcle » martiennes. L’hypothèse —controversée — du paléo-océan expliquedonc de façon alternative l’existence deces vallées aux si grandes proportions.

De nombreuses « vallées de débâcle »présentent un profil transversal en U, dessillons longitudinaux et des signesd’écoulement très similaires à ceux desvallées glaciaires de l’Antarctique quirejoignent l’océan. Par analogie, le mou-vement de grandes masses de glaced’eau mélangées à des roches pourraientaussi être à l’origine des grandes valléesmartiennes. Cette analogie peut êtrepoussée plus loin. En effet, les grandsglaciers continentaux des dernières gla-ciations sur Terre ont laissé des accumu-lations rocheuses à leurs débouchés surles vallées. De telles accumulations sontabsentes sur Mars. Le glouton qui auraitjadis avalé et dispersé ces moraines mar-tiennes serait le paléo-océan de l’hémi-sphère nord mais, cette fois, dans uneversion avec banquise.

Une équipe de chercheurs européens arecueilli, sur la base d’images HRSC

(caméra de la mission européenne MarsExpress), un faisceau d’indices stupé-fiants suggérant que de gigantesquesvolumes de glace pourraient égalements’être accumulés de façon catastro-phique il y a quelques millions d’annéesseulement. En effet, ils auraient décou-vert à faible profondeur (quelquesdizaines de mètres) une strate de glacede 800 kilomètres de large sur 900 kilo-mètres de long pour une profondeur de45 mètres. Un volume comparable àcelle de la mer du Nord. L’analogie aveccette dernière ne s’arrête pas là puisquela strate de glace a l’apparence en surfa-ce d’une banquise formée de radeauxflottants disjoints, mais immobilisés parle gel de leur substrat liquide. L’anciennemer gelée martienne se serait formée à lasuite d’éruptions volcaniques affectantCerberus Fossae il y a deux à dix millionsd’années. La remontée de magma auraitprovoqué la liquéfaction de grandesquantités de glace stockées en profon-deur. Cette fonte massive a déclenché unécoulement et une érosion catastro-phique le long d’Athabasca Valles avecun débit 150 fois plus intense que celuidu fleuve Amazone. L’eau boueuse a finipar s’arrêter en aval et inonder de vastesterritoires pour former une mer qui a pro-gressivement gelé sous l’effet des bassestempératures.

Paysages d’origine glaciaire

À l’appui de toutes ces interprétationsencore controversées viennent de nom-breux indices complémentaires en faveurde la glace d’eau comme agent majeurdu modelage de la surface martienne

L’eau, sculpteur des reliefs martiens


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jusqu’à une époque relativement récenteà l’échelle géologique. Les cirques, lesvallées en auge, et autres terrains d’origi-ne glaciaire semblent abonder au fur et àmesure que s’améliorent la finesse et laqualité de nos images. À la suite de lamission Viking, les géologues suspectè-rent d’abord la présence de paysagesglaciaires dans les montagnes qui cir-conscrivent le bassin d’impact Argyre.Plus récemment, les images MOC de lamission Mars Global Surveyor (NASA)révélèrent que certaines vallées d’effon-drement à la limite entre plateaux craté-risés et plaines du nord présentent desstries longitudinales parallèles à leursrives. Ces structures sont caractéris-tiques d’écoulements faisant intervenirun mélange de cailloux et de glace. Éga-lement visibles sont les traces d’un vol-

canisme explosif issu de la confrontationentre les laves brûlantes jaillies des pro-fondeurs et la glace de surface à l’imagede ce qui se déroule en Islande. Enfin,d’anciens glaciers rocheux ont été repé-rés par la caméra HRSC de l’orbiteur MarsExpress sur la base occidentale desgrands volcans de Tharsis. Les imagesHRSC montrent de façon frappante descirques, des chenaux d’écoulement etdes fronts terminaux lobés qui résulte-raient d’une activité glaciaire récurrenteaux latitudes équatoriales et tropicalesde Mars aussi récemment qu’il y a 4 mil-lions d’années. L’alternance de périodesfroides avec accumulation nette de neigeà l’équateur avec des périodes plus clé-mentes et sèches résulterait de change-ments périodiques très marqués del’obliquité (fiche III-5).

Les restes d’une ancienne mer gelée dans la régiond’Elysium Planitia (latitude 5° Sud 150° Est). (crédits :ESA/DLR/FU)

Vue en perspective d’un système de deux cratèresoccupés par les restes d’un glacier (latitude 38° Sud104° Est). Ce dernier prenait sa source sur les pentesest du bassin Hellas pour s’écouler ensuite du pre-mier au deuxième cratère à travers une étroiteouverture. (crédits : ESA/DLR/FU)


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Qu’entend-on par climat ?

Le mot climat évoque tout d’abord ennous la perception intime et terrestre del’ensemble des circonstances météorolo-giques que nous vivons sur une périodesuffisamment longue pour en apprécierla variété en un lieu donné. Dans ce cas,il s’agit d’une notion très subjective quidépend de notre constitution physiqueet de notre vécu. Cependant, la notion declimat peut aussi répondre à l’exigencescientifique d’exactitude et de logique.Dans ce cas, le climat peut être abordé aumoins sous deux aspects. Le premierconcerne les moyennes des conditionsde température, pression, ensoleille-ment, nébulosité, précipitations (d’eauliquide ou solide), etc. mesurées dans unendroit donné de la Terre. Le second s’in-téresse aux ampleurs typiques des varia-tions de ces paramètres météorologiquesautour de leur moyenne. Cependantcette définition peut s’enrichir par l’étu-de des relations qu’entretiennent unezone climatique donnée et les environ-nements géographiques, physiques etécologiques sous son influence. Les cli-matologues peuvent ainsi déterminercomment le climat va sculpter la surfacede la Terre et influencer le développe-ment du vivant, végétation, animaux,sociétés humaines, etc. et comment enretour cet environnement influence lesconditions météorologiques. La notionde climat peut également être adaptée etétendue aux réalités des autres planètesqui possèdent une atmosphère, sachantque les conditions de pression et de tem-pérature, ainsi que les espèces qui peu-

vent se condenser et précipiter peuventêtre très différentes de l’eau sur Terre(fiche III-8). Si nous considérons les pla-nètes rocheuses avec atmosphère avecdes critères de terriens, alors pouvons-nous dire très schématiquement qu’àprésent :

π Mars a un climat en général extrême-ment froid, contrasté, parfois ven-teux, poussiéreux et nébuleux, sansprécipitation d’eau notable.

π Vénus a un climat abominablementchaud, tristement uniforme sur l’en-semble de la planète avec des ventsde surface faibles malgré la superrota-tion des masses d’air en altitude, uneforte nébulosité permanente et pas deprécipitations au sol.

Variations du climat terrestre

Sur Terre, les Hommes ont peu à peu prisconscience par expérience et par investi-gation scientifique que les conditionsclimatiques qui influencent grandementleur vie sont loin d’être immuables. Cesdernières fluctuent et évoluent sur despériodes de temps plus ou moinslongues. Ainsi la côte pacifique du suddu Pérou subit-elle des conditions clima-tiques extrêmement sèches la plupart dutemps à cause de la descente d’air tropi-cal et du courant froid de Humbolt quivient lécher ses côtes. Cependant, cer-taines années, l’océan se réchauffe et lesvents se mettent à souffler de l’ouestapportant avec eux des pluies dilu-viennes qui créent des ravages dans ce

Les climats des planètes telluriquesIII-5


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paysage sans végétation. Il s’agit del’une des conséquences du phénomèneEl Niño que les habitants de ces côtes duPérou peuvent expérimenter plusieursfois au cours de leur existence. De nosjours, l’Europe occidentale jouit en géné-ral d’un climat modéré sans grandsextrêmes de température et de précipita-tion. Pourtant, les récits de nos ancêtresdu XIVe ou XIXe siècle font souvent men-tion d’hivers particulièrement longs etrigoureux ainsi que d’étés courts, frais etpluvieux. La nature porte encore lestraces de ce « petit âge glaciaire » : troncsd’arbres à la croissance lente, morainesde glaciers détachées de leurs langues deglace, pollen fossile issu d’une végéta-tion sensiblement différente de celled’aujourd’hui. D’autres changementsencore plus drastiques sont intervenusau cours des centaines de milliers oumême des centaines de millions d’an-nées passées. Ils ont été peu à peu mis enévidence sur toute la planète depuisl’avènement de la géologie et de la gla-

ciologie modernes. En effet, le paysagequi nous entoure aujourd’hui et que legéologue étudie minutieusement, résul-te toujours de la succession de condi-tions climatiques et donc d’environne-ments naturels variés. La portion de laplaque eurasienne qui correspond à laFrance contemporaine a par exempleporté steppes et glaciers géants en alter-nance avec de la végétation tempérée auquaternaire, des mers tropicales à l’èresecondaire et des forêts équatoriales oudes déserts arides et chauds à la fin del’ère primaire. Pendant des millions d’an-nées, le niveau des océans a pu s’éleverde plusieurs centaines de mètres par rap-port aux continents. De vastes territoirescontinentaux furent alors envahis par leseaux qui déposèrent des matériaux sédi-mentaires sur une épaisseur parfoisconsidérable (plusieurs kilomètres). Lorsdu recul des eaux, les masses rocheusesainsi formées furent altérées, érodées ettransportées (donc ciselées) différem-ment en fonction des conditions clima-

Une portion de la calottepermanente nord de Marsformée par l’accumulationd’innombrables coucheshorizontales contenant unmélange de glace d’eau etde poussières minérales.(crédits : ESA/DLR/FU)


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tiques. Elles ont donc laissé desempreintes sur le paysage qu’il est pos-sible maintenant de décrypter.

Changements climatiquesrécents sur Mars

Une vision de plus en plus affirméeémerge présentement de la riche collec-tion d’images et autres données issuesde l’exploration de Mars : il y a au moins2 milliards d’années la planète rouge aconnu, peut-être de façon brève et épiso-dique, un climat plus « doux et humide »qu’aujourd’hui. Comme pour la Terre,cette histoire nous est contée par lemodelé de la surface martienne et lanature des roches qui la constituent.Contrairement à la situation actuelle,l’eau sous forme liquide ou solide étaitun élément majeur et actif qui a longue-ment sculpté les paysages. Des mers etun océan ont même pu s’accumuler ensurface « transitoirement » (fiches III-4 etVI-7).

Les calottes polaires sud et nord de Marsont globalement le même diamètre(1 100-1 500 kilomètres), la même épais-seur (3 kilomètres) et par conséquent lemême volume (un peu plus d’un millionde kilomètres cubes). De plus elles sonttoutes deux constituées par l’accumula-tion d’innombrables couches horizon-tales, latéralement étendues, dontl’épaisseur varie entre 300 mètres àmoins d’un mètre. Ces dépôts stratifiéssont formés d’un mélange de glace d’eauet de poussières minérales avec des pro-portions relatives variant d’une couche à

l’autre. Ces variations doivent refléterdes cycles climatiques dans la mesure oùla température, l’humidité et les ventscontrôlent l’accumulation ou l’enlève-ment de ces deux composants dans lescalottes. Sur les images satellitaires, lazone blanche et brillante qui se détachemagnifiquement du fond marron pous-siéreux des dépôts stratifiés correspondà une dernière couche de glace relative-ment dépourvue en poussière. Cettezone est beaucoup plus étendue au nord(1 000 kilomètres) qu’au sud (400 kilo-mètres). Au sud, on observe de plus unecouche superficielle de neige carboniqueépaisse de quelques dizaines de mètresqui survie actuellement au passage del’été. Ces dissemblances résultent peut-être de différences climatiques liées àl’écart d’altitude (respectivement -2 kilo-mètres et +4 kilomètres) existant entreles deux calottes.

Les calottes polaires permanentes deMars et les traces de glaciation épiso-dique sur le flanc ouest des grands vol-cans de Tharsis (fiche III-4) indiquent quele climat de Mars a changé périodique-ment au cours des cent mille dernièresannées. Cependant d’une façon plusmodérée qu’au début de l’histoire de laplanète. Mars est demeurée une planètefroide (température moyenne de l’ordrede - 50 °C) et relativement sèche.L’épaisseur et la composition de l’atmo-sphère, l’activité volcanique ainsi que lestock d’eau disponible en surface sontrestés à peu près constant contrairementà la situation des temps les plus reculés(deux premiers milliards d’années).

Les climats des planètes telluriques


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Néanmoins, il y a eu accumulation oudisparition de la glace au sol de façonalternée dans les régions polaires et auxtropiques. De telles variations résultentprincipalement de modifications de ladistribution de l’énergie solaire en fonc-tion de la latitude et des conséquencesassociées.

Cette distribution d’énergie dépend detrois principaux paramètres orbitaux (parordre d’importance) :

π L’obliquité : angle que fait l’axe derotation de la planète avec son planorbital.

π Le décalage entre la date des équi-noxes et celle où la planète passe auplus près du Soleil (périhélie).

π L’excentricité : le degré d’allongementde l’orbite elliptique.

Pour Mars, les deux premiers paramètresvarient beaucoup et de façon erratique.

Ainsi l’obliquité martienne, actuelle-ment égale à 25,19° (Terre 23,45°) a puosciller entre 0 et 50° en quelques mil-lions d’années seulement. Quand l’obli-quité est nulle ou modérée comme c’estle cas à présent, c’est l’équateur quireçoit le plus d’énergie solaire en moyen-ne annuelle. La glace n’est stable qu’auxpôles. Quand l’obliquité est très élevéece sont les pôles qui sont les plus enso-leillés. La glace n’est stable qu’à l’équa-teur. Mars bascule régulièrement d’unesituation à l’autre entraînant le déplace-ment des masses de glaces des pôles àl’équateur et inversement. Les paysagesmartiens conservent les traces de cesbouleversements. Notre Terre connaîtégalement des fluctuations périodiquesde ces éléments orbitaux mais de façonplus modérée grâce à la présence stabili-satrice de la Lune. Toutefois, les consé-quences de ces variations sont loin d’êtreanodines. Elles expliquent la successiondes périodes glaciaires et interglaciairesau cours des 2 derniers millions d’an-nées, c’est-à-dire l’ère quaternaire.


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Vue de l’espace, les atmosphères de laTerre et de Mars offrent une vision frap-pante : celle d’une mince enveloppe dia-phane entourant la sphère solide de cesplanètes. Cette impression est confirméepar les chiffres : plus de 80 % de la masseatmosphérique des trois planètes tellu-riques majeures est concentrée dans lespremiers 15 à 20 kilomètres au-dessus dusol. Une épaisseur bien dérisoire lors-qu’on la compare aux milliers de kilo-mètres de roches ou de métal qu’il fauttraverser pour atteindre le centre deVénus, la Terre ou Mars. Malgré leurapparente insignifiance, les atmosphèresjouent un rôle considérable. Elles contrô-lent les conditions physiques (tempéra-ture, pression), chimiques, météorolo-giques (précipitations, ensoleillement),etc. qui règnent à la surface. Elles ontpleinement participé aux phénomènesqui ont changé le visage des planètesdepuis quatre milliards et demi d’an-nées.

Les espèces majoritaires

Les atmosphères sont principalement com-posées de gaz, mais nous y trouvons égale-ment de petites particules liquides ousolides. Les atmosphères de Mars et deVénus sont dominées par le dioxyde de car-bone (respectivement à 95 % et 96 %) suivide l’azote (respectivement 2,7 %, 3,5 %).L’oxygène et l’eau sont relégués à l’état detraces (respectivement 0,001 % et 0,005 %).La situation sur Terre diffère complète-ment puisque l’azote est majoritaire

(78 % de l’air sec) avec la présence remar-quée d’oxygène (21 % de l’air sec) et d’ar-gon (0,9 %). L’eau est abondante, jusqu’à3 % en air très humide. De plus le dioxy-de de carbone n’apparaît qu’en petitesquantités (0,0354 %) même si ce chiffreest en constante augmentation depuisque l’Homme brûle massivement descarburants fossiles. Mars détient lerecord d’abondance de l’argon, un gazchimiquement inerte, avec 1,6 %.

Les espèces minoritaires

Chaque planète se distingue aussi par uncocktail unique d’espèces minoritaires,présentes en très petites quantités. Lesingrédients sont par ordre d’abondancepour la Terre : ozone, méthane etmonoxyde de carbone ; pour Vénus :dioxyde de soufre, monoxyde de carboneet acide chlorhydrique ; pour Mars :monoxyde de carbone, hydrogène etmonoxyde d’azote. À la différence desgaz principaux, la concentration des gazminoritaires varie souvent en fonctiondu temps et du lieu. En effet, ces gazsont souvent formés ou émis localementet ont une durée de vie limitée qui neleur permet pas de se mélanger globale-ment. Par exemple la teneur en ozonedans l’atmosphère de la Terre ou de Marsest maximale de jour. En effet, ce gaz estsynthétisé à partir de l’oxygène ou dudioxyde de carbone de l’air grâce aurayonnement ultraviolet du Soleil quibrise les molécules et les fait réagir. Lesmesures in situ de concentration du

La composition des atmosphères planétairesIII-6


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dioxyde de soufre effectuées dans l’at-mosphère de Vénus par les sondes sovié-tiques et américaines dans les années 70et 80 montraient de grandes disparités(de 0,0025 à 0,015 %) en fonction dupoint de chute. On suspecte les volcans

actifs vénusiens d’exhaler de façon irré-gulière de grandes quantités de ce gaz.Or ces volcans, en nombre peut-êtrelimité, ne se répartissent certainementpas de façon uniforme à la surface de laplanète.

La fine atmosphère de Mars observée par la tranche à l’horizon de la surface cratérisée.C’est la diffusion de la lumière par les constituants atmosphériques, gaz et particules depoussières en suspension, qui permet cette visualisation. (crédit : NASA)


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Les différences marquées de pression etde composition atmosphérique entreVénus, la Terre et Mars résultent du faitque ces planètes ont suivi des cheminsd’évolution bien distincts. D’après lesmodèles de formation du système solaire,les premières atmosphères permanentesont été engendrées par deux processus :d’une part le grand bombardement asté-roïdal et cométaire qui a touché les troisplanètes telluriques principales entre 4,4et 3,8 milliards d’années environ et,d’autre part, la deuxième phase de diffé-renciation qui s’est traduite, à peu près àla même période, par un volcanismegénéralisé et intense. Dans les deux cas,de grandes quantités de molécules pou-vant facilement passer d’une phasecondensée — liquide ou solide — à laphase gazeuse furent injectées à la surfa-ce et dans l’atmosphère. Des recherchesindiquent que les atmosphères primi-tives de Mars et plus encore de la Terreet de Vénus étaient épaisses et proba-blement dominées par le dioxyde decarbone, l’eau, l’azote et éventuelle-ment l’argon.

Comment se sont-elles transforméesultérieurement pour arriver à des condi-tions actuelles si différentes ? C’est prin-cipalement la disponibilité d’eau liquideà la surface et la façon dont les planètesévacuent leur chaleur interne (fiche III-4)qui déterminent ou influencent ces évo-lutions.

Sur Terre, les enregistrements géolo-giques indiquent que d’immensesvolumes d’eau liquide existent à la surfa-

ce depuis au moins 4,4 à 4,2 milliardsd’années. Il est donc probable qu’uncycle hydrologique se soit mis en placetrès tôt dans l’histoire de la Terre. L’eauest évaporée par le Soleil au-dessus desocéans, mers, lacs, etc., puis elle esttransférée sous forme de vapeur d’eau oude nuages par les mouvements atmo-sphériques (fiche III-10) pour condenser etprécipiter quand l’air est en état de satu-ration (fiche III-8). Ainsi, les continentsreçoivent actuellement 40 000 kilomètrescubes par an de pluie en provenance desocéans, pour un total de précipitationsestimé à 111 000 kilomètres cubes par an.La différence (71 000 kilomètres cubespar an) correspond à l’eau issue de l’éva-potranspiration de la végétation etretournant à celle-ci sous forme de pluie.Ce « flux » d’eau n’existait pas avant l’ap-parition des premières plantes terrestres.Néanmoins, comme aujourd’hui, uneimportante fraction des précipitationscontinentales retournait à l’océan parruissellement. Quelle est la relation entrecycle hydrologique et l’évolution de lacomposition de l’atmosphère terrestre ?En climat chaud et humide, le dioxyde decarbone atmosphérique se dissout effi-cacement dans l’eau de pluie pour for-mer de l’acide carbonique. Cette eau quiimprègne les roches est donc légèrementacide, et par là même apte à dissociercertains assemblages de minéraux. Ainsi,de nombreuses espèces ioniques dontl’ion carbonate, les ions magnésium etcalcium, etc. se retrouvent en solution etrejoignent les océans, transportés par lescours d’eau. Là, à la suite de processuschimiques et biologiques, ils précipitent

L’évolution de la composition des atmosphères planétairesIII-7


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pour former de nouveaux minérauxappelés carbonates : principalement dela calcite et quelquefois de la dolomie. Lacalcite constitue la matière blancheappelée « tartre » qui encrasse nosmachines à laver. Les carbonates entrentaussi dans la composition de nom-breuses roches sédimentaires marines. À raison de quelques millimètres par an,ces dernières peuvent s’accumuler surplusieurs milliers de mètres d’épaisseuren une centaine de millions d’années.Actuellement la quasi-totalité du dioxydede carbone originel, qui dominait l’atmo-sphère terrestre (à plus de 90 %), reposesous forme de carbonates au fond desocéans et sur les continents.

L’existence d’eau liquide, conjuguée à laprésence de molécules organiques et à ladisponibilité d’énergie solaire et géother-mique a également permis l’apparitiondu vivant sur Terre. La majeure partie desplantes captent le dioxyde de carboneatmosphérique et le transforme par leprocessus de la photosynthèse en molé-cules organiques complexes qui formentde nouveaux tissus ou constituent desréserves énergétiques. Le processus setraduit également par l’émission d’oxy-gène. Il a fallu environ 2,5 milliards d’an-nées pour que l’activité continue dumonde végétal génère les 20 % d’oxygè-ne de l’air que les autres êtres vivantrespirent. Après leur mort, le carbone destissus est en général recyclé dans l’atmo-sphère sous forme de dioxyde de carbonepar l’activité des bactéries décompo-

seurs. Cependant, dans certaines cir-constances — milieux humides à forteproduction végétale par exemple — ladécomposition reste incomplète. Lamatière organique peut s’amoncelerainsi pendant des millions d’années dansdes dépressions et se transforme petit àpetit en charbon ou en pétrole. De consé-quents gisements d’hydrocarbure exis-tent encore dans le sous-sol de notre pla-nète mais ils sont utilisés de manièreaccélérée pour faire fonctionner nossociétés modernes. Le carbone, aupara-vant immobilisé dans ces gisements, estlibéré par combustion sous forme dedioxyde de carbone. Les quantitésconcernées sont telles que l’abondancede ce gaz à effet de serre croît exponen-tiellement dans l’atmosphère depuis unecinquantaine d’années. Le dioxyde decarbone peut également se dissoudredans les océans, le carbone contribuant àla formation des barrières de corail etl’oxygène venant emplir l’eau océaniqueet l’atmosphère. Ce processus n’estcependant plus à l’œuvre aujourd’hui.

En conclusion, l’activité hydrologique etbiologique en cours sur notre planètedepuis 3,5 à 4 milliards d’années a pro-gressivement séquestré sous forme decarbonates ou de gisements d’hydrocar-bures la quasi-totalité du dioxyde decarbone de l’atmosphère primitive.L’oxygène dégagé par les plantes estdevenu le deuxième gaz le plus abondantaprès l’azote. Le dioxyde de carbone pré-sent dans l’atmosphère constitue un


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important gaz à effet de serre qui contri-bue à retenir la chaleur produite parabsorption du rayonnement solaire. Parconséquent, la réduction drastique del’abondance atmosphérique de cettemolécule depuis le début de l’histoire dela planète aurait dû se traduire par unechute de la température moyenne de laTerre. Néanmoins les enregistrementsgéologiques dont nous disposons pourles dernières 3 à 3,5 milliards démontrentque les conditions climatiques, certesfluctuantes, n’ont pas considérablementvariées en moyenne globale.

Deux mécanismes régulateurs explique-raient cette relative stabilité. Première-ment la puissance lumineuse du Soleilqui arrive sur Terre par mètre carré s’estaccrue de 30 % entre la naissance denotre étoile et à présent. Deuxièmementune partie des dépôts de carbonates oude gisements d’hydrocarbures sont recy-clés par oxydation ou combustion àcause de l’activité volcanique, elle-mêmeliée à la tectonique des plaques. En effetles plaques océaniques en subductionentraînent une partie des dépôts en pro-fondeur où ces derniers sont décompo-sés par accroissement de la température.Du dioxyde de carbone est dégazé qui varejoindre l’atmosphère par l’intermédiai-re des volcans répartis le long des lignesde subduction.

Ainsi depuis la fin de l’ère primaire sonabondance s’est-elle maintenue entre300 et 4000 parties par millions. La fiche« Evolution des planètes telluriques »

(fiche III-3) explique l’importance del’eau liquide dans le maintient d’une tec-tonique des plaques. D’autre part nousavons vu que l’eau fût un agent essentielpour le piégeage du dioxyde de carboneprimitif. À l’état gazeux, elle constitueaussi un puissant gaz à effet de serre enconjonction avec le dioxyde de carbonede l’atmosphère. Nous lui devons donc lemaintient de conditions ni trop chaudes,ni trop froides favorables à la vieterrestre.

Nos deux voisines Vénus et Mars n’ontpas eu cette chance.

Sur Vénus l’eau primordiale semble avoircomplètement disparue que ce soit à lasurface ou dans l’atmosphère. Ceciexplique qu’aucun dépôt de carbonatesn’ait pu se constituer à grande échelle etque la planète ait conservé son épaisseatmosphère dominée par le dioxyde decarbone. De nos jours ce gaz exerce donctoujours son puissant effet de serre quimaintient des températures extrême-ment élevées. L’eau qui est émise par lesvolcans en activité ne peut se condenserà la surface, reste pour un temps sousforme de gaz dans l’atmosphère ets’échappe ensuite vers l’espace après dis-sociation par les rayons ultraviolets dusoleil.

L’eau liquide a probablement coulé d’unefaçon relativement régulière à la surfacede Mars entre 3,8 et 2,3 milliards d’an-nées (fiche III-4). Pour cela l’atmosphèredevait être beaucoup plus épaisse qu’au-

L’évolution de la composition des atmosphères planétaires


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jourd’hui et dominée par dioxyde de car-bone. Par analogie avec ce qui s’estdéroulé sur Terre, certains scientifiquesont émis l’hypothèse de la formationd’importants dépôts de carbonates paraction de l’eau pour expliquer la diminu-tion de la densité atmosphérique.Cependant aucun de ces dépôts n’a été

détecté jusqu’à présent malgré lesimportants moyens d’observation misen œuvre. Que sont devenues lesréserves initiales en eau et en dioxyde decarbone ? Cette disparition conjuguéepourrait être étroitement liée à l’environ-nement spatial de Mars. Cette hypothèseest discutée dans la fiche VI-7.


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Les gaz atmosphériques sont desmélanges de diverses espèces. Cependant,il n’est pas possible d’injecter plus d’unecertaine quantité d’une espèce donnéedans le gaz atmosphérique. Il existe unevaleur de saturation, qui dépend de latempérature et de la pression. Lorsquecette valeur est atteinte, l’espèce en ques-tion se condense en petites gouttelettesliquides ou en petits cristaux solidesmicroscopiques, d’une taille de l’ordre dumicromètre. Ainsi naissent brumes,brouillards et nuages, qui ne sont pasl’apanage de l’eau. Par la suite, goutte-lettes ou cristaux peuvent continuer àgrossir par collisions mutuelles et coales-cence, puis éventuellement chuter : ellesengendrent des précipitations.

Terre

Sur notre planète, l’eau est le principalacteur de ces phénomènes qui nous sontextrêmement familiers et qui animentnos ciels. Les nuages recouvrent enmoyenne 50 % de la surface des océanset continents terrestres. Le gaz provient à86 % de l’évaporation des océans et à 14% des continents par évaporation directede l’eau et transpiration des plantes. Lesénormes quantités d’eau injectées dansl’atmosphère – 496 000 kilomètres cubespar an — retombent presque toutes enprécipitations.

Vénus

Vénus est la planète nuageuse par excel-lence puisqu’un voile uniforme, opaque

et jaunâtre dissimule entièrement sasurface vue de l’espace. Les missionssoviétiques (Venera et Vega) et améri-caines (Pioneer Vénus) ont révélé en par-tie la nature de ce voile peu dense (10 foismoins qu’un nuage typique terrestre)mais qui s’étend entre 32 et 88 kilo-mètres d’altitude. Loin d’être homogène,il est structuré en couches qui se succè-dent verticalement avec chacune despropriétés distinctes.

Au-dessus de 90 kilomètres d’altitude, lerayonnement ultraviolet du Soleil estsuffisamment puissant pour casser cer-taines molécules comme le dioxyde decarbone ou l’eau. Ces photodissociationsproduisent des espèces chimiques trèsréactives et oxydantes comme l’oxygèneatomique ou le radical hydroxyle qui vontdiffuser vers le bas. À des altitudes infé-rieures à 90 kilomètres, elles vont réagiravec le dioxyde de soufre venu des vol-cans pour former du trioxyde de soufre.Cette espèce a une affinité toute particu-lière avec l’eau qui, même présente entrès faible quantité, va l’hydrater en acidesulfurique. À haute altitude il fait froid (-70 °C) et ce composant ne tarde pas à secondenser en gouttelettes microsco-piques pour former une fine brume entre69 et 88 kilomètres.

Si nous continuons à descendre nousrencontrons entre 69 et 56 kilomètresune première couche de nuages principa-lement formée de particules de 0,3 micromètres de diamètre, la tailletypique des particules de fumée, dont la

Nuages et précipitations sur la Terre, Vénus et MarsIII-8


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composition chimique n’est pas biendéfinie. On suppose néanmoins qu’ils’agit de l’acide sulfurique qui continue àse condenser et à tomber lentement.Brutalement la visibilité s’améliore surmoins d’un kilomètre avant que nous nereplongions dans une deuxième couche.Il s’agit de la trame principale du voile deVénus constituée en grande partie departicules liquides d’acide sulfurique de2 micromètres de diamètre en moyenne,comparable à celui des gouttelettes d’unfin brouillard terrestre. Cette couches’étend sur près de 5 kilomètres avantune nouvelle mince zone de visibilité à 51kilomètres d’altitude. Suit une troisièmeet dernière couche nuageuse de 3 kilo-mètres d’épaisseur où les mesures indi-quent l’existence de particules encore

plus grosses — 7 micromètres, la tailledes gouttes d’un nuage sur Terre —solides et à haute teneur en chlore.

Cette dernière information suggère que,malgré la prépondérance supposée del’acide sulfurique dans toutes lescouches nuageuses, la composition chi-mique globale de ces dernières est certai-nement très complexe et variée. Il en vade même pour les mouvements, ressen-tis par les sondes soviétiques et améri-caines qui ont rencontré de nombreuseszones de forte turbulence pendant leurdescente à travers les nuages, celles-làmême qui agitent parfois frénétique-ment les passagers d’un vol commercialen envoyant balader leur délicieux repas.C’est le signe d’un air instable qui monte

Structure verticale de la couche de nuages uniforme vénusienne, commentée dans le texte. Figurent égale-ment sur le schéma les grandes migrations d’espèces chimiques et les réactions chimiques qui les affectent.(crédit : LPG/CNRS, d’après « Venus Revealed » de David Harry Grinspoon)


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et qui descend constamment à cause deséchanges de chaleur avec les nuages quise condensent mais aussi parfois sevaporisent. En dessous de 48 kilomètresc’est d’ailleurs ce dernier phénomène quidomine, l’acide sulfurique liquide préci-pite depuis la troisième couche vers lasurface mais n’atteindra jamais cettedernière. Avec la baisse d’altitude, latempérature devient trop élevée et cettepluie disparaît littéralement en libérantdes vapeurs d’eau et de dioxyde desoufre. Ces gaz vont pouvoir remonterlentement au-dessus des nuages et par-ticiper à leur régénération.

Mars

L’atmosphère de Mars ne contient que detrès faibles quantités d’eau. Pourtant elle estextrêmement froide (entre -130 et -20 °C), cequi la rend souvent proche ou en situa-tion de saturation. De délicats et fins cir-rus composés de particules de glace seforment alors à des altitudes de l’ordrede la dizaine de kilomètres. La planèterouge ne possède aucun océan et laquasi-totalité de ses paysages offre unaspect complètement desséché. Maisd’où peut bien provenir l’eau qui consti-tue les nuages?

C’est la question qui intrigue les planéto-logues du monde entier depuis desdécennies. Un schéma explicatif com-mence à se profiler même s’il mériteencore bien des améliorations. Mars pos-sède deux petites calottes (1 100 à 1 500kilomètres de diamètre) centrées sur lespôles sud et nord et principalement

bâties de glace d’eau. Le plus souventelles sont drapées d’une couche dedioxyde de carbone solide de 1 à 10mètres d’épaisseur mais le rayonnementsolaire printanier peut les en débarrasser.La glace d’eau se retrouve alors partielle-ment (au sud) ou entièrement (au nord) àdécouvert et se sublime superficielle-ment dans l’atmosphère. Une teneur eneau 30 fois (au sud) à 100 fois (au nord)plus élevée qu’en moyenne annuelle enrésulte. Les vents se chargent de trans-porter cette eau à des latitudes plusbasses et même en direction de l’autrepôle plongé dans la nuit polaire. La façondont la concentration d’eau augmentedans l’atmosphère au fur et à mesureque l’été s’installe montre qu’il doit exis-ter une autre source de volatiles que lescalottes polaires. Certains minéraux desurface relâcheraient l’eau absorbée enhiver. De plus de la glace se cacherait àl’intérieur du sol rocailleux de Mars auxmoyennes et hautes latitudes.

Des satellites artificiels produisentpresque quotidiennement des photosqui nous permettent d’étudier l’activiténuageuse martienne. Elle est particuliè-rement notable dans chaque hémisphèreen automne et en hiver au-delà de 30 degrés de latitude et au printemps eten été dans la région équatoriale. Dans lepremier cas, c’est la confrontation dedeux types de masses d’air qui force laformation d’une véritable ceinture denuages circumpolaire : l’air froid polaire (-130 °C) s’enroule autour de l’air « chaud »(-70 °C) et porteur d’eau en provenancede l’équateur. Les nuages apparaissent,

Nuages et précipitations sur la Terre, Vénus et Mars


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matérialisant ces spirales dépression-naires qui leur ont donné naissance.Dans le deuxième cas, nous avons affaireà un effet de relief souvent lié à la pré-sence de grands édifices volcaniques(Tharsis, Elysium). L’air, au contact despentes les plus ensoleillées, se réchauffeet s’élève vers les sommets. Se faisant, ilse refroidit, parfois en deçà de la tempé-rature critique de saturation.

Neige-t-il sur Mars ? C’est peu probableétant donné la finesse et le domaine d’al-titude des nuages martiens. Mais pour-quoi la planète rouge ne se recouvre-t-

elle pas alors petit à petit d’une couver-ture nuageuse globale ? Deux raisonspeuvent être invoquées : tôt ou tard lesconditions de température changent ausein des masses d’air et les nuages deglaces redeviennent vapeur. D’autre part,l’atmosphère se débarrasse de cettevapeur en la condensant directement surles sols extrêmement refroidis par leslongues nuits des moyennes et hauteslatitudes en hiver. Notamment une frac-tion importante de l’eau se redépose surles calottes polaires. Le cycle de l’eau estbouclé.

Activité nuageuse à l’équateur et aux tro-piques de Mars alors que la planète estproche de l’équinoxe d’automne pour l’hémi-sphère nord. Notons qu’une partie de cesnuages s’accrochent sur les grands volcansde Tharsis visibles au centre de l’image.(crédit : MGS – NASA)

Dépression météorologique née de la confronta-tion sur Mars d’air polaire froid descendu de lacalotte nord (en bas à droite de l’image) et d’airplus doux montant des tropiques. (crédit MGS –NASA)


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La fiche III-8 fait le point sur les nuageset précipitations. On y montre qu’il exis-te un cycle de l’eau dans l’atmosphère deMars. Or, il coexiste avec un autre cycletout aussi important : celui du dioxydede carbone. Les longues nuits d’hiver deshautes latitudes s’accompagnent d’unediminution de température suffisante (-100 à -125 °C) pour que cette moléculepuisse condenser à la fois dans l’atmo-sphère et au sol. Dans le premier cas, lespetits cristaux constituent des nuagesd’altitude, détectés essentiellementdans l’obscurité polaire permanente,grâce à des mesures d’altimétrie laser.Dans le deuxième cas, de grandes quan-tités de givre s’accumulent pour formerune véritable couche de neige carbo-nique d’un mètre d’épaisseur en moyen-ne. Au plus fort de l’hiver, cette couvertu-re, appelée calotte saisonnière, descenden latitude jusqu’à 50° de latitude etoccupe donc une surface considérable. Laquantité de dioxyde de carbone soutiréede l’atmosphère est suffisante pour fairechuter la pression au sol de près de 14 %pendant l’hiver de l’hémisphère sud. Puisle printemps revient, l’ensoleillementmoyen augmente progressivement, ainsique les températures. Le givre disparaîten conséquence par sublimation,d’abord aux latitudes moyennes puis deplus en plus proche du pôle. Le givre peutsubsister un peu plus longtemps auniveau de certains reliefs d’altitude ou deterrains particuliers. Cependant, peu

après le solstice d’été, même la calotted’eau permanente est libérée de sa cou-verture, complètement au pôle nord, enpériphérie seulement au pôle sud. Ledioxyde de carbone réinjecté dans l’at-mosphère migre vers l’hémisphère d’hi-ver où il peut se condenser. Le cycles’achève.

Le cycle du dioxyde de carbone sur MarsIII-9

Avec l’arrivée du printemps dans l’hémisphè-re sud, la couverture saisonnière de neige car-bonique se retire progressivement des mon-tagnes Charitum (57°S, 317°E). (crédit : MGS –NASA)


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Dépôts saisonniers de dioxyde de carbone solide recouvrant les hautes latitudes nord de Marsau sortir de l’hiver pendant lequel ils se sont constitués par condensation de l’atmosphère. (crédit : NASA)

Aux hautes latitudes sud de Mars, la sublimation de tous les dépôts saisonniers révèle la calottepermanente. C’est un énorme glacier de glace d’eau (en gris clair) recouvert d’une couche dedioxyde de carbone (en blanc) de quelques mètres d’épaisseur qui survit à l’été. (crédit : SA – DLR)


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Au quotidien nous sommes sensiblesaux vents et aux variations de tempéra-ture, pression, humidité et nébulositéqui animent notre atmosphère. C’estmême le sujet favori de nos discussions :la météorologie. Nous nous interrogeonsmoins souvent sur le moteur de cettedynamique.

L’origine des mouvementsdans les atmosphères

Les hommes de l’Antiquité en eurent l’in-tuition, et eux qui avaient une visionmystique des choses, le portèrent ausommet de leur Panthéon de dieux : lasource d’énergie principale qui alimentel’atmosphère (et la vie) : c’est le Soleil. Ilen va de même pour Vénus et Mars. Eneffet, la lumière solaire, en traversant lesatmosphères et en atteignant les sur-faces, est en partie absorbée par les gaz,les minéraux ou la biosphère constituantces deux milieux. Une partie est aussirétro diffusée vers l’espace par lesnuages ou les brumes ainsi que par le sol.La fraction réfléchie est perdue mais lafraction absorbée est transformée enchaleur qui élève la température. La pro-portion gagnée dépend de la nature desnuages et des sols. Le manteau nuageuxuniforme d’une perturbation renvoieplus de lumière que quelques cumulusisolés. Du sable volcanique absorbe plusde lumière que la neige. D’autre part,plus le Soleil est présent et haut dans leciel, plus la quantité de chaleur emmaga-sinée est importante. Or, en moyenneannuelle, l’ensoleillement est bien plus

important à l’équateur ou aux tropiques,qu’aux latitudes moyennes et aux pôles.À la défaveur de ces dernières régions, ilse crée un déséquilibre qui génère lesmouvements de l’atmosphère. Lesmasses d’air chaud moins denses s’élè-vent et vont se déplacer en direction deszones plus froides pour y apporter leurchaleur. Elles sont remplacées par denouvelles masses d’air en provenance deces zones froides. De tels déséquilibres etboucles de convection sont à l’oeuvrenon seulement à l’échelle de la planète,mais aussi à celle d’une région ou d’unemontagne. Ils créent souffles, brises etvents. Globalement ces derniers vonts’exprimer différemment selon le sens etla vitesse de rotation des planètes.

Les grands systèmes de vents

Mars et la Terre tournent d’ouest en est.L’air chaud et léger qui monte de l’équa-teur au printemps ne va pas se dirigerdirectement vers les pôles à demi dansl’obscurité, mais de biais en soufflantvers le nord-est (hémisphère nord) ousud-est (hémisphère sud) à cause d’uneforce générée par la rotation, appeléeforce de Coriolis. Prenons le cas de l’hé-misphère nord. Au niveau des latitudesmoyennes, le vent équatorial va affronterl’air froid et dense qui s’effondre auxpôles et coule à sa rencontre vers le sud-ouest. Cet affrontement se traduit par unmouvement tourbillonnaire. L’air froidsoufflant du nord-est s’enroule dans lesens inverse des aiguilles d’une montreautour de l’air chaud qui souffle lui du

La météorologie planétaireIII-10


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sud-ouest. À cause des différences dedensité, la masse chaude et humide estforcée de monter en altitude où elle con-dense et occasionne nuages sur Mars etla Terre et des précipitations sur cettedernière seulement. Ces processus libè-rent de la chaleur qui participe au main-tient des températures observées auxlatitudes moyennes et aux pôles. Sinonle contraste de température serait beau-coup plus élevé à l’équateur. L’air portéen altitude poursuit son chemin vers lepôle en continuant à se refroidir (et doncen apportant de la chaleur) jusqu’à ce

qu’il soit assez froid pour s’affaisser. Laboucle (ou cellule polaire) est bouclée.Cela doit être aussi le cas pour celle desbasses latitudes. À l’équateur, la montéede l’air, associée à la formation denuages sur Terre comme sur Mars, créeune baisse de pression qui aspire l’air destropiques. En se rapprochant de l’équa-teur, celui-ci est dévié vers l’ouest et éta-bli le régime des fameux alizés sur Terre,qui ont longtemps poussé les navires àvoile vers le Nouveau monde. Ces alizéstropicaux sont également observés surMars. Le tableau que nous venons de

À l’intérieur du disque : régime de vents s’établissant sur Terre aux équinoxes. À l’extérieur du disque :mouvements en latitude et altitude de l’atmosphère qui se superposent aux précédents. Les signes –et + indiquent les zones de basse et de haute pression. La croix rouge signale un vent puissant de hautealtitude appelé « courant-jet ». (crédit : LPG/CNRS, d’après « Venus Revealed » de David Harry Grinspoon)


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décrire s’applique également à l’hémi-sphère sud mais de façon symétrique.

Malgré de fortes ressemblances, les cir-culations générales de Mars et de la Terreque nous venons d’esquisser présententdes différences. En particulier les massesd’air de la Terre sont plus denses et plusriches en eau que celles de Mars et, parconséquent, peuvent convoyer plus dechaleur. Une composante essentielle dela régulation thermique terrestre,l’océan, fait aussi complètement défautsur la Planète rouge et désertique. Lestempératures qui y règnent montrentdonc plus de contraste que sur la Terre.Ainsi, lors d’un solstice sur Mars lessatellites d’observation mesurent enmoyenne une différence de 100 °C entrel’hémisphère d’hiver et l’hémisphèred’été (pour les latitudes élevées) contreune soixantaine sur Terre. Ce contraste seretrouve presque entre le jour et la nuitpour un même endroit : près de 70 °C dechute de température à 20° de latitudecontre 30 à 40 °C pour les déserts ter-restres.

Vénus est une planète bien singulière enparticulier à cause de sa très lente rota-tion sur elle-même (243 jours terrestres)et, qui plus est, rétrograde (d’est enouest). Dans ces conditions, la force deCoriolis est très faible, et nous nousattendrions à des vents orientés directe-ment vers les pôles ou plutôt vers la nuit.Expliquons-nous. Le jour qui réchauffeou la nuit qui refroidit l’atmosphèrevénusienne dure 117 jours terrestres, unlaps de temps a priori suffisant pouraccuser très fortement les différences detempératures entre les deux hémi-sphères à l’ombre et au Soleil. Cependant

les observations révèlent une situationbien différente. Les nuages de Vénusentre 48 et 88 kilomètres d’altitudeeffectuent d’est en ouest une coursefolle autour de la planète en 4 jours àl’équateur. D’autre part, la températureest remarquablement uniforme quel quesoit l’endroit où l’on se trouve au sol.Une contradiction que nous essaieronsde lever par quelques considérationsthermiques et dynamiques simples.L’atmosphère de Vénus est si massive (95fois celle de la Terre) qu’une journée d’en-soleillement vénusienne n’élève globale-ment la température de l’atmosphèreque de 0,4 % (38 % pour Mars). En effetil faut beaucoup d’énergie solaire pour lachauffer. Du côté nuit, le refroidissementest efficacement limité par la couchecontinue de nuages. Le contraste jour-nuit est par conséquent limité. Reste ledéficit d’ensoleillement moyen entrel’équateur et les pôles. La vitesse desvents d’altitude qui entraînent lesnuages à 400 kilomètres par heure enmoyenne, est si élevée qu’une autre forced’inertie prend le relais de la force deCoriolis : la force centrifuge qui a tendan-ce a ramener les masses d’air chaud versl’équateur tandis que la différence dechauffage entre latitudes les éloigne versles pôles. Attirés également à la fois versl’équateur et les pôles, les vents ne « choisissent » pas en quelque sorte etsuivent les parallèles d’est en ouest. Sansvents d’est puissants, il n’y aurait pas deforce centrifuge et, sans cette force, lesvents ne se maintiendraient pas. Enconclusion, nous avons affaire à un mou-vement qui s’auto entretient grâce àl’énergie apportée par le Soleil.

La météorologie planétaire


Chapitre 4

Les géantes gazeuses


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4. Les géantes gazeuses

Au-delà de la planète Mars et de la cein-ture d’astéroïdes se trouve un groupe deplanètes que l’on peut qualifier d’objetsgazeux. Il est souvent choquant pour quihabite la Terre de penser qu’une planètepuisse ne pas avoir de surface solide.C’est pourtant le cas de ces quatre-là :Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune de laplus proche à la plus éloignée du Soleil.De quoi sont alors constituées ces pla-nètes ?

Il s’agit d’enveloppes gazeuses qui sesont accrétées à partir des gaz de lanébuleuse planétaire lorsque le systèmesolaire s’est formé. Ces enveloppes sontessentiellement constituées d’hydrogè-ne et d’hélium, comme le Soleil.

Si l’on s’enfonce à l’intérieur de ces pla-nètes, que trouve-t-on ? Comme dans lecas du Soleil, on va constater une aug-mentation de la densité et de la tempé-rature dues à la contraction gravitation-nelle, mais contrairement au cas desétoiles, la densité et le réchauffementsont insuffisants pour déclencher desréactions de fusion nucléaire. Le four res-tera éteint. Dans le cas de Jupiter, la plusmassive des quatre, la pression interneva atteindre 42 millions d’atmosphèreset la température 20 000 °C. C’est énor-me mais c’est largement inférieur auxvaleurs à l’intérieur du Soleil où la tem-pérature dépasse les 15 millions dedegrés et la pression 220 milliards d’at-mosphère (chapitre II).

Il est possible que le centre de ces pla-nètes dites « géantes » contienne unnoyau rocheux dense de petite taille.

Autour de ce noyau, là où l’on atteint despressions de 42 millions d’atmosphères,l’hydrogène se trouve sous une formetrès particulière dans laquelle il estimpossible de faire la différence entre ungaz et un liquide. On a une « soupe »d’hydrogène mais cette soupe se com-porte comme un métal. Elle conduit lecourant électrique. Les électrons n’ap-partiennent plus à un atome donné maissont mis en commun et ils peuvent doncse déplacer, ce qui permet au courant depasser. Il est probable que c’est cette « soupe » métallique qui crée, à cause dela rotation de ces planètes, un champmagnétique qui dans le cas de Jupiter estpar exemple plus de 10 fois plus intenseque le champ magnétique terrestre (3,1 10-5 Tesla pour la Terre à l’équateurcontre 42,8 10-5 Tesla pour Jupiter).

La zone qui constitue l’atmosphère estmoins facile à définir que pour les pla-nètes telluriques qui elles présentent unesurface solide. Il est de même difficile derepérer les altitudes. Par convention etparce que la pression atmosphérique ter-restre est d’environ 1 bar, l’altitude zéromètre correspond au niveau moyen de lapression 1 bar soit 105 Pascals.

Les géantes gazeuses ont la particularitéde tourner relativement rapidementautour de leur axe. Les journées y repré-sentent moins de la moitié des jours ter-restres (sauf dans le cas de Neptune oùles journées ne sont que 0,7 fois pluscourtes que les journées sur Terre).Compte tenu du fait que ces planètessont beaucoup plus grosses que la Terre,les vitesses de rotation à l’équateur sont


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bien plus grandes que sur Terre, 12 kilo-mètres par seconde pour Jupiter contreun demi-kilomètre par seconde pour laTerre. Les axes de rotation des géantesprésentent une grande diversité : Jupiterest très peu inclinée par rapport au plande l’écliptique ; son obliquité est de 3degrés environ. Saturne et Neptune pré-sentent des inclinaisons de 25 et 30degrés ce qui est un peu plus que la Terre(23°). Uranus est très particulière. Sonaxe est incliné de presque 98 degrés cequi le rend proche du plan de l’écliptique.De plus sa rotation est rétrograde, c’est-à-dire dans un sens opposé à celui danslequel Uranus tourne autour du Soleil.Cette inclinaison reste un mystère.

Même si on lie généralement le champmagnétique d’une planète à sa rotation,la variété des inclinaisons des axesmagnétiques par rapport à l’axe de rota-tion montre que les choses ne sont pasaussi simples. Neptune et Uranus pré-sentent des champs magnétiques trèsinclinés par rapport à l’axe de rotation,respectivement de 47 et 59 degrés, alorsque Saturne a un champ magnétique ali-gné avec son axe de rotation. Jupiter estdans une situation similaire à la Terre.Son axe magnétique est incliné de 10degrés par rapport à l’axe de rotationcontre 11 degrés pour la Terre.

À cause de la rotation très rapide deJupiter, Saturne, Uranus et Neptune, onobserve des structures atmosphériquesen bandes grossièrement parallèles àl’équateur, surtout visibles pour Jupiteret Saturne : elles ont pu être visualisées

par Galilée dès ses premières observa-tions de Jupiter avec sa lunette au débutdu XVIIe siècle. Elles existent aussi dansle cas de Neptune et d’Uranus. Il s’agitd’une alternance de bandes sombres etde bandes claires. Ces bandes sont lesiège de vents horizontaux très rapidespuisqu’ils peuvent atteindre 180 mètrespar seconde sur Jupiter et 500 mètres parseconde sur Saturne. Ces vents sont troprapides pour être expliqués par la seulerotation de la planète. Ils nécessitent desapports d’énergie supplémentaires qui pro-viennent très probablement de l’intérieur.

Si l’on regarde plus finement on constateque les bandes sont interrompues pardes taches qui peuvent être rouges(Jupiter), blanches (Saturne, Jupiter etNeptune) ou noires (Neptune). Il s’agit degrandes tempêtes, sièges de vents tour-billonnants, qui peuvent atteindre destailles énormes puisque la tache rougede Jupiter est plus grande que la Terre.Certaines sont peu stables et peuventapparaître ou disparaître assez rapide-ment, mais la tache rouge par exempleest stable depuis les premières observa-tions de Galilée, soit depuis presque 400ans. Si l’on pense qu’une tempête ter-restre ne dure que quelques jours, cettestabilité paraît particulièrement longue.Une question se pose alors : cette tacheest-elle vraiment stable ou son tempsd’évolution est-il juste long ? À l’échelledu système solaire, 400 ans est unepériode très courte.

Une autre caractéristique des géantesgazeuses est leur composition qui pré-


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sente de fortes similitudes même si lesdifférences sont notables. Dans ce cadre,il faut distinguer deux sous groupes.D’une part, Jupiter et Saturne, plus mas-sives et plus proches, et d’autre partUranus et Neptune, plus petites et pluséloignées du Soleil.

Les deux planètes les plus massives ontdes proportions d’hydrogène et d’héliumconformes aux proportions de la nébu-leuse planétaire primitive, soit environ90 % d’hydrogène. Leur formation a ététrès précoce.

Uranus et Neptune formées plus tard ontdes proportions de ces éléments légersplus faibles. De plus, elles ont accrété desobjets glacés ou des comètes au cours deleur histoire, ce qui a eu tendance àabaisser encore leur quantité relatived’éléments légers. L’hydrogène ne repré-sente plus que 80 % environ des atomesconstituant la planète.

La composition en deutérium des atmo-sphères de Jupiter et de Saturne est éga-lement très proche de celle de la nébu-leuse primitive, telle qu’obtenue à partirde mesures effectuées sur le vent solaire.En conséquence, ces atmosphères sontqualifiées de primitives, alors qu’on lesnomme « secondaires » dans le cas desplanètes telluriques. En revanche, lacomposition isotopique d’Uranus et deNeptune est plus proche de celle desobjets glacés, ce qui confirme le rôle desapports extérieurs dans l’évolution de lacomposition de ces deux planètes.

En plus des constituants majoritaires,une grande quantité d’espèces minori-taires existent dans les atmosphères desquatre planètes géantes. Le plus abon-dant d’entre eux est le méthane que l’onconnaît bien puisque c’est le gaz de ville.Il est proportionnellement plus abon-dant sur Uranus et Neptune où il formedes nuages qui confèrent à ces deux pla-nètes des couleurs tirant vers le bleu. SurJupiter et Saturne, le méthane existe éga-lement mais le minimum de températu-re dans l’atmosphère (- 163 °C pourJupiter, - 183 °C pour Saturne) ne permetpas la condensation de ce constituant ennuages. Il est donc non seulement moinsabondant sur Jupiter et Saturne mais enplus il est moins visible puisqu’il restetotalement à l’état gazeux. Sur les deuxautres planètes géantes le minimum detempérature dans l’atmosphère est del’ordre de -200 °C ce qui permet auméthane de condenser en nuages.

Pourtant, des nuages existent aussi surJupiter et Saturne. De quoi sont-ilsconstitués ?

Il s’agit de petits cristaux, essentielle-ment d’une autre molécule simple quenous connaissons bien dans notre viecourante : l’ammoniac. Cette moléculedonne aux nuages de Jupiter et Saturneun aspect blanchâtre qui réfléchit demanière importante la lumière du Soleil.Le sommet de ces nuages se situe auxalentours du niveau de pression 1 bar.



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Uranus à gauche et Neptuneà droite en vraies couleurs(en haut) et en couleursaccentuées (en bas) prisespar le télescope SpatialeHubble. On remarque trèsbien lorsque les couleurssont accentuées les struc-tures en bandes liées à larotation. Elles sont très incli-nées dans le cas d’Uranus.(crédits : NASA et ErichKarkoschka, University ofArizona)

Une éclipse rare : Jupiter et trois de sessatellites en fausses couleurs. Le clichéest pris par Hubble. On remarque cinqpoints sur la photo, 3 points noirs quisont les ombres de Io, Ganymède, etCallisto. Les deux points colorés sont Ioet Ganymède. Callisto est à droite endehors de l’image. (crédits : NASA, ESA,et E. Karkoschka. University of Arizona)


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Il existe bien sûr d’autres molécules enmoindres proportions dans les atmo-sphères des planètes géantes gazeuses.On trouve des hydrocarbures simples etdans la haute atmosphère, de l’eau àl’état de traces. Cette eau ne peut pasvenir de l’intérieur de la planète : elle nepourrait pas franchir le minimum detempérature atmosphérique qui agitcomme une barrière. Il est donc probablequ’une partie de cette eau vienne dessystèmes d’anneaux qui entourenttoutes les planètes géantes ou d’apportsmétéoritiques ou cométaires.

Les anneaux de Saturne, les plus visiblesde tous les systèmes d’anneaux, ont étédécouverts en 1610 par Galilée. Les quatreplanètes présentent des systèmes d’an-neaux plus ou moins développés. Demanière générale, ils sont constituésd’agrégats de roches, de gaz solidifiés etde glace d’eau. Ces agrégats sont de dia-mètres très variés, allant de 5 micromètresà environ 10 mètres. Les anneaux ont uneépaisseur n’excédant pas 1 kilomètre, àl’exception de l’anneau E (fiche IV-2).

Dans le cas de Jupiter où le système d’an-neaux est particulièrement ténu, il a falluattendre 1979 et les sondes Voyager pourles découvrir. Bien que ceux d’Uranussoient assez importants, ils n’ont étédécouverts qu’en 1977 lors de l’occulta-tion d’une étoile par la planète.

Le système d’anneaux de Neptune parti-culièrement peu développé fut découvertencore par la sonde Voyager en 1989

même si les astronomes avaient dessoupçons depuis 1984 grâce à une occul-tation d’étoile.

Les planètes géantes ont toutes ungrand nombre de satellites. Jupiter en a63 répertoriés en février 2004. Outre lesquatre gros satellites découverts parGalilée, Io, Europe, Ganymède et Callisto,on a nommé 34 autres satellites pluspetits. Saturne a 34 satellites dont 30nommés, Uranus 27 et Neptune 13 (en2004). En comparaison la Terre n’a qu’unseul satellite naturel.

Ces satellites peuvent être assez gros :Titan, Ganymède et Callisto ont desrayons de l’ordre de 2 500 kilomètres.Certains possèdent des champs magné-tiques propres, d’autres des atmosphèresassez denses comme Titan qui graviteautour de Saturne, et a une pression ausol de l’ordre de 1,5 bar. Un des satellitesgaliléens de Jupiter, Io, est extrêmementproche de sa planète mère, à environ 6 rayons joviens. Les effets de marée pro-voqués par la planète mère et par lesautres satellites galiléens génèrent unvolcanisme très actif que l’on a pu pho-tographier.

Il faut remarquer que les quatre satellitesgaliléens de Jupiter ont une très grandeimportance historique puisque ce sontles premiers objets dont on a pu prouverqu’ils sont en rotation autour d’un autreobjet que la Terre. Ils ont donc constituéle début de la confirmation des théoriescoperniciennes.



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Les grandes questions

Les sondes Voyager, Galileo et Cassini-Huygens nous permettent d’avoir desinformations de très grande qualité surles géantes gazeuses. Cependant il restede nombreuses inconnues. On comprendaisément que leur structure interne estdifficilement mesurable in situ. On nepeut donc en avoir des informations quepar des moyens indirects. Elle reste trèshypothétique et le modèle du noyaurocheux n’a jamais pu être confirmé.

Expliquer l’origine des champs magné-tiques des géantes gazeuses requiert unebonne connaissance de leur intérieur.

Enfin, on a découvert récemment desplanètes autour d’autres étoiles. Ce sontà l’heure actuelle uniquement des pla-nètes géantes, nos moyens de détectionn’étant pas suffisants pour « voir » lesplanètes telluriques. De manière généra-le et pour les même raisons, elles sonttoutes très proches de leur étoile mère.La question est alors de savoir si ces pla-nètes dites « Jupiter chauds » sont simi-laires ou différentes des planètes géantesde notre système solaire.


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Au XVIIe siècle, Galilée observe les quatrelunes de Jupiter à l’aide de la lunette quiporte son nom. Le système jovien fut lapremière confirmation des théories deCopernic selon lesquelles la Terre n’estpas au centre de l’Univers. Le premier deces quatre satellites est le satellite Io. Ilporte le nom d’une des maîtresses deZeus (Jupiter chez les Romains) qui futtransformée en génisse par Héra, safemme, en colère.

Io se trouve à environ 420 000 kilo-mètres du centre de sa planète mère.Cela peut sembler assez loin en compa-raison de la Lune par exemple, à environ385 000 kilomètres du centre de la Terre.Mais rapporté au rayon Jovien c’est extrê-mement proche. Cette distance repré-sente 6 rayons joviens d’une part contre60 rayons terrestres de l’autre.

Les mouvements relatifs de la Terre, de laLune et du Soleil provoquent des maréesque chacun a pu observer en bord de mer.Ces mouvements affectent également lesroches même s’ils sont moins spectacu-laires. Dans le cas de Io, il n’y a pas d’eauliquide et seules les roches sont concer-nées. L’influence de Jupiter est prépondé-rante mais il faut en plus prendre encompte les effets des autres satellitesgaliléens, en particulier d’Europe, qui per-turbent l’orbite de Io et génèrent desmouvements de marée très importants.Sans ces satellites, Io serait déforméemais ces déformations ne se déplace-raient pas. En présence des trois autressatellites galiléens, les mouvements pro-voqués par ces marées entraînent d’im-portantes frictions internes qui chauf-

fent l’intérieur du satellite, le liquéfient,faisant apparaître un volcanisme trèsactif, découvert par les sondes Voyageren 1979. La mission Galileo a ensuite puobserver des éruptions spectaculairesavec des panaches de poussières s’éle-vant jusqu’à 500 kilomètres d’altitude,dont celle du 7 mai 1997. Des fissuresatteignant 40 kilomètres de long sontapparues, laissant s’échapper d’énormesquantités de magma très chaud (aumoins 1 600 °C). En volume, les débitsenregistrés sont de l’ordre de grandeurdes débits de l’éruption du Laki enIslande (1783) qui fut la plus intense érup-tion terrestre jamais enregistrée.

On a dénombré environ 300 volcans surIo, dont une centaine en activité simulta-née. Ces faits en font l’objet volcaniquele plus actif du système solaire. C’estd’ailleurs le seul hormis la Terre pourlequel on est sûr de la présence d’un vol-canisme contemporain (pour le volcanis-me sur Vénus, fiche III-4). Différentessortes de volcanismes de type terrestreont pu être identifiées : le volcanismeexplosif, comme le Stromboli en Italiepar exemple, ou le volcanisme de pointchaud, comme à Hawaï. Cependant lanature des émissions de ces volcansn’est pas identique sur Terre et sur Io.Dans le cas de Io, on observe surtout dudioxyde de soufre et du di-soufre. Cesmatériaux se redéposent en grande par-tie sur la surface au rythme d’un centi-mètre d’épaisseur par an, ce qui est énor-me : cela fait 10 kilomètres d’épaisseursur 1 million d’années, soit plus que l’al-titude du Chomolungma (Everest) au-dessus de la mer.

Jupiter et IoIV-1


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Cependant l’ensemble de ces matériauxne se redépose pas à la surface de Io, etlaisse dans son sillage un anneau de par-ticules de sodium, soufre et oxygène. Untel anneau est appelé un tore. À cette dis-tance, on se trouve à l’intérieur de lamagnétosphère de Jupiter (chapitre VI),cette zone sous l’influence du champmagnétique planétaire. Le rayonnementultraviolet solaire ainsi que des collisionsavec d’autres particules à hautes éner-gies ionisent une partie de ces molé-cules. La concentration électronique etionique est de mille à dix mille par centi-mètre cube. Ces particules chargées sontensuite captées par les lignes du champmagnétique jovien et précipitées sur laplanète autour des pôles. Cela crée une

structure supplémentaire à l’ovale auro-ral jovien (chapitre VI) que l’on appelle latrace du pied de Io. Cette petite tache de300 à 500 kilomètres de diamètre est trèslocalisée. Elle tourne avec Io, sur uneligne de champ magnétique passant parson orbite. Elle a été détectée par le téles-cope Spatiale Hubble dans l’ultraviolet.

Pour conclure, il faut préciser que denombreuses questions sur l’interactionentre Jupiter et Io restent sans réponse.En particulier, la présence d’un champmagnétique propre à Io n’est pas avérée.Il est évident que si c’est le cas, l’en-semble des modèles d’interactions entreIo et Jupiter devra être révisé.

Montage représentant laligne de champ magné-tique passant par Io. Ellecorrespond à la tache quel’on visualise sur lesaurores polaires. (crédit : NASA/JPL-Caltech)


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Au XVIIe siècle, Huygens découvre que lesvariations d’intensité du rayonnementde Saturne sont dues à un système d’an-neaux centrés autour de la planète dansle plan équatorial. Ce plan équatorial estincliné de 26,7° par rapport au plan del’écliptique, ce qui fait que la partie desanneaux située entre Saturne et la Terreest parfois en dessous de ce plan et par-fois au-dessus. Entre ces deux extrêmesles anneaux peuvent n’apparaître que parleur tranche. Cela se produit deux fois parrévolution de Saturne, c’est-à-dire tousles quinze ans environ. Ils ne nous mas-quent alors plus la planète car ils sontparticulièrement fins, seulement quel-ques dizaines de mètres d’épaisseur àcertains endroits.

Plus récemment, la sonde Voyager (NASA,1981) a permis de découvrir que toutes lesplanètes géantes présentent des sys-tèmes d’anneaux, même s’ils sont beau-coup moins importants que ceux deSaturne.

Ces anneaux sont constitués essentielle-ment de blocs de glaces ou de rochesdont les tailles varient du micromètre àplusieurs mètres. Les principaux anneauxde Saturne ont une épaisseur qui est del’ordre du kilomètre en moyenne, maisqui ne dépasse pas localement la dizainede mètres. Ceux d’Uranus ont une épais-seur de l’ordre de la centaine de mètres.

Ils sont soit issus des restes de comètescapturées par la planète, soit constam-ment alimentés par de la poussièrevenant des satellites. Cependant, de

nombreuses incertitudes demeurent surleurs mécanismes de formation. D’autreshypothèses évoquent qu’ils pourraientêtre inhérents à la formation d’une pla-nète et dans certains cas être tempo-raires ou périodiques : certains anneauxpourraient avoir été détruits et reformésplusieurs fois, d’autres, notamment dansle cas des planètes telluriques, pour-raient avoir été définitivement détruits.

Dans le cas de Saturne, ils sont trèsbrillants. Ils sont séparés les uns desautres par des zones de moindre concen-tration de blocs, appelées « divisions ».La nomenclature leur attribue deslettres. Le plus proche de la planète estl’anneau D, le plus lointain est l’anneauE, très diffus et qui s’étend sur 480 000kilomètres soit plus que la distance TerreLune. Les anneaux B et A sont séparés parla division de Cassini, une zone relative-ment vide, large de 5 000 kilomètresenviron. Il existe également, au milieu del’anneau A, une autre division moinslarge que l’on appelle la division deEncke.

De manière générale, les anneaux sesituent assez près de la planète, en deçàde la limite de Roche, qui représente ladistance minimale de stabilité d’unsatellite à proximité d’une planète. Sil’objet vient à traverser cette ligne, lesforces de marée deviennent trop puis-santes et il se disloque en morceaux.Seuls de petits satellites peuvent subsis-ter en deçà de cette limite. Pan et Mimassont dans ce cas.

Les anneauxIV-2


Saturne et ses anneaux photographiés par la sonde Cassini (ISS). (crédit : NASA/JPL-Caltech)

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Juste à la limite de roche Pandore etProméthée encadrent l’anneau F. On lesappelle les gardiens. Les dernièresimages prises par la sonde Cassini mon-trent que leurs interactions avec lesanneaux sont importantes et contri-buent à les confiner. Ils provoquent des

sortes de vagues sur les anneaux et pour-raient même échanger de la matière aveceux. Pan et Mimas, quant à eux, sem-blent être responsable des divisions deEncke et Cassini. Ils auraient nettoyé unerégion des anneaux.

Le système d’anneaux de Jupiter (Galileo, SSI). (crédit : NASA/JPL-Caltech)


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Les anneaux des autres planètes géantessont beaucoup plus ténus. Ceux deJupiter ont été découverts en 1979 parVoyager 1 (NASA). Ils étaient totalementinattendus. Contrairement à Saturne, cesanneaux ne semblent pas constitués deglaces mais plutôt de petits grains deroche. Ils sont très sombres et ne réflé-chissent que la moitié de la lumièrequ’ils reçoivent. Il semble qu’ils soientconstitués de poussières issues desquatre satellites galiléens de Jupiter. Parcontre, il est probable qu’ils soient beau-coup plus instables dans le temps que lesanneaux de Saturne. S’ils n’étaient pasréalimentés en permanence par les pous-sières venant des satellites galiléens, ilsdisparaîtraient rapidement. Dans ledétail, on trouve un halo central « dif-fus », un anneau central fin dit anneauprincipal puis deux anneaux extérieurs.

Comme dans le cas de Saturne, il existedes petits satellites au sein du systèmed’anneaux.

Le cas d’Uranus est assez particulier,puisque cette planète tourne autour d’el-le-même sur un axe très incliné : l’incli-naison de l’équateur sur le plan de l’orbi-te est de 98°. Les anneaux étant dans leplan équatorial, ils apparaissent généra-lement représentés face à nous. Ils sontassez distants et au nombre de onze.Comme dans le cas de Jupiter, ils sontassez sombres et semblent formés demorceaux plus gros que ceux de Jupiterce qui les ferait ressembler plus auxanneaux de Saturne. Ces anneaux por-tent un nom de lettre grec ou un nombre.Le plus brillant, l’anneau Epsilon est trèsproche de l’orbite d’un satellite. Il estintéressant de noter que ce n’est pas la

Les anneaux

Le satellite Promethée et l’anneau F.On remarque la déformation de l’an-neau F dans la région où se trouve lesatellite. Il y aurait bien des échangesde matière entre l’anneau etProméthée. (Cassini ISS)(crédit : NASA/JPL-Caltech)


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sonde Voyager qui a détecté ces anneauxen premier. Ils ont été découverts lors del’occultation d’une étoile par la planèteen Mars 1977.

Le cas de Neptune reste particulièrementmystérieux. Il existe quatre anneaux,photographiés par Voyager 2 (NASA,1989). Trois arcs sont aussi superposés àl’anneau le plus extérieur. Leur stabilitéserait due à une interaction gravitation-nelle cyclique avec le satellite Galatea

situé juste à l’intérieur de l’anneau.Cependant la composition et le mécanis-me de formation des anneaux et des arcssont inconnus.

Les anneaux sont donc un point com-mun des planètes géantes mais il a pu enexister au voisinage des planètes tellu-riques. Néanmoins, leur composition esttrès variable. Leurs origines et leurs sta-bilités restent un mystère.

Les anneaux d’Uranus vus par Voyager 2(NASA, 1986)(crédit : NASA/JPL-Caltech)

Les anneaux de Neptune vus par la sonde Voyager 2(NASA, 1989) (crédit : NASA/JPL-Caltech)


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Les planètes géantes tournent rapide-ment sur elles-mêmes, en dix à quinzeheures selon la planète (voir tableau surles sites http://lpg.obs.ujf-grenoble.fr/livre_annexe et http://www.editions-eyrolles.com). Cette rotation rapideamplifie des mouvements extrêmementviolents et de grande ampleur dans leursatmosphères.

Tout observateur de Jupiter a pu à l’aided’un simple instrument observer lesstructures en bandes (chapitre VIII). Cesstructures existent également surSaturne, Neptune et Uranus même sielles sont moins marquées.

Dès les premières observations de Jupiterau XVIIe siècle, la grande tache rouge a étéégalement signalée. Elle est gigantesque,d’une taille supérieure à celle de la Terre.Depuis, d’autres grandes taches ont étédécouvertes comme la tache sombre deNeptune, ou les taches blanches de Jupiter.

Que sont ces structures ? Quels phéno-mènes les contrôlent ?

Une structure en bandes

L’alternance de zones brillantes etsombres sur Jupiter est révélatrice de laprésence de régions nuageuses. Lesnuages d’ammoniac sont très réfléchis-sants et paraissent très brillants. Demanière générale, les zones nuageusesmarquent la présence de mouvementsascendants (dépression) et les régionssans nuages de mouvements descen-dants (anticyclone).

La rotation de la planète organise cesascendances en cellules de convection.Sur Terre, il existe trois cellules par hémi-sphère, l’équatoriale, la polaire, et une demoyenne latitude. On les appelle les cel-lules de Hadley. Elles conditionnent unebonne part des climats locaux. Dans lecas des planètes géantes, la vitesse derotation élevée multiplie le nombre deces cellules de convection ce qui expliquele grand nombre de bandes nuageusesvisibles sur Jupiter. Dans ces zones souf-flent des grands vents orientés parallèle-ment à l’équateur (est-ouest ou ouest-est). Ils peuvent atteindre des vitesses de180 mètres par seconde sur Jupiter (envi-ron 500 kilomètres par heure), 500mètres par seconde sur Saturne oumême 600 mètres par seconde surNeptune (environ 2 000 kilomètres parheure).

Les taches

En plus de ces bandes relativement régu-lières, on a identifié des taches. Ce sonten fait de grands tourbillons ou degrandes tempêtes que l’on pourrait com-parer à nos cyclones terrestres.

Comment sont-ils générés ?

L’exemple des cyclones tropicaux ter-restres peut nous permettre de com-prendre le phénomène. Au départ, il y aune source de chaleur locale interne quicrée une ascendance forte. Sous l’effet dela force de Coriolis, les vents se mettent àtourner formant un tourbillon. Sur Terre,les cyclones se meuvent rapidement et

La dynamique des atmosphères des planètes géantesIV-3






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Les structures en bandes de Neptune avec sestaches, noires ou blanches, photographiées parla sonde Voyager. (crédit : NASA/JPL-Caltech)

Photo de Jupiter prise par la sonde Cassini lors deson survol en 2000. On distingue clairement l’alter-nance de bandes et de zones ainsi que la grandetache rouge. La résolution est de 466 kilomètres parpoint. La tache rouge est plus grande que la Terre.(crédit : NASA/JPL/University of Arizona)

La grande tache rouge de Jupiter prise par la sonde Galileo. (crédit : NASA/JPL-Caltech)


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disparaissent au-dessus des continentsen quelques jours, dès que la source dechaleur s’est tarie.

Le mécanisme est-il le mêmedans le cas des planètesgéantes ?

Plusieurs points sont communs mais ilexiste des différences notables. La plusremarquable est la durée de ces tour-billons. La tache rouge a été observée, il ya presque 400 ans et elle se trouve tou-jours à la même latitude. Des ovalesblancs joviens se seraient formés en 1939.Il existe donc des mécanismes qui lesentretiennent sur de très longuespériodes.

Une autre différence doit être notée dansle cas de la grande tache rouge : c’est unanticyclone. Cela implique donc un mou-vement descendant.

Ces taches durent assez longtemps pourpouvoir se rencontrer et se grouper. Parexemple, deux ovales blancs joviens ontcoalescé de la sorte en 1998 puis en 2000pour former un très gros tourbillon quel’on peut observer aux environs de 30° delatitude sud. La tache rouge est égale-ment « nourrie » par des petits tour-billons qu’elle « avale ».

Plus en détail

Il est important de noter que la structuregénérale de ces atmosphères est en faitbeaucoup plus complexe que cette

superposition de bandes nuageuses avecquelques tempêtes.

Tout d’abord, aux pôles on ne remarqueplus de bandes et de zones. On peut l’ex-pliquer par le fait que les effets de rota-tion deviennent faibles aux hautes lati-tudes. D’autre part, on remarque auxfrontières entre les bandes et les zones,des turbulences importantes générantde petits tourbillons. Ces frontières sontdes zones de cisaillement : les vents y cir-culent dans des sens opposés de part etd’autre. Il existe donc des frictions quicréent ces tourbillons. On remarque éga-lement autour de la tache rouge des tur-bulences semblables à celles provoquéespar une pile de pont dans un fleuve (tur-bulence de sillage). Enfin Saturne est lesiège de très grands orages qui ont puêtre observés par Hubble et par la sondeCassini. Ces orages sont surtout localisésdans l’hémisphère sud dans une bandenommée l’allée des orages. Ils donnentlieu à des émissions radio très impor-tantes. Toutes ces structures sont acces-sibles à l’observation visible et neconcernent en général qu’une plage limi-tée d’altitudes. Que se passe-t-il en des-sous et au-dessus de ces nuages ? Le casde Neptune est à ce titre remarquablepuisque au-dessus de la tache sombre,on remarque des nuages blancs se dépla-çant à très grande vitesse. On les appelleles « scooters ».

Hormis ce cas particulier, il est très déli-cat de mesurer les champs de vitesses enl’absence de traceur visible des mouve-

La dynamique des atmosphères des planètes géantes


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Des ovales blancs à longues durées de vie photographiés par la sonde Galileo dans le proche infrarouge(Instrument SSI). (crédit : NASA/JPL-Caltech)

La tache rouge etune grande tacheblanche de Jupiter.Mission Voyager.(crédit : NASA/JPL-Caltech)


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La dynamique des atmosphères des planètes géantes

ments comme les nuages, qui suivent lesflux d’air. Nos connaissances sur lescouches profondes des atmosphèressont très limitées. Les structures sont-elles les mêmes lorsque l’on s’enfoncedans l’atmosphère ? Jusqu’à quelle pro-fondeur persistent-elles ?

En 1995, un module lié à la missionGalileo a été précipité dans l’atmosphèrejovienne. Il n’a pas noté de variationnotable du vent mais n’a fourni desinformations que jusqu’à 100 kilomètressous le niveau de pression de 1 bar. Cesondage, effectué à l’équateur à l’inté-rieur d’un panache convectif descendant,n’est pas forcément représentatif de cequi se passe ailleurs.

Au-dessus des couches nuageuses, l’ob-servation visible n’est plus possible maisles gaz ont une signature dans l’UV et ilest possible d’obtenir des informationspar exemple sur l’hydrogène. C’est ainsiqu’une anomalie appelée bulge dans lerayonnement de l’hydrogène autour del’équateur magnétique de Jupiter posede nombreuses questions. Les derniersmodèles indiquent que cette couchedevrait avoir une température supérieureà 6000 °C environ entre 2000 kilomètreset 2500 kilomètres, alors que le reste del’atmosphère est à 1 300 °C environ à cesaltitudes ailleurs. Quel est le mécanismequi provoque un tel chauffage ?

L’orage du dragon vu parla sonde Cassini enfausses couleurs. Laphoto est prise dansl’infrarouge proche dansles bandes d’émissiondu méthane. Ces oragesse trouvent quasimenttoujours à la même lati-tude. (crédits : NASA/JPL-Space Science Institute)


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L’explication la plus probable semble êtreun phénomène de convergence degrands vents provenant des régionspolaires. Ces vents seraient dus auxdépôts importants d’énergie dans leszones aurorales. Si ces derniers modèlessont exacts, il semble que ces ventsatteignent des vitesses supersoniques.

Pour conclure, il est important de remar-quer que la dynamique de l’atmosphère

jovienne est la mieux connue grâce auxmesures de la sonde Galileo ; celle deSaturne va être explorée dans les pro-chaines années par la sonde Cassini ;celles d’Uranus et de Neptune sont trèspeu connues puisque la seule sonde quiles a observées est Voyager. Existe-t-ildes différences entre les dynamiques deces planètes ?

Structures nuageuseslinéaires sur Neptune.Photo Voyager 2. (crédit :Nasa, NSSDC)


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Le 25 septembre 1846, l’astronome J. Galle de l’observatoire de Berlin envoieune lettre à M. Le Verrier. Les premièreslignes annoncent : « La planète dont vousavez signalé la position existe réelle-ment. Le jour même où j’ai reçu votrelettre, je trouvais une étoile de huitièmegrandeur qui n’était pas dans l’excellentecarte Hora XXI (dessiné par Monsieur ledocteur Bremiker) de la collection decartes célestes publiées par l’AcadémieRoyale de Berlin. L’observation du joursuivant décida que c’était la planèterecherchée. ».

La planète d’abord appelée le Verrier puisfinalement Neptune était mise à jour.Pour la première fois une planète avaitété découverte a priori par le calcul avantd’être visualisée. Cette lettre lue par M.Arago, directeur de l’observatoire deParis, à l’Académie des Sciences à Paris àla séance du 5 octobre 1846 marque letriomphe de la mécanique newtonienne.

L’arlésienne

Cette planète aurait pu être découvertebien avant. Galilée l’a observée endécembre 1613 puis en janvier 1614. Il laprend alors pour une étoile de magnitu-de 8. Il constate même son mouvementanormal pour une étoile mais n’en tirepas de conclusion. Cette planète seraobservée plusieurs fois au cours du XVIIIe siècle notamment par le fils deHerschel, le découvreur d’Uranus. A.Bouvard publie en 1821 des tables desmouvements d’Uranus. Il constate desécarts entre les observations et les cal-

culs et laisse au futur le soin de détermi-ner si les écarts sont dus à des mauvaisesobservations ou à « quelque actionétrangère ou inconnue qui aurait agi surla planète ». Les écarts constatés entre lemouvement réel et les prévisions pous-sent un étudiant anglais J. Adams àémettre l’hypothèse d’une nouvelle pla-nète en 1841. Il promet de se pencher surle problème dès la fin de ses études. Ilprévoit ainsi la position de Neptune maisn’est pas en mesure de l’observer. Seheurtant au désintérêt d’astronomesanglais pour ses travaux il abandonne leproblème.

En 1844, F. Arago avait commandé à U. LeVerrier des calculs complémentaires demanière à expliquer les anomalies dumouvement d’Uranus. Le Verrier n’a pasconnaissance des travaux d’Adams. En1845, puis le premier juin 1846, àl’Académie des Sciences Le Verrier présen-te les résultats de ses calculs et prévoitl’existence d’une planète, dont il détermi-ne l’orbite et la masse. Il complète sesrésultats au cours de l’été (mémoire du 31août) et envoie une demande d’observa-tion à J. Galle à l’observatoire de Berlin,demande reçue le 23 septembre 1846.

Auparavant des contacts avaient été éta-blis entre Le Verrier et Airy, l’astronomeanglais qui avait refusé les demandesd’observation d’Adams. Airy refuse ànouveau de chercher cette planète maisfinit par demander à Challis le directeurde l’observatoire de Cambridge de lefaire. Challis observe plusieurs fois la pla-nète sans l’identifier et apprend la nou-

La découverte de NeptuneIV-4


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velle de la découverte par la presse. Lesastronomes de l’Observatoire de Parisavaient observé la région du ciel en ques-tion dès le mémoire du 31 août, maissans grande conviction.

Pourquoi les Anglais et les Français, quiavaient commencé leurs observationsavant J. Galle, n’ont-ils pas découvert laplanète ? La première explication sembleêtre le scepticisme des caciques de l’as-tronomie. Airy n’a pas prêté attentionaux calculs d’Adams et lorsque les obser-vations ont débuté en Angleterre durantl’été 1846, Challis ne dépouillait pas sesdonnées au jour le jour. Il a donc observé4 fois la planète sans l’identifier en tantque telle. La deuxième explication tientaux cartes du ciel que possédaitl’Observatoire de Berlin. La carte corres-pondant à la position de Neptune venait

d’être dessinée et était extrêmementprécise. Enfin J. Galle accepta de regarderexactement à l’endroit indiqué par LeVerrier et non de balayer toute une régiondu ciel comme le fit Challis.

La polémique

Une polémique importante suit cettedécouverte. Les Anglais en réclamentleur part et les astronomes français semontrent peu enthousiastes, à l’excep-tion de F. Arago qui décide contre lesusages de nommer la planète Le Verrierquitte à débaptiser Uranus et à lui don-ner le nom d’Herschel.

Il déclare :

« M. Le Verrier a aperçu le nouvel astresans avoir besoin de jeter un seul regard

À gauche, Urbain Le Verrier qui découvritla planète Neptune par le calcul, etJohann Galle à droite, qui l’observa pourla première fois.


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vers le ciel ; il l’a vu au bout de sa plume ;il a déterminé par la seule puissance ducalcul, la place et la grandeur d’un corpssitué bien au delà des limites jusqu’iciconnues de notre système planétaire,d’un corps dont la distance au Soleil sur-passe 1 200 millions de lieues, et qui,dans nos plus puissantes lunettes, offreà peine un disque sensible. »

et ajoute un peu plus loin :

« M. Arago a annoncé à l’Académiequ’ayant reçu de M. Le Verrier une délé-gation très flatteuse : le droit de nommerla planète nouvelle, il s’est décidé à ladésigner par le nom de celui qui l’a sisavamment découverte, à l’appeler LeVerrier. Je n’ai pas cru, a ajouté M. Arago,devoir m’arrêter à quelques objectionssans base réelle. Comment ! On appelle-rait les comètes du nom des astronomesqui les ont découvertes, du nom de ceuxqui en ont tracé l’orbite, et le même hon-neur serait refusé aux découvreurs desplanètes ! Nous aurions, et c’est justice,la comète de Halley, la comète d’Encke ;nous aurions la comète de Gambart oude Biéla, de Vico, de Faye, etc., et le nomde celui qui, par une méthode admirableet sans précédents, a démontré l’existen-ce d’une nouvelle planète, en a marqué laplace et les dimensions, ne serait pas ins-crit dans le firmament ! ! ! Non, non ! celachoque la raison et les principes de lajustice la plus vulgaire.

Se préoccupe-t-on de quelques réformesque ma résolution semblerait entraîner ?Eh bien, qu’à cela ne tienne : Herscheldétrônera Uranus ; le nom d’Olbers sesubstituera à celui de Junon, etc. ; il n’est

jamais trop tard pour mettre en lam-beaux les langes de la routine.

Je prends l’engagement, a dit en termi-nant M. Arago, de ne jamais appeler lanouvelle planète, que du nom de Planètede Le Verrier. Je croirai donner ainsi unepreuve irrécusable de mon amour dessciences, et suivre les inspirations d’unlégitime sentiment de nationalité. »

(D’après les comptes rendus de l’Aca-démie des Sciences. Séance du05/10/1846. Base Gallica ; BNF).

Le nom de la planète fera l’objet d’unedeuxième polémique. Le Verrier sebrouille même avec F. Arago lorsquecelui-ci commence à accepter un nommythologique. Le Verrier se vengera enaccusant F. Arago d’être républicain en1847. Finalement la planète s’appelleraNeptune, dieu semeur de discorde.

En 1848, Le Verrier est encore attaqué sursa découverte. Certains affirment que laplanète théorique n’a rien avoir avec laplanète découverte. Il est vrai qu’il exis-tait des erreurs dans les calculs d’Adamset de Le Verrier. Ils avaient prévu desorbites à 37,2 (Adams) et à 36,5 UA, et desmasses de 45 et 32 fois la masse ter-restre. En réalité, l’orbite est à 30 UA et lamasse est de 17 masses terrestres. MBabinet explique, par exemple :

« L’identité de la planète Neptune avec laplanète théorique, dit M. Babinet, danssa Note du 21 août dernier, n’est plusadmise par personne, depuis les énormesdifférences constatées entre l’astre théo-rique, quant à la masse, à la durée de la

La découverte de Neptune


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révolution, à la distance du soleil, à l’ex-centricité, et même à la longitude(excepté pour l’époque de la découvertede M. Galle, ou très peu d’années avantet après). »

(D’après les comptes rendus de l’Aca-démie des Sciences. Séance du11/09/1848. Base Gallica ; BNF).

La réponse de Le Verrier est cinglante et àla hauteur du mauvais caractère dont ilfit preuve tout au long de sa carrière.Finalement, l’histoire retiendra son nom

comme celui du découvreur de la planètemême s’il s’agit, comme souvent enscience, d’une œuvre collective.

Cette découverte présente un caractèreparticulièrement important puisqu’elleest une des plus importante faite a prioridans l’histoire des sciences. Elle a imposél’idée que la physique avait atteint sacomplétude, et était à présent capable detout expliquer. Cette certitude a persistéjusqu’au début du XXe siècle, jusqu’en1905 lorsqu’Einstein mis au point la théo-rie de la relativité restreinte.

Voici une image récente deNeptune, prise par la sonde dela NASA Voyager 2, à 590 000kilomètres de la planète. Lescouleurs correspondent auxvraies couleurs. On y dis-tingue des structures nua-geuses et une grande tachesombre qui est un cycloneatmosphérique. (crédit : NASA/JPL)


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L’aspect des disques des planètesgéantes est assez fascinant grâce à ladiversité des formes et des couleurs quel’on peut observer. Étudier la couleurd’une planète paraît logique : c’est le pre-mier aspect que l’on en voit. Ainsi Jupiterapparaît toute en bandes blanches etrougeâtres, Saturne est jaunâtre, Uranusbleu-vert avec peu de structures etNeptune bleu profond avec des nuagesblancs et quelques taches noires.

À quoi sont dues ces couleurs, quels sontles éléments qui les génèrent ?

L’étude des couleurs d’une planète poseproblème, puisque c’est un paramètresubjectif qui dépend de l’observateur.Une personne décrira une planètecomme verte, une autre comme bleu-vert, une autre comme bleue. L’œil est untrès mauvais détecteur de couleur et ilprésente des biais importants.

De plus, les phénomènes qui peuventaffecter la lumière sont d’une très grandecomplexité et représentent un pan entierde la physique. La science de ces phéno-mènes s’appelle le transfert radiatif.Schématiquement, lorsqu’une lumièreest émise et rencontre de la matière, quece soit sous forme gazeuse, liquide, soli-de ou plasma, elle peut être réfléchie,diffusée, absorbée ou passer à traverssans subir d’interaction. Enfin cet obs-tacle peut être lui-même émetteur delumière.

Ainsi les bandes blanches du disque joviensont dues à des nuages qui réfléchissent

la lumière solaire. Neptune apparaît bleueparce que son méthane réfléchit cettecouleur et absorbe surtout le rouge.

La lumière au sens large, c’est-à-direincluant les rayonnements non visibles,infrarouges, ultraviolets, rayons X, etc.,réfléchie ou émise par les planètes est unvecteur d’information fondamental. Pourl’étude des planètes, son analyse, et enparticulier celle de la couleur, est souventle seul moyen pour déterminer les pro-priétés physiques et chimiques. Lesquelques rares sondes que l’homme a puenvoyer sur place font encore figure d’ex-ception. Il convient de trouver un moyende décrire une couleur par une mesureobjective, le moins possible sujette à uneappréciation personnelle. Les paramètrespertinents sont les longueurs d’onde desradiations et leur intensité. La solutionconsiste à décomposer cette lumière demanière à déterminer si certaines lon-gueurs d’onde sont plus ou moinsémises, absorbées ou réfléchies. Unetelle décomposition s’appelle un spectre.Les instruments modernes permettent engénéral d’avoir un spectre par pixel d’uneimage, on appelle ce type de photogra-phies « images spectrales ». La mesure etl’analyse des spectres est donc un passa-ge obligé. Cependant, leur interprétationest souvent complexe du fait des nom-breux phénomènes optiques en jeu.

Cette méthode générale est valable quoique l’on regarde : surface — mais il n’y ena pas sur les planètes géantes, atmo-sphère, nuages, aérosols. Une fois mesu-ré le spectre d’un objet, il est possible de

Les couleurs des planètes géantesIV-5


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reconstituer la couleur vue par l’œil grâceà la connaissance de sa sensibilité.

Dans de nombreux cas, certains gaz enpetites quantités sont responsables de lacouleur. Ainsi les bleus de Neptune etd’Uranus ne sont dus qu’à de faiblesquantités de méthane dans la hauteatmosphère, alors que l’hydrogène etl’hélium, majoritaires sont totalementtransparents dans le visible.

Dans le cas de Jupiter, on a pu déterminerque chaque couleur correspond à unealtitude particulière. Le bleu est le plusprofond, puis on trouve le blanc un peuplus haut et enfin le rouge-brun. Lesnuages de cette planète sont composésde condensat d’ammoniac, d’hydrogènesulfuré et d’eau. Les nuages de glaced’ammoniac sont très réfléchissants etapparaissent donc blancs. Dans lesbandes bleues, où ces nuages sontabsents, c’est peut-être l’absorption parle méthane gazeux qui contribue à don-ner la couleur. Dans le cas du rouge-brun,il est possible que des éléments trèsminoritaires ou des aérosols provenantde couches plus profondes colorent ces

nuages ou encore que des réactions pho-tochimiques dues au flux solaire ultra-violet génèrent des composés colorants.Ces couleurs notamment le rouge-brun,restent donc en partie mystérieuses.

La structure nuageuse de Saturne estassez similaire à celle de Jupiter mais lescouleurs apparaissent très atténuées. Ilest probable que cela soit dû à unbrouillard blanchâtre au-dessus de lacouche supérieure des nuages qui auraittendance à diluer les couleurs. La couleurjaunâtre proviendrait de réflexions surles nuages d’ammoniac, filtrées par cebrouillard. Les nuages blancs de Neptunepourraient être des nuages de glace deméthane.

L’analyse des couleurs des planètesgéantes est particulièrement riche maiselle est insuffisante sans un travail dedécomposition spectrale puisque sujetteà la subjectivité de l’œil. Pour acquérirdes informations objectives, il est néces-saire de passer par l’analyse détaillée dela lumière, c’est-à-dire mesurer desspectres.

Photos des quatre planètes géantes en vraies couleurs. À gauche Jupiter et Saturne, à droite Neptuneet Uranus. (crédit : Lunar and Planetary Institute)


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Depuis plusieurs années, les observa-tions des disques protoplanétaires (ficheI-4) nous faisaient soupçonner l’existen-ce de planètes hors du système solaire,des « exoplanètes » ou encore « planètesextra-solaires ». En 1995, la premièred’entre elles fut découverte par lesSuisses Frédéric Mayor et Didier Queyloz,grâce à des observations poursuivies àl’Observatoire de Haute Provence. Pour lapremière fois, un autre système planétai-re était mis en évidence, ce qui amène àpenser qu’il pourrait exister des cousinesde la Terre. Cependant, à l’heure actuelle,les planètes découvertes sont toujoursbeaucoup plus grosses que la Terre. Laplus petite d’entre elle a une masse del’ordre de 0,05 masse jovienne et a étédécouverte très récemment et la plusgrosse a une masse de l’ordre de 17 masses joviennes.

En 2004, la barre des cent planètes déce-lées a été franchie. Cependant elles nesont pas « vues directement » ; elles sontdétectées par deux méthodes indirectesprincipales. La première à avoir été miseen œuvre est dite « des vitessesradiales ». La deuxième est une méthodepar occultation. De quoi s’agit-il ?

La méthode des vitessesradiales

Dans un couple étoile-planète, la rota-tion s’effectue autour du centre de gravi-té commun. À mesure que la planètetourne autour de son étoile mère, cecentre de gravité se déplace pour unobservateur extérieur, ce qui imprime àl’étoile un mouvement d’oscillation

périodique. Ce mouvement est très faiblemais il est cependant détectable. Il per-met d’obtenir la périodicité, la masse dela planète et son éloignement de l’étoilemère. La plupart des détections ont étéfaites par ce biais.

Les méthodes par occultations

Le principe est simple. Lorsque la planètepasse devant son étoile mère, elle enocculte une partie de la lumière émise.Dans certaines circonstances, la diminu-tion d’intensité qui en résulte est suffi-sante pour être mesurable. Cela nécessi-te que la planète, l’étoile mère et le téles-cope qui regarde le phénomène soientdans le même plan. C’est assez rare etlimite le nombre d’observations. Ensuite,il faut viser au moment opportun labonne étoile ce qui laisse finalement peude chance de détection en regardant auhasard. De plus, cela empêche de décelerles petites planètes ou les planètes éloi-gnées de leur étoile mère puisque l’oc-cultation devient alors très faible. Enfin,il peut y avoir des occultations par desobjets qui ne sont pas des planètes. Il estsouvent très difficile de faire la différence.

La combinaison des deux méthodes estintéressante puisqu’elle permet deconfirmer par la première méthode unedécouverte par occultation.

Type de planètes détectées

Par construction, ces méthodes ne per-mettent pour l’instant que de détecterdes planètes assez grosses et proches deleur étoile. En effet, pour voir une étoile

Des Jupiter chauds par centainesIV-6


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vibrer, il est nécessaire qu’une grosseplanète rapprochée la perturbe. Demême, pour que la lumière d’une étoilesoit occultée suffisamment pour êtredétectée par nos instruments, il faut unlarge occulteur. Ainsi les premièresdécouvertes concernaient des planètesde tailles comprises entre celles deJupiter et Saturne et très proches de leurétoile entre 0,05 et 0,2 UA soit plusproches que Mercure ne l’est du Soleil.Ces planètes ont été nommées Jupiterchauds. En 2003, l’atmosphère d’une deces planètes a été détectée par occulta-tion de l’étoile HD209458. Cette atmo-sphère est beaucoup plus étendue que ceque l’on attendait. Il semble que cette

planète très proche de son étoile mèreperde son hydrogène à cause de la quan-tité importante d’énergie apportée. Elledevient incapable de retenir la partie laplus légère du gaz.

Même si ces planètes très proches de leurétoile sont les plus nombreuses, d’autresplus éloignées ont été détectées, cer-taines à des positions beaucoup plusconformes à la position de Jupiter (5,2Unités Astronomiques). Nos méthodesfavorisent la mise en évidence de pla-nètes grosses et proches de leur soleilmais cela ne signifie pas que les planètespetites, ou éloignées soient plus rares.

La première visualisa-tion directe d'uneplanète extra-solaire :la naine brune2M1207 et son com-pagnon planétaire. Ladistance entre la pla-nète et son étoilemère est de 55 U.A.soit une distancepresque deux foisplus grande que celleséparant le Soleil deNeptune. Photo prisepar le VLT/ NACO auChili en avril 2004.(crédit : ESO)


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Si proches de leur « soleil »

La position des Jupiter chauds soulèveencore de nombreuses questions. Sesont-ils créés près de leur étoile ou bienont-ils migré depuis une orbite plus éloi-gnée ? Les modèles de formation du sys-tème solaire affirment généralement queles planètes géantes gazeuses ne peu-vent se former que loin de leur Soleil(chapitre I). Il semble donc incohérent detrouver des planètes si grosses et siproches. Une des hypothèses récentespermettant d’expliquer cet apparentparadoxe est celle de la migration. Lesrestes du disque proto-planétaire provo-quent des frottements sur la planète.Son énergie est ainsi dissipée et son orbi-te se rapproche de l’étoile. Selon cer-taines simulations, il est possible que cesmigrations se fassent à une vitesse parti-culièrement rapide, en quelques dizainesd’orbites lorsque les planètes ont desmasses comprises entre celle de Saturneet celle de Jupiter.

Comparées aux temps d’évolution quel’on considère en sciences de l’univers,quelques dizaines ou centaines d’annéesreprésentent un temps très court.Cependant ce ne sont que des simula-tions et aucune mesure ne nous permetà l’heure actuelle de vérifier ces hypo-thèses.

Les futures missions

La découverte des planètes extrasolairesa ouvert un domaine d’investigationgigantesque et de nombreux points res-tent extrêmement mystérieux. Plusieursmissions spatiales sont prévues dans les

années à venir pour tenter de découvrirdes planètes de plus en plus petites.

Bien sûr, en raison des distances nousséparant de ces étoiles, il n’est pas ques-tion d’envoyer une sonde sur place.

La mission Corot de l’agence spatialeeuropéenne et du CNES doit être lancéefin 2005. Un de ses buts est de découvrirdes exoplanètes dont les masses seraientau minimum de 2,5 masses terrestres.Certaines seraient susceptibles de conte-nir de l’eau liquide. Corot fonctionne paroccultation et doit scanner environ 30 000 étoiles. Quelques dizaines d’entreelles pourraient présenter des planètesextrasolaires dont quelques-unes pour-raient être de type tellurique (chapitre IIIet fiches associées).

La mission Kepler de la NASA devrait êtrelancée en 2007. Il s’agit d’un télescopeconçu pour détecter là encore les pla-nètes extrasolaires par occultation del’étoile mère. La mission doit scanner 100 000 étoiles.

Des missions sont également projetées àplus long terme. Darwin (ESA), composéde 8 engins spatiaux dont 6 télescopes deplus d’un mètre cinquante de diamètre,devrait être lancé en 2014. La Nasa pré-voit également une mission nommée « Terrestrial planet finder » qui devraitpartir en deux temps : 2014 pour un desdeux engins et 2020 pour l’autre. Cesdeux dernières missions ont pour objec-tif non seulement de détecter desplanètes telluriques mais égalementd’analyser précisément leurs atmo-sphères.

Des Jupiter chauds par centaines


Chapitre 5

Des satellites glacés aux comètes


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À la découverte des objets glacés

À côté du Soleil, de la Lune et des cinqpremières planètes, les comètes sont lesseuls petits objets du système solaireobservés depuis la haute Antiquité. Leurextraordinaire spectacle a captivé l’at-tention et multiplié les interprétations,les faisant annonciatrices de présagesnéfastes ou heureux suivant lescroyances. La nature et l’origine de cesastres sont restées longtemps mysté-rieuses du fait de leurs apparitions appa-remment imprévisibles, de leurs déplace-ments inhabituels dans le ciel et de leursaspects changeants. Elles n’ont commen-cé à s’éclaircir qu’au milieu du XXe sièclelorsque Fred Whipple émis l’hypothèsequ’une comète était un corps de taillekilométrique constitué essentiellementde glaces et de roches.

Malgré l’observation de satellites autourdes planètes depuis 1610, il fallutattendre 1957 pour que la glace d’eau soitdétectée directement et pour la premièrefois à la surface de deux objets du systè-me solaire : les satellites GaliléensEuropa et Ganymède. Le développementdes grands télescopes, suivi des missionsd’exploration planétaires, permit ensuitede découvrir progressivement des objetsde plus en plus petits et lointains, d’endéterminer les orbites, puis lacouleur, avant d’être capable d’identifierles glaces et autres matériaux présents àleur surface. Une nouvelle catégoried’objets du système solaire, appelée « objets glacés », en opposition aux « objets rocheux » et « objets gazeux »,était née. À la fin des années 1980, elle

comprenait essentiellement les noyauxcométaires, les satellites des planètesgéantes et Pluton.

Par la suite, d’autres familles d’objetssupposés glacés ont été détectées auxenvirons de Jupiter et jusqu’aux confinsdu système solaire suscitant unerecherche active pour en déterminer lacomposition et l’origine.

L’avènement des missions d’explorationspatiale a permis d’obtenir des observa-tions rapprochées de certains de cesobjets glacés, en particulier les satellitesdes planètes géantes grâce aux missionsPioneer-10 et 11 (NASA, 1973, 1974),Voyager 1 et 2 (NASA, 1979-1989), Galileo(NASA, 1997-2001) et Cassini (ESA – NASA,2004). Elles ont révélé l’étonnante varié-té de la géologie de leurs surfaces, mêmepour les plus petits d’entre eux que l’onconsidérait jusqu’alors comme de groscailloux gelés, criblés de cratères, gris etennuyeux… Cette nouvelle vision a révo-lutionné les théories sur l’origine etl’évolution des satellites et a permis deprendre conscience de la très grandediversité des processus à l’œuvre sur cesobjets : cratérisation et fracture de leursurface par des impacteurs de diversestailles, collisions catastrophiques avecfragmentation et éventuellement ré-accrétion, différenciation de leur structu-re interne, échauffement interne pareffet de marée et volcanisme de glace,formation ou accrétion de matière carbo-née ou organique en surface…

La première mission spatiale ayant croiséun noyau cométaire est la sonde ICE(NASA) en 1985. L’année suivante, le sur-

5. Des satellites glacés aux comètes


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vol du noyau de la comète de Halley parles sondes Vega (URSS) et Giotto (ESA) afortement fait évoluer notre vision de cesobjets considérés comme très primitifs.

Les différentes familles

Si l’on exclut les quelques corps du systè-me solaire dont les glaces forment unepartie mineure de la surface, comme laTerre, Mars, Io (chapitres III et IV) ou duvolume comme certains astéroïdes de laceinture principale (chapitre I), les objetsglacés du système solaire gravitentexclusivement autour et au-delà deJupiter. On peut expliquer cette limitedes glaces par la température régnantdans la nébuleuse solaire au cours de laformation du système solaire. C’est seu-lement loin du Soleil, au-delà de plu-sieurs fois la distance Terre-Soleil, que latempérature était suffisamment bassepour permettre aux molécules simplesformées des éléments relativementlégers et abondants (carbone, azote, oxy-gène, hydrogène…) de se condenser sousforme de glaces et de se maintenir souscette forme durant plusieurs milliardsd’années, jusqu’à nos jours. La moléculed’eau étant la moins volatile d’entre elleset la plus abondante elle domine la plu-part des objets glacés. À plus grande dis-tance des molécules beaucoup plus vola-tiles comme le dioxyde de carbone, l’azo-te moléculaire, le méthane ou lemonoxyde de carbone peuvent se main-tenir à l’état solide. C’est le cas surTriton, Pluton, dans les noyaux comé-taires et probablement pour certainsobjets glacés au-delà de l’orbite deSaturne.

Outre la distance au Soleil, de nombreuxautres paramètres conditionnent la pré-sence de ces glaces à la surface desobjets du système solaire : leur lieu deformation, leurs histoires dynamique,géologique et thermique, la taille de l’ob-jet, sa gravité, sa température… L’und’eux donne des indications spécifiquessur leur composition. Il s’agit de la frac-tion de la lumière solaire arrivant surl’objet qui est réfléchie par la surface versl’espace : on l’appelle l’albédo.

C’est de préférence sur la base de leursorbites que ces objets ont été classés enquelques grandes familles dynamiques.La première famille est celle des satellitesdes planètes géantes. La seconde estconstituée des Centaures, une familled’objets orbitant entre Jupiter etNeptune. La troisième comprend lesobjets transneptuniens dont les orbites,comme leur nom l’indique, sont situéesau-delà de Neptune. La dernière inclut lescomètes dont l’intrusion de quelques-unes d’entre elles dans le système solaireinterne n’est que sporadique.

Les satellites des planètesgéantes

Les observations télescopiques et lesmissions spatiales (Voyager en particu-lier) ont mis progressivement en éviden-ce l’existence de systèmes d’anneaux etde satellites autour de chacune desquatre planètes géantes. Le nombre deces satellites ne cesse d’augmenter aufur et à mesure des missions spatiales etde l’amélioration des performances destélescopes. On en dénombre actuelle-ment 150 (début 2005) dont 63 autour de


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Jupiter, 47 pour Saturne, 27 autourd’Uranus et 13 en orbite neptunienne.Leurs observations spatiales rapprochéesont dévoilé une étonnante diversité detailles, de caractéristiques orbitales,d’états de surface, de géologie et d’évo-lution. Parfois majoritaire, la glace d’eausemble être présente à la surface ou dansla majorité de ces corps. Les diamètresdes deux plus gros satellites Ganymède(5 262 kilomètres) et Titan (5 151 kilo-mètres) dépassent celui de Mercure(4 880 kilomètres) tandis que les pluspetits actuellement observés atteignentà peine un kilomètre de diamètre.Certains satellites sont extrêmementbrillants, comme Encelade, d’autres sonttrès sombres. Parfois, une face estbrillante, alors que l’autre est sombre,comme Japet. Ainsi, certains pourraientne pas comporter de glace en surface,voire seraient essentiellement rocheux.Tous ces satellites montrent une extrêmediversité géologique allant de surfacestotalement criblées de cratères de toutestailles (certains atteignent plus du tiersdu diamètre du satellite) à des objetsdont la surface remaniée plus récem-ment est entrecoupées de vallées, de fis-sures tectoniques et de plaines lisses.Europe, le plus petit des satellitesGaliléens, en constitue l’exemple extrê-me par sa surface exempte de cratère ettotalement remaniée par une activitésimilaire au volcanisme, mais faisantintervenir de la glace et non des rochesen fusion.

Malgré cette grande diversité, certainespropriétés orbitales (rayon, excentricitéet inclinaison de l’orbite), de taille ou decouleur sont communes à plusieurs de

ces satellites. En particulier l’analyse dela taille des satellites en fonction de ladistance à la planète (en rayon planétai-re) a montré que l’on pouvait les classeressentiellement en trois sous-familles :

π Les satellites réguliers sphériques etde diamètre supérieur à 300 kilo-mètres tournent autour de leur planè-te mère dans le même sens que lesens de rotation de celle-ci sur elle-même. Leurs orbites sont quasi-circu-laires et quasi-équatoriales à une dis-tance comprise entre 3 et 30 rayons dela planète mère, excepté Japet orbi-tant à 60 rayons Saturniens. Ces satel-lites se sont très probablement for-més dans la nébuleuse proto-plané-taire peu après les planètes elles-mêmes.

π Les petits satellites internes sont detailles inférieures à 200 kilomètres etde formes irrégulières. Ils gravitent trèsprès de la planète mère ou à l’intérieurmême des systèmes d’anneaux, et ontla même origine que les précédents.Cependant certains d’entre eux pour-raient être des fragments de satellitesplus gros détruits par le passé.Quelques-uns de ces fragments tour-nent aussi sur l’orbite de satellitesréguliers, comme Telesto qui précèdeTéthys (satellite de Saturne) et Calypsoqui le suit.

π Les petits satellites irréguliersexternes (taille inférieure à 300 kilo-mètres) orbitent au-delà de 100rayons planétaires soit dans le sensdirect soit rétrograde sur des trajec-toires allongées (elliptiques) et forte-



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ment inclinées par rapport à l’équa-teur de la planète. Ces petits satellitesont tous des formes irrégulières etsont très probablement des objetscapturés par la planète après sa for-mation. Néréide autour de Neptune etPhoébé autour de Saturne en sont lesexemples de plus grande taille.

Triton, le plus gros satellite de Neptune(diamètre 2 700 kilomètres), constitueune exception notable car il a toutes les

caractéristiques d’un satellite réguliermis à part sa rotation rétrograde, trahis-sant son lien de parenté avec la dernièrefamille, celle des objets capturés. Le seulautre objet ne rentrant pas parfaitementdans l’une de ces trois familles estHypérion, satellite de Saturne, du fait desa forme irrégulière malgré sa grandetaille, et de son orbite elliptique maisassez proche de la planète.

Trois des satellites de Saturne,Encelade (500 km de diamètre, enhaut à gauche), Phoébé (214 km, àdroite) et Japet (1460 km, en bas)illustrent les tailles, les formes, lagéologie et les propriétés de sur-faces extrêmement différentes dessatellites glacés en général, etattestent de la grande diversitédans leurs histoires.(crédits : NASA/JPL)


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Les comètes

Après des millénaires d’observation descomètes on sait maintenant que sous lesgigantesques queues de poussière et degaz cométaires se cache un noyau trèssombre dont la taille peut varier dequelques centaines de mètres à quelquesdizaines de kilomètres. Plus de millecomètes différentes ont été identifiéesjusqu’à présent. Depuis la prédiction deHalley sur le retour de la comète de 1682,on sait que certaines ont une orbite ellip-tique autour du Soleil alors que d’autressemblent venir des confins du systèmesolaire. Les orbites des comètes ont révé-lé que celles-ci provenaient de deuxréservoirs. Un premier en forme de tore,entre 35 et 50 unités astronomiques, estnommé ceinture de Kuiper. Il serait àl’origine des comètes à courte périodegravitant près du plan de l’écliptique. Lesecond, en forme de coquille sphérique,le nuage de Oort, situé à très grande dis-tance du Soleil (vers 50 000 unités astro-nomiques) en contiendrait des centainesde milliards et serait la source des nou-velles comètes et des comètes à longuepériode (supérieure à 200 ans).

Un des intérêts majeurs de l’étude descomètes réside dans le fait qu’elles ontprobablement conservé de la matière pri-mitive du système solaire. Leur étudepermet ainsi de remonter aux conditionsphysico-chimiques ayant prévalu danscertaines zones du système solaire lorsde sa formation.

Les objets transneptuniens

Après la découverte de Pluton en 1930, larecherche de la dixième planète restasans succès jusqu’à la découverte en 1992d’un objet de plusieurs centaines de kilo-mètres de diamètre orbitant bien au-delàde Neptune. À la différence des planètesgéantes, ces corps sont solides et dedimensions plus modestes. Des glacesont été détectées à leurs surfaces.Depuis, près de 800 nouveaux objets dece type ont été observés (début 2005),certains atteignant des tailles supé-rieures à 1 000 kilomètres. Leur nombretotal pourrait dépasser la centaine demillions et quelques-uns pourraientdépasser les 2 000 kilomètres de dia-mètre. Trois principales familles orbitalesont été distinguées pour ces objets appe-lés transneptuniens : les « classiques »,les « résonnants » et les « diffusés ».

Ces découvertes ont révolutionné lanomenclature des planètes car il a étédémontré que Pluton, dont l’orbite trèsexcentrique et inclinée ne cessait d’intri-guer, ainsi que son satellite Charonappartenaient bien à cette famille desobjets transneptuniens. D’autres satel-lites des planètes géantes pourraientaussi être d’anciens membres de lafamille des transneptuniens, déviés puiscapturés par ces planètes. Triton, le plus


Comète Hale Bopp. (crédit : JohnnyHorne)


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gros satellite de Neptune, dont l’orbiterétrograde atteste de sa capture, enserait l’exemple le plus marquant. Cesobjets sont aussi considérés comme lasource de certaines comètes à courtepériode ainsi que de la famille des « asté-roïdes » Centaures.

Les Centaures

Il s’agit d’une famille d’objets de taillecomprise entre quelques dizaines etquelques centaines de kilomètres etdont les orbites, elliptiques, sont situéesentre Jupiter et Neptune. On en connaîtactuellement près de 150, mais ils pour-raient être plusieurs milliers, certainspouvant probablement dépasser le mil-lier de kilomètres de diamètre. LesCentaures ont des orbites instables àl’échelle de quelques millions d’annéeset sont donc probablement des objetstransneptuniens échappés « récem-ment » de la ceinture de Kuiper par le jeude perturbations planétaires. Le membrele plus connu de cette famille est sansconteste Chiron, qui présente la particu-larité d’être entouré d’une faible chevelu-re, à l’instar des comètes. Cela laisse pen-ser que les Centaures sont des corpsintermédiaires entre les objets trans-neptuniens et la famille des comètes àcourte période issue de ces objets.

Propriétés physiques

Tous ces différents objets possèdentdonc une très grande variété d’orbites,allant de trajectoires quasi-circulaires etéquatoriales autour des planètes géantes(satellites réguliers et internes) à des

orbites très allongées et fortement incli-nées sur le plan équatorial de ces mêmesplanètes (satellites externes). Les petitsobjets glacés en orbite autour du Soleil(Centaures, objets transneptuniens,comètes) ont quant à eux pratiquementtous des orbites elliptiques plus oumoins inclinées sur le plan de l’éclip-tique.

Mais ces objets glacés montrent aussid’importantes différences de taille,forme, densité, structure interne, géolo-gie, couleur et composition. Certainscomme Titan, Triton et Pluton, retien-nent même une atmosphère ou produi-sent des émissions transitoires de gaz etde poussières comme les comètes et cer-tains Centaures.

Malgré la présence de glaces dans cesobjets, l’albédo de leur surface varie de « blanc comme neige » à « noir commesuie » en passant par divers tons de grisou plus fréquemment des tons rou-geâtres plus ou moins sombres. Ces tonset couleurs ont encore une origine malexpliquée mais ils proviendraient de lacomposition plus ou moins minérale,carbonée ou organique des poussièresmélangées aux glaces. Ils seraient étroi-tement liés à l’origine et à l’histoire del’objet depuis sa formation. C’est pourcette raison que l’albédo de la surface etdifférents indices de couleur dans levisible et l’infrarouge sont fréquemmentutilisés pour rechercher des liens géné-tiques entre familles dynamiques oupour tenter de séparer en sous-famillesdistinctes des objets ayant des orbitessimilaires.


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Les liens entre ces famillesd’objets

À mesure que des observations ont mon-tré que certains objets d’une famille pré-sentaient des caractéristiques ou descomportements propres à une autrefamille, la frontière, précédemment bientranchée, qui séparait astéroïdes,comètes et satellites s’est émoussée. Enparticulier des liens de parenté très fortsse dessinent entre certaines familles decomètes, les Centaures et les objetstransneptuniens. Même la famille desplanètes a été atteinte par cette révolu-tion, Pluton, la seule planète glacée,

ayant été déchue de son statut pourrégner, peut-être plus pour longtemps,sur la grouillante famille des objetstransneptuniens.

L’abondance des glaces a été initiale-ment utilisée pour séparer a priori lesobjets glacés (supposés clairs) des objetssupposés rocheux (sombres). Mais il estapparu que la couleur de la surface, ouson albédo, sont des caractéristiquestrompeuses. Le cas le plus probant estcelui de la comète de Halley : la sondeGiotto a constaté que son noyau, trèsriche en glaces, était aussi sombre que lasurface des astéroïdes les plus sombres.


L’albédo et le spectre dans le visible et l’infrarouge de la surface des objets glacés fournissent des infor-mations sur la composition des surfaces. Couplés à la géologie, celles-ci permettent de décrypter leur his-toire. Europe (à gauche) montre une surface brillante striée de veines de matériaux issus de l’intérieur parcryovolcanisme. La mise à nu de couches internes de la mystérieuse Miranda (en haut à droite) est-elle lerésultat d’une collision, bien plus violente que celle qui créa l’énorme cratère Herschel (120 kilomètres dediamètre) de Mimas (en bas à droite) ? (crédits : NASA/JPL)


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L’accumulation des observations montrequ’il existe une transition progressive enterme de quantité relative de glace entreces différentes familles. En définitive, lanotion même « d’objet glacé » et « d’ob-jet rocheux », encore maintenue dans celivre, est en train de disparaître.

D’autre part, depuis l’observation de l’ap-parition d’une coma autour de Chiron, lanotion de « comète » tend à revenir à sa défi-nition première en se rattachant plus à l’ob-servation d’une « activité de type cométai-re » (léger dégazage) de l’objet plutôtqu’à son origine. Cette activité ayantpour origine la sublimation des glaces ensurface, c’est donc leur abondance cou-plée à la proximité du Soleil qui serontdéterminants.

Une nouvelle définition de familles d’ob-jets prenant aussi en compte leur com-

position et leur histoire dynamique com-mence donc à se dessiner.


D’où viennent ces objets ? Comment sesont-ils formés ? Qu’est-ce qui détermineleurs orbites et leur physionomieactuelles ? Quels objets sont suscep-tibles de contenir de la matière orga-nique et quelle en est l’origine ? Certainsobjets sont-ils susceptibles d’abriter desenvironnements prébiotiques ?

Toutes ces questions générales et lesnombreuses autres spécifiques auxobjets glacés qui en découlent attendentune réponse à travers les observationsdes différentes familles d’objets glacés etleurs comparaisons.

Hypérion, un gros satellite de Saturnemais de forme irrégulière (taille : 370 x 280x 225 kilomètres), en révolution sur uneorbite elliptique mais proche de la planè-te et soumis à une rotation erratique : uneexception remarquable dans la familledes satellites. Sa surface « spongieuse »révélée par Cassini rajoute encore au mys-tère de son origine et de son évolution.(crédit : NASA/ESA/JPL).


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Leur découverte

En 1610 l’astronome et physicien italienGalileo Galilei pointe la lunette astrono-mique qu’il vient de concevoir versJupiter. On imagine le choc ressenti par lesavant à la première observation. Grâceau surcroît de lumière recueilli par l’ins-trument et à sa capacité de grossisse-ment, la planète réduite jusqu’alors à unpoint de lumière aux yeux des Hommesse révèle. Les carnets d’observation deGalileo nous permettent aujourd’huiencore d’appréhender la vision qui s’offreà lui : un disque brillant légèrement apla-ti entouré de petites « étoiles » presquealignées. Les nuits qui suivent la décou-verte montrent que ces quatre astres nonrésolus se rapprochent et s’éloignent deJupiter périodiquement. Galileo com-prend bientôt qu’il observe là quatrelunes (baptisées lunes médicéennes) enrévolution autour de la Planète Mère avecune période d’autant plus courte que lerayon de la trajectoire est petit. Cettedéduction difficilement réfutable justifiedéfinitivement aux yeux de Galileo lavision de l’Univers récemment proposéepar l’astronome Copernic. Jupiter est lareproduction à une échelle plus modestedu système solaire. Comme les lunesmédicéennes, les planètes (y comprisJupiter) se meuvent autour d’un astrecentral beaucoup plus massif, en l’occur-rence le Soleil. Poursuivons cette analo-gie comme l’aurait fait Galileo lui-mêmeou un de ses contemporains. Si les pla-nètes et les lunes sont de même nature,alors ces dernières doivent aussi consti-tuer des mondes tout comme notre Terre

avec leurs environnements, leurs pay-sages et, qui sait, leurs habitants.L’imagination s’emballe et la fascinationnaît. Quels visages nous offriraient leslunes médicéennes si nous pouvions lesapprocher d’assez près pour en distin-guer la surface?

Caractéristiques générales

Il a fallu attendre les deux survols deJupiter par les sondes Voyager pour dis-tinguer les traits principaux des lunesmédicéennes rebaptisées satellitesGaliléens. Io, dont le rayon atteint 1831kilomètres, gravite à proche distance,5,88 rayons de la planète géante (RJ). Ennous éloignant, nous trouvons à 5,38 RJEurope, petite sphère (1565 kilomètres derayon) blanche et marbrée de brun clair.Puis surviennent deux des plus grossatellites du système solaire compa-rables en taille à la planète Mercure.Ganymède (2634 kilomètres de rayon)apparaît à 15 RJ comme une grosse bouleà dominante marron mais avec parendroits des zones de couleur crème.Enfin Callisto (2 403 kilomètres) à 26 RJexhibe un manteau sombre ponctué detaches blanches. À l’occasion des sur-vols, la masse de ces objets a pu êtredéterminée et, par conséquent, leurmasse volumique qui est inférieure, àl’exception de Io, à celle des planètes tel-luriques (typiquement 3 500 kilo-grammes par mètre cube). Des matériauxplus légers que des roches silicatéescomposent donc en partie les 3 satellitesgaliléens externes. De façon remarquableleur masse volumique décroît au fur et à

Les satellites galiléensV-1


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mesure que l’on s’éloigne de Jupiter :3010 kilogrammes par mètre cube pourEurope, 1 940 kilogrammes par mètrecube pour Ganymède et 1 830 kilo-grammes par mètre cube pour Callisto.Par conséquent la proportion des maté-riaux légers — comme la glace d’eau —par rapport aux roches doit augmenterd’Europe à Callisto.

L’orbiteur Galileo de la NASA a exploré lesystème jovien de décembre 1995 ànovembre 2001, frôlant l’un des quatresatellites Galiléens à chaque orbiteautour de Jupiter. Ainsi chacun d’eux abénéficié d’une bonne dizaine de survols

au cours desquels une batterie d’instru-ments a été activée : caméra, spectro-mètre-imageur, radiomètre thermique,etc. (chapitre VII). Peu à peu, les struc-tures géologiques, la composition chi-mique et la température de la surface surIo (fiche IV-1), Europe (fiche V-2),Ganymède (fiche V-3) et Callisto (fiche V-4), nous sont devenus plus familières.L’enregistrement de la force de gravitéexercée par les satellites sur Galileo et lamesure de leur magnétisme lors des sur-vols ont permis d’appréhender leurstructure interne.

Montage photographique montrant la planète Jupiter (en haut à droite) et son cortège de satellites gali-léens. Par ordre d’éloignement : Callisto, Ganymède, Europe et Io. (crédit : Galileo, NASA)


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Callisto est le plus éloigné des satellitesgaliléens autour de Jupiter. Il a un aspectsombre assez uniforme, ponctué d’in-nombrables cratères d’impact de toutestailles. Nous avons apparemment affaireà un objet qui n’a quasiment pas évoluédepuis sa formation, il y a 4 à 4,5 mil-liards d’années. En l’absence d’activitégéologique notable qui aurait pu les effa-cer, la surface a conservé toutes les tracesdu bombardement auquel elle a étésoumise.

Les palimpsestes

Une observation plus attentive révèle parendroits la présence de grands réseauxde fossés en arcs de cercle de plusieursmilliers de kilomètres de diamètre et decentaines de kilomètres de longueur.Parfois il est possible de déterminer lecentre autour duquel semblent tournerces failles. Il s’agit le plus souvent d’unerégion un peu plus claire, assez plate etde forme circulaire. Ce type de structurerésulte probablement de collisions colos-sales entre des astéroïdes de quelquesdizaines à centaines de kilomètres dediamètre et Callisto, tôt dans son histoi-re. Ces collisions ont engendré à chaquefois des ondes de pression qui se sontpropagées à l’intérieur et à la surface deCallisto, une sorte de Tsunami solide quia disloqué la croûte par endroits pourformer les failles concentriques.

Mais pourquoi le cratère gigantesque quin’a pas manqué de se former à l’endroitde l’impact s’est-il ensuite comblé nelaissant qu’une vague empreinte appeléepalimpseste ?

Pour comprendre le phénomène, il fautconnaître la nature des matériaux quicomposent la croûte. Callisto présente lamasse volumique la plus faible desquatre satellites galiléens, 1 850 kilo-grammes par mètre cube. D’autre partles observations spectroscopiques mon-trent que la lumière solaire dans leproche infrarouge est très absorbée, par-ticulièrement autour de la longueurd’onde 3 microns. Autant d’indices prou-vant la prédominance de la glace d’eaudans le corps du satellite. Aux tempéra-tures régnant actuellement à sa surface(-108 °C au maximum), la glace est extrê-mement rigide et se comporte commeune roche. La couleur du satellite estbrun sombre car l’eau solide est mélan-gée à 50 % en moyenne avec une pous-sière minérale très sombre. Cette derniè-re provient de la fragmentation des mul-tiples objets qui ont heurté Callisto pen-dant des milliards d’années. Après sa for-mation, la température interne demeu-rait assez élevée pour que la glace d’eausoit proche de son point de fusion etdonc beaucoup plus plastique qu’aujour-d’hui. Les remparts des plus gros cratèresont littéralement coulé, flué comme desglaciers pour venir combler en quelquesmillions d’années la dépression centraleadjacente. Ainsi se formèrent les palimp-sestes.

L’érosion sur Callisto

L’analyse de nombreuses images de lasonde Galileo (NASA) a montré qu’àl’échelle du kilomètre, les cratères etautres formes de relief modelant la sur-face de Callisto sont assez dégradés. Pics,

CallistoV-2


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remparts, talus, etc. apparaissent sou-vent désagrégés en larges blocs présen-tant des cavités. Les plaines entre les cra-tères sont lisses et sombres. Les agentsd’érosion classique que nous connais-sons sur Terre, les précipitations, legel/dégel, la végétation n’existent passur Callisto. Aussi, les planétologues ont-ils dû être imaginatifs et trouver unmécanisme plausible. Ils suspectent queles roches d’eau glacée rigide contien-nent un peu d’ammoniaque ou du dioxy-de de carbone. Dans ces conditions, cesdernières peuvent très lentement maisinexorablement se volatiliser en phasevapeur et former des reliefs dégradés.

L’hypothèse de l’océan interne

Les mesures magnétiques effectuées parGalileo au voisinage de Callisto ont révé-lé un magnétisme propre. Cette propriétéétonnante, pour un corps en apparencefigé, résulte de l’existence d’une coucheliquide conductrice située en profondeur.Les océans terrestres constitués d’eausalée sont conducteurs grâce aux ions

libres de sodium, potassium, chlore, etc.qu’ils contiennent. Il faudrait enfouir ausein de Callisto une coque sphérique de10 kilomètres d’épaisseur remplie decette eau océanique pour expliquer sonmagnétisme. Cependant cet océanenfoui doit contenir en plus des sels unpuissant antigel. En effet depuis sa nais-sance, la température interne de Callistoest descendue bien plus bas que -78 °C, latempérature de fusion de l’eau pure pourles pressions régnant à l’intérieur dusatellite. De l’ammoniaque mélangée enpetites quantités avec l’eau permettrait àcette dernière de rester liquide.L’ammoniac a été détecté en quantitéssubstantielles dans l’atmosphère desplanètes géantes et se trouvait certaine-ment dans la nébuleuse protojovienne.L’hypothèse d’un réservoir interne d’eausalée et ammoniaquée, aussi séduisantesoit-elle pour expliquer le magnétismede Callisto, n’en est pas moins en contra-diction avec l’absence d’activité géolo-gique notable au cours de l’histoire dusatellite.

Un hémisphère de Callisto et un zoom surles terrains sombres. Cratères d’impact etréseaux de fossés (failles) en arcs de cercle.(crédits : Galileo, NASA)


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Les deux visages de Ganymède

Sur les images globales prises par la sondeGalileo (NASA), Ganymède, satellite gali-léen de Jupiter, montre deux visages biendistincts. Les terrains brun sombre quioccupent 40 % environ de sa surface sonten tous points semblables à la surface deCallisto. Ils forment des plaines poussié-reuses, sans grand relief et ponctuées decratères d’impact qui se superposent lesuns aux autres à toutes les échelles. Lesterrains clairs, peu cratérisés, ont unaspect bien différent surtout si on les étu-die sur des images à haute résolution. Ilsapparaissent alors marqués d’innom-brables lignes parallèles les unes auxautres, alternativement claires etsombres, sur des centaines de kilomètres.Ces lignes s’interrompent assez brutale-ment au contact des terrains sombres, cequi dessine des frontières très nettes.Quelquefois les terrains sombres sont dis-tendus par des fractures émanant des ter-rains clairs. Il a fallu reconstruire le relieftridimensionnel de ceux-ci grâce à despaires d’images stéréoscopiques pour per-cer le mystère de leur gravure si singulière.Ils sont formés d’un empilement de blocsgéants taillés dans la croûte rocheused’eau solide et basculés comme des domi-nos. Les arêtes supérieures des blocs for-ment des crêtes brillantes de glace vivedébarrassées de leur poussière. Les blocsprincipaux peuvent eux-mêmes être frac-turés en compartiments plus petits.

L’origine des terrains clairs

L’analyse géologique détaillée des struc-tures a permis de construire un scénario

de formation. À une époque difficile àdéterminer, mais plus récente que 3 mil-liards d’années, des mouvements d’ex-tension ont fracturé les terrains sombresanciens en blocs qui ont glissé les unssur les autres. Comme le montre la défor-mation de certains cratères, le taux d’al-longement excède parfois 50 %. Ceci aété permis par l’existence d’une coucheplastique ou liquide en profondeur. Lacroûte de Ganymède ne montre pas designes de raccourcissement comme desmontagnes ou des zones de subduction(descente de la croûte à très grandes pro-fondeurs) au niveau des terrainssombres, ni à leurs frontières. Il a doncfallu admettre qu’à un certain point deson histoire Ganymède a subi une aug-mentation globale de volume. Ce gonfle-ment (1 à 2 % du rayon au maximum) aentraîné l’extension et donc le rajeunis-sement d’une partie de sa surface quiressemblait fort auparavant à celle deCallisto.

Callisto et Ganymède : deux évolutions différentes

Pourquoi Callisto et Ganymède qui parta-gent des traits communs n’ont-ils pasévolué de la même manière ? La réponseréside certainement dans l’intérieur deces deux corps qui a pu être indirecte-ment sondé par Galileo grâce auxmesures de gravité.

La structure interne de Ganymède estbien organisée en pelures d’oignons : aucentre, un noyau de fer jusqu’à 1 300 kilo-mètres de rayon, puis un manteau deroches silicatées, et enfin une croûte de

GanymèdeV-3


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glace solide de 800 kilomètres d’épais-seur environ. Les matériaux issus de l’ac-crétion primordiale, principalement desmétaux, des silicates et de la glace, sesont organisés suivant leur densité.

Par contre, à l’intérieur de Callisto cesmatériaux sont moins bien triés. La diffé-renciation du satellite n’a donc été quelimitée. Le tri des matériaux nécessiteque le fer se sépare des roches, qui elles-mêmes se séparent de la glace. Parconséquent, que l’objet en formation aitsubi une fusion au moins partielle. Nouspouvons donc en déduire que Ganymèdeétait plus chaude et plus liquide enmoyenne que Callisto au cours de sa for-mation.

Rappelons que le premier satellite estplus volumineux et possède une propor-tion de roches plus importante que lesecond (masse volumique moyenne plusélevée). En conséquence, l’énergie d’ac-crétion et les éléments radioactifs natu-rellement contenus dans les roches

étaient plus abondants dans le cas deGanymède, ce qui explique un chauffageet donc une différenciation plus efficace.

Dans l’état non différentié, la glacesituée à grande profondeur est soumise àdes forces de pression considérables àcause du poids des couches supérieures.Les molécules d’eau qui composent cetteglace s’agencent alors suivant une formesolide plus dense que celle que nousconnaissons à la surface de la Terre. Dansl’état différentié, la glace se situe princi-palement en surface à de faibles pres-sions, c’est-à-dire dans l’état normal.Ganymède a donc essentiellement connuau tout début de son évolution de laglace dense qui a fusionné, puis estremontée sous forme liquide avant de sesolidifier de nouveau en croûte de glacepeu dense. Une augmentation globale devolume a résulté de toutes ces transfor-mations et expliquerait les mouvementsd’extension qui ont rajeuni une partie dela surface de Ganymède.

Principales structures géologiques de Ganymède. Le zoom montre une zone frontière entre terrainssombres et clairs à gauche, et sur les terrains sombres à droite. (crédits : Galileo, NASA)


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Europe, le plus petit des satellites gali-léens fait partie des puzzles géologiquesles plus fascinants soumis à notre perspi-cacité. Ses traits principaux sont une sur-face brillante couleur crème, marbrée parendroits de rouge brunâtre et parcourued’innombrables veines de la même tein-te. Les images révèlent peu de cratèresd’impact de taille kilométrique, donc lasurface est jeune, quelques dizaines demillions d’années. Le satellite est doncgéologiquement actif ou l’a été jusqu’àtrès récemment. Les structures relevées àla surface sont d’une grande diversité etse superposent parfois les unes auxautres. Pour se retrouver dans ce foison-nement, les géologues ont définiquelques grands types de terrains.

Les plaines striées

Ce sont des zones particulièrementplates sillonnées de veines rougeâtresqui s’étendent sur des milliers de kilo-mètres et s’entrecroisent parfois. Sur lesimages à haute résolution, les veinesapparaissent comme des stries en reliefqui reposent sur une matrice elle-mêmeconstituée de l’enchevêtrement chao-tique d’un nombre incalculable de striesplus modestes de toutes les formes. Despaires d’images stéréoscopiques ont per-mis de reconstruire le modelé tridimen-sionnel des stries principales : deuxlèvres parallèles, protubérantes et arron-dies, séparées par un fossé de quelquesdizaines de mètres de hauteur.

De telles structures se rencontrent cou-ramment sur la banquise de l’océan

Arctique de notre Terre. Peut-être lemécanisme de formation est-il similaire :ouverture d’une croûte de glace flottantsur un océan d’eau liquide selon unefracture longiligne suivie d’une solidifi-cation du liquide exposé au vide quasi-ment spatial et formation d’une mincecouche de glace jeune. Si la fracture sereferme par rapprochement des deuxcompartiments adjacents, cette glacenouvellement formée est compresséepar pincement et crée un bourrelet à lasurface. Une réouverture ultérieure de lafracture peut dissocier le bourrelet endeux lèvres plus ou moins symétriquesséparées par une dépression de glacejeune. Les plaines striées seraient doncune sorte de banquise fracturée à demultiples reprises dans des directionsvariées.

Des études ont démontré que les striesprincipales ne s’arrangent pas par hasardmais en faisceaux curvilignes centrés surcertains points remarquables du satelli-te. Ces différentes pistes indiquent queles stries ont principalement été forméespar les forces gravitationnelles qu’exerceJupiter sur Europe. Ces forces évoluentpériodiquement au gré des révolutionsdu satellite autour de la planète géante.Elles déforment en bourrelet la croûte deglace rigide superficielle qui parfois sebrise en fractures « concentriques »autour du centre du bourrelet.

Les bandes

Ce sont des zones rougeâtres longilignesà bords parallèles ou en fuseaux qui par-

Europe, une constitution bien étonnanteV-4


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courent les plaines comme les veinesmais sur de plus petites distances. Ellessont parfois groupées en réseaux et peu-vent se croiser. Un examen plus détaillérévèle une fabrique faite d’une alternan-ce de dizaines ou de centaines de crêteset de sillons parallèles de faible ampleurverticale.

Poursuivant l’analogie précédente avec labanquise terrestre, les bandes pourraientrésulter non pas d’un épisode d’extension,de remplissage et de compression d’unemême fracture, mais d’une succession demultiples événements du même type.

La comparaison avec la situation ter-restre suggère d’autres mécanismes deformation potentiels. Les bandes pour-raient s’apparenter aux rifts (chapitre III),avec toutefois une extension spatialebeaucoup plus limitée. Dans ce cas, lamontée de glace ou d’eau profonde « chaude » associée aux cellules de

convection brassant le manteau fracturerégulièrement la croûte et injecteconstamment de nouveaux matériauxqui viennent compresser les anciens.Ceux-ci sont repoussés latéralement ets’éloignent donc du rift. Ce modèle seheurte à deux problèmes. Premièrementla physionomie des bandes ne ressembleque très grossièrement à un rift terrestrequi possède une dépression centralemarquée, bordée de deux crêtessaillantes. Deuxièmement l’eau étantplus dense que la glace, elle ne peut quedifficilement atteindre la surface à tra-vers la croûte solide.

Les chaos

Ce sont des plaines striées de quelquescentaines de kilomètres carrés, fragmen-tées en plaques éparses de différentestailles. Après séparation, elles ont parfoisété déplacées, mises en rotation etdégradées par fonte ou glissement de

Un hémisphère marbré d’Europe avec plainesbrillantes et zones de chaos rougeâtres. (crédits : Galileo, NASA) Principales structures géologiques d’Europe. Zoom sur

une strie (en bas à droite), sur une bande (en haut àdroite) et sur une zone de chaos (en haut à gauche).(crédits : Galileo, NASA)


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terrains. Elles semblent avoir flotté dansune soupe liquide remplie de petits frag-ments solides qui s’est par la suiteimmobilisée par solidification en unematrice rugueuse. Certains chaos sontmaculés par des taches brunâtres à rou-geâtres, certains étant isolés, d’autresétant en coalescence. À proximité deschaos, on observe fréquemment desdômes, des dépressions et des couléeslobées figées.

Autant de structures qui pourraient avoirune origine volcanique. Cependant, ce nesont pas des laves à haute températurequi émergent des profondeurs et s’épan-dent à la surface, mais des torrents d’eauliquide qui, en refroidissant, se solidi-fient. Si les matériaux chauds souterrainsdépassent un certain volume (en kilo-mètres cubes), alors l’énergie thermiqueapportée peut littéralement faire fondre,partiellement ou complètement, desportions de croûte. Les contraintesengendrées par les courants d’eau liqui-de sous-jacente brisent la glace enradeaux flottant qui dérivent sur cettemer éphémère. Quand l’activité cesse, latempérature de l’eau de surface diminuerapidement exposée au vide de l’espaceet tout se fige. Ainsi auraient été élabo-rés les chaos d’Europe à une époqueindéterminée mais récente à l’échellegéologique : quelques dizaines de mil-lions d’années.

L’océan interne

De nombreux traits de la géologied’Europe peuvent donc être expliquéssimplement par la présence d’un vasteocéan d’eau liquide à quelques dizaines

ou centaines de kilomètres sous la surfa-ce. Les mesures du champ magnétique àproximité d’Europe indiquent qu’unecouche liquide conductrice pourraiteffectivement se trouver en profondeur.Plus exactement au sein du manteau deglace de 80 à 200 kilomètres d’épaisseurqui entoure un manteau de silicates, lui-même enrobant un noyau métallique de400 à 800 kilomètres de rayon. Europeest complètement différentiée et pour-rait être encore active géologiquement,même si aucun changement notable n’aété constaté en 17 ans sur les formes derelief.

Les tatouages d’Europe

À travers l’étude des structures géolo-giques, nous avons vu que la surface a dûêtre en contact direct ou indirect avecl’océan au cours de l’histoire d’Europe.Les teintes brunâtres à rougeâtres omni-présentes au niveau des stries, bandes etchaos semblent être une autre marqueindélébile laissée par cette relation. Lasonde Galileo (NASA) a pu analyser lacomposition chimique des matériauxrouges, composition qui s’est révéléeêtre assez uniforme et très insolite : unmélange solide d’acide sulfurique hydra-té, de soufre, de dioxyde de soufre avecpeut-être dans certains cas des sulfateset des carbonates. En dehors des zonesteintées, la glace d’eau domine large-ment mais avec des traces de soufre etde dioxyde de soufre. La composition desstries, bandes et chaos est certainementliée à celle de l’océan interne bien qu’ellepuisse être différente. En effet le bom-bardement incessant de la surfaced’Europe par les particules énergétiques

Europe, une constitution bien étonnante


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de la magnétosphère de Jupiter (chapitreVI) induit des réactions chimiques quigénèrent de nouvelles molécules. Il estvraisemblable que l’acide sulfuriquehydraté provient de l’océan interne, parcontre le soufre et le dioxyde de soufreseraient synthétisés par irradiation à par-tir du premier composant.

Qu’est-ce qui anime Europe ?

Le fait qu’Europe possède très certaine-ment un océan est bien intriguant aupremier abord car elle a une taille beau-coup plus modeste que celle de Callisto.En général, les corps planétaires se refroi-dissent avec une vitesse inversementproportionnelle à leur rayon (fiche III-1).Europe devrait donc être un corps géolo-giquement mort depuis des milliardsd’années. Même un puissant antigelcomme l’ammoniac n’aurait pas suffit àenrayer la solidification de la coucheliquide et la paralysie du satellite dansson ensemble. Qu’est-ce qui a insufflé àEurope l’énergie nécessaire au maintientde son activité jusqu’à une période sansdoute très récente et peut-être mêmeencore jusqu’à aujourd’hui ? La réponseaujourd’hui privilégiée est : la planèteJupiter, qui déforme régulièrement sonsatellite par action gravitationnelle.L’effet n’est pas seulement superficiel(création de stries) mais également pro-fond avec des mouvements de frictionentre matériaux qui dissipent de la cha-leur. Cette chaleur serait suffisante pourmaintenir en état la couche liquide. Bienplus, et nous rentrons là dans le spécula-tif, elle pourrait alimenter une activitévolcanique sous-marine à l’interfaceentre le manteau de roches et l’océan. À

l’image de ce qui se déroule le long desrifts océaniques terrestres, cette activitése traduirait par l’émission de laves sili-catées à hautes températures (~ 900-1000 °C) et par l’existence de circulationsgéothermales génératrices de toute unechimie complexe. Ce type d’activité vol-canique induite par Jupiter s’exprimetoujours à la surface de Io, sans eau cettefois, où elle a été pleinement observée etétudiée grâce à Galileo. Une caractéris-tique significative de ce volcanisme estl’émission de grandes quantités desoufre sous forme native ou d’oxyde (voirfiche IV-1). Or, ces molécules réagissentavec l’eau liquide pour donner de l’acidesulfurique, composant que l’on retrouveau niveau des structures géologiquesd’Europe.

Deux modèles de structure interne d’Europe. Laréalité se situe très certainement entre les deux.(crédit : Lunar and Planetary Institute)


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La question de la composition chimiquedes objets glacés nous renvoie préalable-ment à la définition même d’une glace.Dans le langage courant, le terme glacedésigne exclusivement la phase solide del’eau, éventuellement mélangée àquelques produits minoritaires. Parextension de cette définition, les plané-tologues désignent par ce terme toutsolide moléculaire pouvant se condenserdans les conditions de température et depression du système solaire extérieur.Elles peuvent aussi bien être composéesde molécules d’eau que d’azote, demonoxyde de carbone, de méthane,d’ammoniac, de dioxyde de soufre,d’éthane… Toutes ces glaces peuvent êtrevolatiles et se sublimer dans desgammes de température qui leur sontpropres, mais toujours inférieures à 0 °C.Par opposition, les autres classes dematériaux du système solaire sont lesminéraux, les métaux et la matière orga-nique réfractaire.

L’eau est le composant majoritaire debeaucoup de glaces, mais ressemblent-elles à la glace que nous connaissons ? Lamolécule d’eau, composée de deuxatomes d’hydrogène et d’un atomed’oxygène peut créer une « liaison hydro-gène » avec une autre molécule d’eau.Cela induit des propriétés remarquables.Sur Terre, nous ne connaissons qu’unevariété de glace d’eau, dans laquelle lesmolécules sont disposées selon deshexagones. D’autres arrangements sontpossibles, aux sommets d’un cube parexemple, dépendant de la température,de la pression, mais aussi de l’histoire

antérieure de la glace. Ainsi, si l’eau secondense à des températures inférieuresà –150 °C, les molécules d’eau sontfigées, et la phase solide ainsi créée estcomplètement désordonnée. On parle dephase amorphe. Cette glace a déjà étédétectée dans certains nuages interstel-laires, mais sa présence au sein du systè-me solaire reste largement spéculative.En effet, la glace amorphe chauffée à unetempérature supérieure à –150 °C cristalli-se, et donc s’ordonne, spontanément etirréversiblement. Même si la températurediminue ensuite, elle ne retrouvera passa structure désordonnée initiale. Elle nepeut donc pas être présente dans lescorps ayant connu une évolution ther-mique notable, tels que les satellites desplanètes géantes. Mais elle existe peutêtre encore dans les noyaux de certainescomètes formées loin du Soleil (fiche V-6). La présence de cette glace aux pro-priétés très particulières pourraitd’ailleurs expliquer le comportement decertaines comètes, qui relâchent brutale-ment de grandes quantités de monoxydede carbone. Ce gaz est en effet facile-ment piégé par la glace amorphe, maisbeaucoup moins par la glace cristalline.

Les observations spectroscopiques dessurfaces des satellites des planètesgéantes ont permis de mettre en éviden-ce de nombreux composés à l’état solide,tels que le soufre, le dioxyde de soufre etun composé chloré sur Io (fiche IV-1),l’azote, le méthane, le monoxyde et ledioxyde de carbone sur Triton (fiche V-9).L’analyse spectrométrique des surfacesde ces objets est complétée par des

La composition chimique des objets glacésV-5


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données in situ, lorsqu’une sonde passeà proximité de l’objet. Il suffit d’unsimple survol pour déterminer la massevolumique moyenne d’un objet. Unegrande diversité de valeurs est observée.Encelade, Téthys et Japet, satellites deSaturne, ont une masse volumique légè-rement supérieure à celle de l’eau, soit1 000 kilogrammes par mètre cube. Cettevaleur nous indique qu’ils sont compo-sés quasiment exclusivement de glaced’eau. Les quelques silicates qui peuventy être observés sont très minoritaires. Enrevanche, Io et Europe, satellites deJupiter, dépassent 3 000 kilogrammespar mètre cube. Une masse volumiqueaussi élevée indique au contraire que lesroches (silicates) et métaux sont majori-taires. Pourquoi ces différences ? Io etEurope sont très proches de Jupiter, dontle champ gravitationnel, couplé avec lesinteractions des autres satellites, induitdes effets de marée très importants. Cessatellites subissent donc des déforma-tions, élevant leurs températures. Io est

le siège d’un volcanisme actif, et a ainsiperdu presque toute son eau. L’effet estd’autant plus marqué que le satellite estproche de la planète. Europe, situépresque deux fois plus loin de Jupiter,subit aussi ce phénomène, mais dans demoindres proportions. Cela lui a permisde conserver une épaisse couche de glaceà sa surface, recouvrant peut-être del’eau liquide. Ganymède et Callisto, orbi-tant encore plus loin de Jupiter, ontconservé encore plus de glaces commeen témoigne leur masses volumiquesinférieures à 2 000 kilogrammes parmètre cube.

Le cas de Io est très particulier, puisqueson chauffage intense a très fortementmodifié sa composition. D’une manièregénérale, l’existence d’une espèce chi-mique à la surface d’un astre dépend dela température et de la masse de l’astre.Si la vitesse d’agitation thermique desmolécules d’un gaz est supérieure à lavitesse de libération gravitationnelle, les

Le satellite Galiléen, voir fiche IV. (crédit : NASA/JPL)

Rhéa, satellite de Saturne : vu par Voyager 1.(crédit : NASA/JPL)


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molécules s’échappent dans l’espace. Lesglaces n’échappent pas à cette règle,puisque ces solides volatils tendent à sesublimer lorsqu’ils sont exposés au vide.Ainsi, pour qu’un corps de petites dimen-sions, et donc de faible masse, puissecontenir des molécules « légères », il doitêtre froid, donc situé à une distancehéliocentrique suffisante. Il ne faut doncpas s’étonner de rencontrer des glaces dedioxyde de carbone sur les satellites deSaturne et d’Uranus, ou encore demonoxyde de carbone, de méthane, oude diazote sur les satellites de Neptune,sur Pluton, et dans les comètes. En fonc-tion de leur exposition au Soleil, certainscorps peuvent même connaître des varia-tions saisonnières comme c’est le cas deTriton et Pluton (fiche V-9). Il seraitcependant faux de penser que les molé-cules du système solaire ne sont conden-sées que sous forme de glaces. Depuislongtemps on suspecte que du méthaneet de l’éthane liquide sont présents à lasurface de Titan (fiche V-10). Bien que cesliquides n’aient pas encore été détectésdirectement par l’orbiteur Cassini et parla sonde Huygens, une série de preuvesindirectes pointent vers l’existence, aumoins épisodique, de grandes quantitésde liquides dans l’atmosphère et à la sur-face de Titan (fiche V-11).

Une importante question sous-jacenteest bien sûr l’origine de l’eau. Provient-elle exclusivement du nuage protosolai-re ? Pour répondre à cette question, onfait appel au deutérium (D), isotope lourdde l’hydrogène (H). Le deutérium présen-te la particularité d’avoir été créé aumoment du big-bang, et de ne pouvoirêtre détruit que par les réactionsnucléaires au cœur des étoiles. On mesu-re son abondance relativement à celle del’hydrogène : c’est le rapport H/D. Lesplanètes géantes et leurs satellites ontun rapport H/D dix fois inférieur à celuides comètes. Les conditions de forma-tion des planètes géantes ne permettentpas d’expliquer un tel appauvrissement.Cela signifie donc que ce sont en fait lescomètes qui sont « contaminées » par unapport extérieur, c’est-à-dire par le milieuinterstellaire.

L’étude de la glace d’eau terrestre, en par-ticulier dans les calottes de l’Antarctiqueet du Groenland, revêt un grand intérêtpour l’étude de l’évolution du climat, carelle retient captives de petites bulles d’air,conservant de vraies archives du climatpassé. De la même manière, l’étude desglaces extra-terrestres permet de recueillirdes données uniques sur l’évolution phy-sique et chimique du système solaire, etsur ses conditions de formation.

La composition chimique des objets glacés


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Le satellite Dioné (1120kilomètres de diamètre)et les anneaux de Saturne.Quels sont les liens entrela composition de la sur-face des satellites glacésde Saturne et celle desparticules glacées desanneaux ? (crédit : NASA/JPL)

La comète Temple 1 (11 x 5kilomètres) une minuteaprès avoir reçu le projec-tile de la mission « DeepImpact « (NASA). Uneméthode assez « directe »d’étude des comètes !L’analyse des poussièreséjectées et des glacesvaporisées devrait per-mettre de fournir desinformations sur la com-position chimique dunoyau à une profondeur,de l’ordre de la centainede mètre, où celle-ci seraitpeu altérée par les pas-sages successifs de lacomète au voisinage duSoleil.(crédit : NASA/JPL/Caltech)


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Les comètes dans l’histoire, de l’Antiquité à nos jours

Les comètes ont été observées depuis lahaute Antiquité, ainsi qu’en témoignentles nombreuses traces parvenues jusqu’ànous. Les astronomes chinois ont laissédes documents écrits relatant leurs pas-sages, jusqu’au XIe siècle de notre ère.Ces observations n’étaient pas toujoursmotivées par des objectifs scientifiques,la volonté de découverte ou d’approfon-dissement de connaissances. Ainsi, pourles astrologues chinois, le ciel faisait par-tie de l’empire, et il convenait à ce titrede reporter tous les événementsnotables s’y déroulant. Néanmoins, lesChinois sont à l’origine des premierscatalogues de comètes, basés sur leuraspect visuel. Plus tardivement, les phi-losophes grecs se sont interrogés surl’origine de ces apparitions célestesimprévisibles. Pour Aristote, les comètesétaient des phénomènes atmosphé-riques, sortes de tourbillons, liés auxexhalaisons terrestres. Cette conceptions’imposait comme une évidence : lessphères célestes étant par définition par-faites, les comètes troublaient cette per-fection. Bien que certains philosophesaient remis en cause cette vision, remar-quant par exemple que l’apparition dephénomènes atmosphériques devait êtreliée aux conditions météorologiqueslocales, cette théorie s’est imposée enEurope jusqu’au XVIe siècle. En 1 577,Tycho Brahé observe une comète depuisson observatoire d’Uraniborg, auDanemark. Au même moment, Hageciuseffectue la même observation depuisPrague, soit à plus de 1000 kilomètres,sans concertation. La comparaison ulté-rieure de ces observations ne révélant

pas de parallaxe, les deux astronomesvenaient de démontrer que les comètesétaient plus éloignées de la Terre que laLune. Pour autant, les idées fausses etfantasmes véhiculés ont la vie dure.

Aujourd’hui encore, de nombreusesquestions restent posées au sujet descomètes. Leur nature est connue depuisplusieurs décennies, mais les phéno-mènes physico-chimiques liés à leur acti-vité font l’objet de nombreux débatsdans la communauté scientifique. Nousallons dans un premier temps tenter derépondre à la question « qu’est-ce qu’unecomète ? », puis mettre en évidence l’in-térêt de leur étude.

Il convient dans un premier temps de dis-tinguer le noyau cométaire et la chevelu-re, aussi appelée coma. Le noyau comé-taire est un corps dont la taille peut allerde quelques dizaines de mètres à plu-sieurs kilomètres. Sa forme est irréguliè-re. Il est principalement composé depoussières et d’un mélange de glacescontenant de l’eau (80-90 %) mais aussitoute une série de molécules plus oumoins volatiles. Pour cette raison, l’ima-ge d’une boule de neige sale est souventemployée pour le décrire. Sa structureinterne est cependant vraisemblable-ment très différente, le noyau étant unobjet très poreux. À l’approche du Soleil,la température de la surface du noyauaugmente et la glace d’eau, ainsi que laplupart des molécules qu’elle contient,commence à se sublimer, c’est-à-dire àpasser de la phase solide à la phasevapeur. Des poussières sont libérées, etl’ensemble forme la chevelure de lacomète, diffusant la lumière du Soleil etpouvant donner lieu au spectacle que

Les comètesV-6


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nous connaissons. Le noyau est alors dis-simulé derrière l’immense chevelure etne peut pas être observé directement. Àplus grande distance du Soleil, l’activitécométaire beaucoup plus faible ne le dis-simule plus, mais le noyau est alors tropéloigné de nous pour pouvoir être obser-vé dans de bonnes conditions. C’est pourcette raison que les noyaux cométairessont aujourd’hui encore relativementmal connus. La seule solution est de s’enapprocher à l’aide d’une sonde spatiale,comme l’ont déjà fait les missions Giotto(ESA), Deep Space 1 (NASA) et STARDUSTet Deep Impact (NASA), ou mieux d’yatterrir comme le fera en 2014 la missionRosetta (ESA-NASA, fiche VII-5).

Quelques phénomènes liés à l’activité cométaire

Chevelure et queues

Les matériaux sublimés ou éjectés de lasurface du noyau cométaire sous l’actiondu rayonnement solaire subissent unepression due au vent solaire, qui lespousse dans la direction antisolaire. Legaz est rapidement ionisé, et la comètedéveloppe une queue de plasma. Cettepremière queue, généralement bleutée,est rectiligne et ne s’écarte que peu dela direction antisolaire. Pendant lemême temps, les poussières éjectées dunoyau suivent une orbite autour du

Lors de son survol en janvier 2004, la mission STARDUST (NASA) a collecté des centaines demilliers de poussières éjectées par la comète Wild 2 et les a ramenées sur Terre en janvier2006. Ces poussières ont été capturées dans un matériau extrêmement peu dense (seule-ment 2 milligrammes par centimètre cube) appelé aérogel, qui permet de les freiner pro-gressivement en minimisant leur altération par chauffage. Les particules cométaires, detailles allant du micron au millimètre pour la plus grosse, sont récupérées à l’extrémité de latrace de plus en plus fine qu’elles impriment dans l’aérogel : ce sont les petits points noirsvisibles à l’extrémité gauche (photo de droite). Pour la première fois, des particules comé-taires vont pouvoir être analysées en laboratoire sous toutes les coutures grâce à une séried’instruments et de techniques de pointe permettant de déterminer leurs compositions élé-mentaire et isotopique, leurs structures minéralogique et chimique, etc. La particule de laphoto de gauche, d’une taille d’environ 2 micromètres, est l’une des premières a avoir été ana-lysée. Elle est composée d’un silicate appelé forsterite, que l’on trouve aussi sur Terre. Un desgrands enjeux concerne la matière organique composant certaines de ces « poussières ». Sonanalyse fine pourrait nous apprendre beaucoup sur la matière à l’origine du système solaire,sur son évolution ainsi que sur les scénarios de formation du système solaire. Le Laboratoirede Planétologie de Grenoble participe à l'effort international d'analyse de ces poussières.

(crédit : NASA/JPL) (crédit : NASA/JPL-Caltech/Univ. of Washington)


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Soleil voisine dans un premier temps decelle de la comète et donnent naissance àune deuxième queue, blanchâtre etincurvée, souvent plus large que la queuede plasma. Lors du passage de la comèteC/1995 Hale-Bopp en 1997, une troisièmequeue, composée d’atomes de sodium amême été détectée.

Les zones actives

La première image de qualité photogra-phique d’un noyau cométaire a été prisepar la sonde Européenne Giotto en 1986,lors de son passage à 600 kilomètres dunoyau de la comète de Halley. Cette pho-tographie fait apparaître que l’activité dunoyau, c’est-à-dire la sublimation de laglace, est plus importante en certainsendroits. Il est depuis courammentadmis qu’un noyau possède des « zonesactives », par opposition au reste dunoyau. Il faut cependant souligner quecette interprétation ne repose que surune seule image. À un instant ultérieur,

l’activité aurait-elle été restreinte auxmêmes zones ? En d’autres termes, ceszones sont-elles différentes du reste dunoyau d’un point de vue physico-chi-mique ou bien la différence d’activitén’est-elle due qu’à la différence d’éclaire-ment, le noyau étant un objet au relieftrès irrégulier ? Rien ne permet aujour-d’hui de trancher.

Les jets

Seule la chevelure est accessible à l’ob-servation directe. Les images révèlentsouvent des structures en forme de jetssemblant provenir du noyau. Il est alorstentant d’y voir une conséquence del’existence des zones actives, engendrantune sorte de « geyser » s’échappant de lazone active et s’éloignant du noyau.Cette vision pose un certain nombre deproblèmes physiques. En premier lieu, lesjets, quasiment cylindriques, ont un dia-mètre de plusieurs centaines ou milliersde kilomètres, ce qui est bien supérieur à

Les comètes

Ci-dessous, la comète HaleBopp, le 14 Mars 1999, mon-trant sa chevelure et sa queuede plasma bleutée. (crédit : J.C.Casado)

À droite, le noyau de la comète de Halley révélé par la sonde Giotto (ESA). On y voit des jets degaz qui semblent issus de zones bien localisées à la surface du noyau. (crédit : ESA)


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la taille d’une « zone active », de touteévidence inférieure à celle du noyau.Comment un « geyser » peut-il donnernaissance à un jet dont la taille lui estplusieurs milliers de fois supérieure ? Ensecond lieu, un jet ne peut pas conserversa géométrie sur une distance bien plusgrande que la distance moyenne entredeux collisions des molécules du fluidequi le compose. Ces considérations amè-nent à penser que les « jets » sont desstructures hydrodynamiques complexes,dont le lien avec les « zones actives »reste à définir.

Fragmentation

Le développement récent des moyensd’observation, notamment la généralisa-tion des détecteurs électroniques (camé-ras CCD) a permis de révolutionner l’ob-servation en astrophysique. Bien sûr, laconnaissance des comètes a progressésignificativement. Il est fréquent d’ob-server dans la chevelure interne, à proxi-mité du noyau, des zones lumineusesévoquant de petites chevelures, commesi le noyau laissait s’échapper de petitsmorceaux, qui développent à leur tourune coma. Ce phénomène avait déjà étéobservé dans le passé, certaines comètesse scindant en plusieurs morceaux dis-tincts. Les nouvelles observations, nom-breuses et répétées de ce phénomène,appelé fragmentation, suggèrent qu’iln’est pas exceptionnel, mais qu’il consti-tue au contraire un processus normald’évolution du noyau.

Certains travaux récents démontrent quele mouvement de ces structures lumi-neuses est tout à fait compatible avec ladynamique d’un bloc de matière se déta-

chant du noyau, de taille comprise entrequelques mètres et quelques centainesde mètres. Les modèles de formation dusystème solaire proposent que lescomètes se soient formées par accrétionde planétésimaux, aux confins du systè-me Solaire. Il serait donc logique que lesnoyaux cométaires, ayant très peu évo-lués depuis, comportent encore de nosjours des « blocs » de cette taille.

Évolution de l’activité cométaire

Un noyau cométaire est composé dematériaux volatils se sublimant à l’ap-proche du Soleil. Une question se poseimmédiatement. À chaque passage àproximité du Soleil, la comète perd unepartie de sa masse et particulièrementde ses matériaux volatils. Combien defois le noyau peut-il passer à proximitédu Soleil avant de disparaître ? Onmontre que la perte de matière, en dépitdu caractère spectaculaire de la chevelu-re, est faible par rapport à la masse tota-le du noyau. Ainsi, un noyau peut s’ap-procher plusieurs centaines ou milliersde fois du Soleil, et son activité restertoujours très importante. Néanmoinscertains objets, les Centaures (fiche V-7),semblant similaires à des astéroïdes, pré-sentent une très légère activité cométai-re. Il est probable qu’il s’agisse decomètes qui sont passées si souvent àproximité du Soleil qu’elles se sont consi-dérablement appauvries en matériauxvolatils.

Un autre aspect de l’activité cométairepeut sembler bien étrange. Certainescomètes subissent des sursauts d’activi-té à grande distance héliocentrique où


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l’énergie reçue du Soleil est insuffisantepour permettre la sublimation des maté-riaux volatils. Différents scénarios peu-vent être imaginés pour rendre comptede cette activité anormale. L’idée quivient en premier est que le noyau percu-te un autre corps, astéroïde, autrenoyau… Mais la probabilité d’une tellecollision est si faible que cette explica-tion n’est pas très plausible. Une inter-prétation plus satisfaisante est que lachaleur reçue à proximité du Soleil metdu temps pour pénétrer à l’intérieur dunoyau. À ces profondeurs des matériauxtrès volatils, comme le monoxyde de car-bone, situés en profondeur peuvent ainsiêtre sublimés avec un retard important.L’existence de glace d’eau sous formeamorphe, c’est-à-dire sans structure cris-talline précise, dont la transformationbrutale en glace cristalline dégage unegrande quantité de chaleur peut rendrecompte précisément de cette activitéerratique.

La modélisation des phénomènes cométaires

La modélisation numérique des phéno-mènes ayant lieu à l’intérieur des noyauxcométaires connaît actuellement unessor remarquable. Il s’agit dans un pre-mier temps de proposer un modèle phy-sique réaliste pour le noyau cométaire.Par exemple, un noyau peut être assimiléen première approche à une boule deglace d’eau, mélangée à de la poussière,et à d’autres phases condensées. Lorsquece noyau est soumis au rayonnementsolaire, de la chaleur est transférée parconduction à l’intérieur du noyau entraî-

nant la sublimation de différentes glacesà différentes profondeurs et produisantéventuellement la cristallisation de laglace d’eau. Ces gaz diffusent alors à tra-vers les matériaux poreux du noyau ets’en échappent à la surface. Grâce à desoutils mathématiques adaptés, ces diffé-rents phénomènes physiques sont inté-grés numériquement. Ces modèles simu-lent les quantités de matière, gaz etpoussières, produites par la comète enfonction du temps et de la distance auSoleil, les forces non gravitationnellesqui résultent du dégazage et qui finis-sent par dévier faiblement la trajectoiredu noyau, à la manière d’un moteur àréaction, ou tout autre paramètre obser-vable. La comparaison de ces résultats àl’ensemble des observations disponiblespermet de tester le modèle physique uti-lisé. On conçoit la complexité de latâche. Par ailleurs, plus le modèle estprécis, plus les observations nécessairespour le valider ou l’infirmer doivent l’êtreaussi.

La composition des comètes

La chevelure de gaz et de poussières, quirend le noyau cométaire inaccessible àl’observation directe, ne peut-elle pasmalgré tout nous renseigner sur lui ?L’analyse spectroscopique de la lumièreémise par les gaz et diffusée par lespoussières du noyau permet en effetd’accéder à un certain nombre d’infor-mations concernant leur nature physico-chimique. Le premier spectre cométairefut observé le 5 août 1804 par Donati, quiplaça un prisme derrière une lunette. Laprincipale difficulté consiste à identifier

Les comètes


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les nombreuses raies contenues dans lesspectres. Ceux-ci sont en effet le résultatde la superposition des spectres propresà de nombreuses espèces, atomiques oumoléculaires. Ensuite il faut expliquer laprésence de chacune de ces espèces dansla chevelure et en déterminer l’abondance.Il est admis que les spectres cométaires,de l’ultraviolet à l’infrarouge, sont dominéspar le phénomène suivant, appelé fluo-rescence : la lumière solaire est absorbéepar les atomes et molécules de la comaqui l’émettent ensuite sous forme de raiesà des longueurs d’onde pas nécessaire-ment identiques. L’intense rayonnementsolaire, notamment ultraviolet, peut enoutre briser les molécules, augmenter lenombre d’espèces présentes dans la che-velure et complexifier ainsi encore lespectre. Les spectres cométaires présen-tent souvent une forte émission de rayon-nement dans l’infrarouge. C’est la signa-ture de silicates présents en quantitéimportante dans les grains de poussière.En effet, les grains absorbent la lumièrevisible, chauffent et émettent l’énergie

reçue sous forme de rayonnement ther-mique dans l’infrarouge.

L’atmosphère terrestre est opaque à denombreuses longueurs d’onde. Cetteopacité, bénéfique pour les êtres vivants,est un obstacle pour la spectroscopie.L’astronomie spatiale permet de s’affran-chir de cette contrainte en se plaçanthors de l’atmosphère. Ainsi, les pre-mières observations cométaires dans ledomaine ultraviolet ne remontent-ellesqu’à 1965. Les premiers rayons X d’originecométaires ne furent détectés qu’en 1996à l’occasion du passage de la comèteHyakutake.

À partir de toutes ces études spectrosco-piques, des longueurs d’onde de l’ultra-violet au millimétrique, une connaissan-ce assez précise de la composition descomètes émerge. On sait maintenantque la glace d’eau est le composantmoléculaire majoritaire (80 à 90 %) maisque toute une série d’espèces (plus de25), allant des molécules simples jusqu’à

dC

Les noyaux des comètes Borrelly, 8 kilomètres de long (mission Deep Space 1, NASA) et Wild2, 5 kilomètres de diamètre (mission STARDUST, NASA). (crédit : NASA/JPL-Caltech)


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des molécules assez complexes, y estmélangée. Certaines de ces moléculespeuvent être très abondantes comme lemonoxyde de carbone (2 à 20 %), ledioxyde de carbone (2 à 6 %), le méthanol(1 à 7 %), ou le formaldéhyde (jusqu’à 4%). La plupart des autres molécules nesont présentes qu’en petites quantités(inférieur à 0,5 %), comme l’ammoniac,le méthane, le sulfure de carbonyl, l’hy-drogène sulfuré ou l’acide formique. Ellessont néanmoins importantes par le faitqu’elles démontrent la grande similaritéde composition avec le milieu interstel-laire. Ceci, ajouté au fort enrichissementen deutérium mesuré dans les comètes,plaide en faveur d’une origine interstel-laire des glaces constituant les noyauxcométaires.

Les missions passées et à venir

Historiquement, le premier passaged’une sonde spatiale à proximité d’unnoyau cométaire remonte à 1985. Lasonde ICE (International CometaryExplorer) est passée à 7800 kilomètres dunoyau de la comète 21P/Giacobinni-Zimmer. Le passage de la comète deHalley en 1986 marqua une étape. Quatresondes ont croisé son noyau en unesemaine. Du 6 au 13 mars, les sondes

soviétiques Vega 1, Vega 2, la sonde japo-naise Planet A/Suisei, et la sonde euro-péenne Giotto ont survolé le noyau à desdistances comprises en 10 000 et 600kilomètres. Cette dernière prit à cetteoccasion une série de clichés optiquesrévélant le noyau de la comète. Depuis,les comètes 19P/Borrely et 81P/Wild 2 ontété approchées par les sondes améri-caines Deep-Space 1 et STARDUST. Mal-heureusement, les importantes vitessesrelatives de toutes ces sondes par rap-port aux noyaux n’ont permis que derapides passages. L’étape d’explorationsuivante consiste à pouvoir suivre l’évo-lution de l’activité cométaire lors d’unpassage dans le voisinage du Soleil. C’estpour cette raison que la sonde interna-tionale Rosetta, lancée le 2 mars 2004par Ariane V, est partie à la rencontre dela comète 67P/Churyumov-Gerasimenko,qu’elle doit rencontrer en 2014, à 4 unitésastronomiques du Soleil. À cette distancel’activité est extrêmement faible. Lasonde va accompagner le noyau pendantun an et demi, jusqu’à une distance d’en-viron 2 unités astronomiques, et y poserun « atterrisseur » muni de plusieurs ins-truments capables d’effectuer toute unesérie de mesures et d’analyses in situ surla matière du noyau (fiche VII-6).

Les comètes


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Observation du 30 juin 2005 du planétoïde glacé 2003 EL 61 (objet au centre de l’image) accom-pagné de son satellite (directement vers le bas à environ 0,5 secondes d'arc). Au sud de 2003 EL61apparaît également un faible point de lumière qui pourrait être un second satellite. (crédit : Keck Observatory, Mike Brown)


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Nous avons tous appris que le systèmesolaire était composé de neuf planètes,la plus lointaine étant Pluton. Située àplus de 5 milliards de kilomètres duSoleil, cette dernière a été découverte en1930 par Clyde Tombaugh. Ses caractéris-tiques ont rapidement suscité un certainnombre de questions. À proximité duSoleil se trouvent les quatre planètes tel-luriques, c’est-à-dire dont la surface estrocheuse, à l’image de la Terre. Plus loinse trouvent la série des quatre planètesgéantes gazeuses. Puis, Pluton, l’uniqueplanète glacée, de taille inférieure à cellede la Lune. Son orbite est par ailleurs trèsinclinée sur le plan de l’écliptique, plusde 17°, alors que les orbites des autresplanètes ne s’en éloignent pas de plus de7°. Elle est aussi très excentrique, c’est-à-dire elliptique. Son périhélie, point leplus proche du Soleil de son orbite, estsitué en deçà de l’orbite de Neptune.Ainsi, Pluton n’est pas toujours la planè-te la plus éloignée du Soleil. En clair,s’agit-il d’une « exception », ou du seulreprésentant connu d’une nouvelle clas-se d’objets ? Les recherches se sont mul-tipliées pour essayer de débusquer unedixième planète, baptisée par avance « planète X ». Sans succès… En revanche,Kuiper a proposé en 1951 l’existenced’une ceinture d’objets similaires à desastéroïdes, dont les demi-grands axesdes orbites seraient compris entre 30 et 50 unités astronomiques, en prenantappui sur les caractéristiques des orbitesde certaines comètes. Cette hypothèsesemblait indiquer que Pluton était pourle moment le seul représentant de cetteceinture. Le premier objet transneptu-

nien (OTN), ou objet de la ceinture deKuiper, a été découvert en 1992 par Jewittet Luu. Depuis, plus de 800 OTN ont étédécouverts. On estime à présent que lenombre total d’objets de diamètre supé-rieur à 100 kilomètres pourrait être del’ordre de 70 000.

L’intérêt de l’étude des OTN est multiple.Ces objets sont d’abord des vestiges de laformation de notre système solaire, vrai-semblablement préservés par leur éloi-gnement au Soleil. Par ailleurs, il est clairque ces objets sont liés aux comètes àcourte période. Préciser ce lien peut nouspermettre de mieux comprendre les phé-nomènes cométaires. De plus, la compré-hension des interactions gravitation-nelles entre ces corps et l’évolution deleurs orbites représente un vrai défi.

L’étude de la ceinture de Kuiper se fait parl’observation et par la modélisation deson évolution dynamique. L’observationpermet de rechercher de nouveauxobjets, et de déterminer leurs caractéris-tiques physiques (taille moyenne, com-position…) et orbitales. La modélisationpermet notamment d’étudier leursconditions de formation, ainsi que l’évo-lution et la stabilité des orbites.

Les observations et une première classification des OTN

Les observations systématiques mon-trent que les OTN se répartissent en troisgrandes familles selon les caractéris-tiques de leurs orbites.

Les objets transneptuniensV-7


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Les OTN classiques : la majorité des OTNappartient à cette famille. Ces objets nes’approchent jamais à moins de 42 uni-tés astronomiques du Soleil et ont pourla plupart des orbites quasi-circulaires.Cette distance héliocentrique considé-rable les préserve de toute interactiongravitationnelle avec Neptune. Leursorbites sont donc stables et ces objetspeuvent a priori y demeurer très long-temps.

Les OTN diffusés : il s’agit d’objets sesituant sur des orbites très inclinées parrapport à l’écliptique (plus de 20°), d’ex-centricité importante (de l’ordre de 0,6),et très éloignés du Soleil (demi-grand axesupérieur à 80 unités astronomiques).Leurs distances héliocentriques impor-tantes les rendent difficilement acces-sibles aux observations.

Les OTN résonnants, appelés Plutinos :de nombreux OTN sont en résonance 3:2avec Neptune. Cela signifie que cesobjets ont une période orbitale égale à 1,5fois celle de Neptune. C’est notammentle cas de Pluton, et c’est pour cette raisonque cette classe d’objets a été ainsi bap-tisée.

Les objets binaires

Les observations montrent qu’un certainnombre d’objets de la ceinture de Kuipersont en fait binaires, c’est-à-dire qu’ils’agit de deux objets en rotation l’unautour de l’autre. Ces couples sontconstitués pour la plupart de corps detailles assez voisines si bien qu’on nepeut pas à proprement parler de satellitepour le plus petit des deux corps. Plutonest ainsi accompagné de Charon, dont le

Le couple Pluton-Charon, vu par le télescope spatialHubble (HST). (crédit : STSCI)

Une série d’images de l’objettransneptunien Quaoar, prises

par le HST, mettant en évidenceson mouvement propre.

(crédit : STSCI)


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diamètre est estimé à un peu plus de lamoitié de celui de Pluton (1 220 kilo-mètres/2 300 kilomètres). On connaîtaujourd’hui une dizaine d’objets binairesdans la ceinture de Kuiper. La questionqui se pose est comment ces couplespeuvent-ils se former ? La vitesse relativedes deux membres du couple étant ini-tialement très élevée, il est clair que lacapture gravitationnelle d’un objet parun autre nécessite l’existence d’un phé-nomène pour dissiper l’énergie cinétiqueexcédentaire. Différents phénomènespeuvent être invoqués tels que leur for-mation par impact entre deux corps avecéventuellement échange de matière,comme dans le cas Terre - Lune ( fiche III-3). L’objection principale à cette théorieest que la ceinture de Kuiper est trop peupeuplée pour que les rencontres entreobjets de plus de 100 kilomètres soientsuffisamment fréquentes. Quelle quesoit l’explication proposée, il est difficilede conclure avec certitude aujourd’hui. Ilfaudra encore de nombreuses observa-tions et déterminations d’orbites pour yparvenir.

La formation des OTN et la stabilité de la ceinture de Kuiper

Il est admis que les OTN se sont forméstrès tôt dans l’histoire du système solaire,lors des premières phases de condensa-tion du nuage proto-planétaire. Mention-nons toutefois l’absence d’objets sur desorbites circulaires au-delà de 47 unitésastronomiques. Cela ne signifie pasnécessairement que les OTN n’ont pas pu

se former à de telles distances, mais lesmodèles actuels de formation du systè-me solaire expliquent quand même queles processus d’accrétion deviennentinefficaces à ces distances. Par ailleurs,les résonances avec Neptune ne sem-blent pas permettre de placer ces objetssur des orbites stables au-delà. Les rai-sons de l’existence de cette limite sontdonc vraisemblablement multiples.

La classification précédente, basée surles caractéristiques orbitales, suggèreque la ceinture de Kuiper n’est pas unendroit où les corps peuvent imperturba-blement tourner autour du Soleil depuisleur formation. Ils subissent au contrairede nombreuses interactions qui rendentles orbites et leur évolution très com-plexes. Physiquement, il est difficile demaintenir un corps sur une orbite trèsexcentrique. Cela signifie qu’il a reçu del’énergie lors de l’interaction avec unautre corps. Il est peut-être choquantpour nous de penser que la trajectoired’un corps autour du Soleil n’est passtable. Cela va en effet à l’encontre denotre expérience quotidienne. Leséchelles de temps invoquées ici sontcependant bien plus grandes que notreseule histoire. Parmi les phénomènespouvant expliquer la distribution actuel-le des orbites, nous pouvons citer : lepassage d’une étoile proche, les interac-tions répétées avec des corps plus grands(Neptune, ou des corps hypothétiques dela taille de la Lune), ou des interactionsinternes à la ceinture de Kuiper, baséessur les résonances orbitales. Ces phéno-mènes ont fait l’objet de simulations

Les objets transneptuniens


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numériques, qui mettent en évidenceleurs capacités à expliquer seulementcertaines des caractéristiques de la cein-ture de Kuiper. Là aussi, il faudra encorede nombreuses observations et simula-tions avant de pouvoir conclure.

Cette histoire tourmentée implique aussique certains objets soient régulièrementéjectés hors de la ceinture de Kuiper. Ilspeuvent s’éloigner alors encore plus duSoleil, ou au contraire se diriger vers lesystème solaire interne. Certains de cesobjets sont connus sous le nom deCentaure. Il s’agit d’une classe d’objetsdont les orbites, souvent fortement ellip-tiques, se situent généralement entreJupiter et Neptune. Les liens entre cesobjets et les comètes sont encore malcompris. Ainsi, Chiron, un petit corps quiorbite entre Saturne et Uranus (fiche V-8), est le premier représentant desCentaures. Découvert en 1977, il possèdeune faible activité cométaire. On peutpenser que les objets de la ceinture deKuiper en général, et les Centaures enparticulier, offrent une grande diversitéde compositions. Depuis 2002, larecherche des objets de Kuiper (KBO) apris une tournure spectaculaire avec la

découverte d’une dizaine d’individus quidépasseraient en taille les 900 km.Cependant, ces chiffres restent à confir-mer car la détermination de la taille deces objets très lointains, non résolus parles télescopes, reste indirecte. À ce jour,seul 2003 EL61 a pu faire l’objet d’unedétermination précise de masse grâcel’existence d’un satellite naturel. Il repré-sente 32 % de la masse de Pluton et a undiamètre de 1 500 Km environ. À l’imagede 2003 EL61, ces dix nouveaux objets deKuiper pourraient être de véritablespetites planètes glacées. Parmi les objetsde Kuiper récemment révélés, un indivi-du (provisoirement nommé 2003 UB313)a particulièrement retenu l’attention. Iltourne autour du soleil en 560 ans à unedistance qui varie entre 38 et 97 UA, soiten moyenne trois fois plus loin quePluton. Selon les dernières estimations,son diamètre ne peut être inférieur à2 200 Km, la valeur la plus probable étant2 860 Km, une taille supérieure à celle dePluton ! En septembre 2005, le groupe detrois découvreurs de 2003 UB313 lui attri-buait également un satellite qui seraitseulement 8 fois plus petit. L’étude de sarotation autour de 2003 UB313 permettrade déterminer leurs masses respectives.


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Au cours de leur existence, tous les corpsdu système solaire connaissent des évo-lutions. Elles peuvent être de naturedynamique, ou physico-chimique, etsont souvent liées. Si un corps glacé,situé à grande distance héliocentrique,vient à se rapprocher du Soleil, sa com-position s’en trouvera modifiée. Demême, l’activité d’une comète peutconduire à modifier son orbite. Cesconsidérations nous amènent à percevoirque le système solaire n’est pas figé, etque chaque corps n’occupe pas immua-blement une place qui lui est propre. Ilest au contraire le siège d’une intenseactivité, et un objet peut changer de « famille ». Une planète géante peut cap-turer dans sa zone d’influence gravita-tionnelle un astéroïde ou une comète ;un objet transneptunien peut rejoindrele système solaire interne. Cela nousamène naturellement à dépasser la clas-sification comète/astéroïde/satellite et àconsidérer plutôt l’activité et la composi-tion chimique comme premier critère declassement.

L’augmentation du nombre d’observa-tions et l’amélioration de leur qualité apermis de découvrir de nombreux satel-lites autour des planètes géantes. Onconnaissait depuis longtemps les satel-lites les plus volumineux (et donc les plusbrillants depuis la Terre), mais ondécouvre maintenant de nombreux corpsde petites dimensions, parfois de l’ordrede la dizaine de kilomètres, qui se trou-vent sur des orbites très excentriques.Ces corps peuvent ainsi se trouver à trèsgrande distance de la planète, plusieurs

centaines de fois son rayon, où le champgravitationnel de la planète est faible.Cela rend ces satellites particulièrementsensibles aux perturbations gravitation-nelles des autres corps et leurs orbitessont donc peu stables. Comment peu-vent-ils se trouver sur de telles orbites ?Les modèles actuels tendent à montrerqu’un satellite issu de la même subnébu-leuse planétaire que son corps parent setrouve sur une orbite quasiment circulai-re stable. Il doit en outre tourner autourde la planète dans le même sens que larotation de la planète sur elle-même :son orbite est dite « prograde », et lecorps est dit « régulier ». C’est parexemple le cas des satellites galiléens deJupiter ou de Titan autour de Saturne. Onsuppose donc que les satellites irrégu-liers, tournant sur des orbites elliptiqueset inclinées, ont été capturés par lechamp gravitationnel de la planète. C’estaussi vraisemblablement le cas de Triton,le plus gros satellite de Neptune, qui évo-lue pourtant sur une orbite circulaire,mais rétrograde (fiche V-9). Le principalobstacle à ce scénario de capture estqu’un corps s’approchant d’un autrepeut retourner à sa distance initiale,selon les lois de Newton. En d’autrestermes, il est nécessaire de dissiper unepartie de son énergie cinétique orbitale.Les mécanismes de cette dissipationsont encore débattus, mais on peut citerle frottement sur le gaz existant encoreautour de la planète peu après sa forma-tion, des interactions gravitationnellesavec un autre satellite ou encore, plusdirectement, un choc avec un satelliterégulier.

Les liens de parenté entre les objets glacés et les autres corps du système solaireV-8


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Si des objets peuvent ainsi changer degroupe, nous devrions pouvoir observercertains de ces « transfuges » en pleineévolution. Un objet découvert en 1977 avite suscité bien des questions. Chiron,fut découvert cette année-là. Il s’agitd’un corps d’environ 200 kilomètres,situé sur une orbite très excentrique,dont l’aphélie se situe aux environs del’orbite d’Uranus, et le périhélie en deçàde celle de Saturne. Ce corps présenteune coma, ce qui témoigne d’une activi-té cométaire. Ces constatations posentdeux problèmes majeurs. L’orbite deChiron est instable sur une échelle detemps de l’ordre du million d’années. Deplus, son activité, liée à des matériauxtrès volatils (essentiellement dumonoxyde de carbone), est suffisante

pour conduire à sa disparition enquelques millions d’années. Ainsi, Chironne peut pas être présent sur cette orbitedepuis longtemps. La question de sa pro-venance se pose alors. S’il a préservé sescomposants volatils jusqu’à nos jours, ilprovient probablement d’une régionsituée à plus grande distance héliocen-trique et donc plus froide. Il est sédui-sant de relier cet objet avec d’autres,supposés provenir de la ceinture deKuiper. On connaît aujourd’hui d’autresobjets situés sur des orbites similaires àcelles de Chiron. Sont-ils des astéroïdesou des comètes ? S’agit-il plus simple-ment d’objets glacés, en provenance desrégions lointaines du système solaire, eten transit vers une autre partie de celui-ci ? Pour illustrer cette dualité, les

Ci-contre, la comète Borrelly (8 kilomètres de long)et, ci-dessous, l’astéroïde Eros, 33 kilomètres delong. (crédits : NASA/JPL-Caltech)


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membres de ce groupe ont reçu le nomde Centaures. Chiron, initialement classécomme astéroïde, est aujourd’hui catalo-gué comme comète. On a ainsi une illus-tration de la fugacité de la limite entrecomète et astéroïde.

Les astéroïdes connaissent eux aussi deshistoires différentes (fiche I-2). La plané-tologie récente bénéficie des premièresimages détaillées de ces petits corps. Enquelques années, ce sont en effet septastéroïdes qui ont été survolés par dessondes spatiales. Ces survols permettentbien sûr de recueillir quelques images,mais un simple survol permet d’estimerla masse totale de l’objet en se basantsur la déviation de la sonde. Eros, Gaspra

et Ida ont ainsi des masses volumiquescomprises entre de 2 300 et 2 700 kilo-grammes par mètre cube, alors que cellede Mathilde est proche de 1 300 kilo-grammes par mètre cube. Il est clair queces corps sont très différents. Les deuxpremiers comportent probablement bienplus de roches que le troisième. Il estencore difficile aujourd’hui de dire si cesdifférences sont dues aux mécanismesde formation ou à une évolution ulté-rieure de ces corps. Nous pouvons noterque les astéroïdes sont organisés en « familles », de même que les satellitesirréguliers des planètes géantes. Celatémoigne de la richesse de l’évolutiondynamique et de l’évolution physico-chimique consécutive de ces corps.

Les liens de parenté entre les objets glacés et les autres corps du système solaire


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La comète périodique Schwassmann-Wachmann Itournant au-delà de Jupiter et présentant defréquents sursauts d’activités (relâchement de gazet éjection de poussières) est maintenant soup-çonnée appartenir à la famille des Centaures.(crédit : ISAS/JAXA-Agence Spatiale Japonaise)

L’astéroïde Itokawa, observé par la missionjaponaise Muses-C, présente une surface trèsdifférentes de celles des six autres astéroïdesobservés : elle est constellée de blocs jusqu’àquelques dizaines de mètre, certaines zonessont très lisses et très peu de cratères sontvisibles. Itokawa appartiendrait-il à unefamille particulière d’astéroïdes.(crédit : SAXA)


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Pluton et Triton

Malgré son faible diamètre d’environ2 300 kilomètres et son orbite très ellip-tique et inclinée, Pluton a longtemps étéconsidérée comme la neuvième planètedu système solaire, échappée de l’orbitede Neptune. Cependant la découvertedes objets transneptuniens (fiche V-7) etles calculs de dynamique ont récemmentmontré que Pluton et son gros satelliteCharon font en fait partie d’un groupe deplusieurs dizaines d’objets, surnommésdepuis les « Plutinos », et qui gravitentau-delà de l’orbite de Neptune et en réso-nance dynamique avec celle-ci.

Triton, le plus gros satellite de Neptune(2 705 kilomètres de diamètre) a quant àlui longtemps intrigué les astronomes dufait de son orbite rétrograde et très incli-née sur le plan équatorial de Neptune.Comme Pluton et Charon, Triton se seraitformé au-delà de Neptune mais auraitété capturé par cette planète.

La forte similarité entre Pluton et Triton,outre leur taille, vient du fait que tousdeux ont une surface très froide en gran-de partie couverte de glaces d’azote, deméthane et d’oxyde de carbone et uneatmosphère ténue dominée par cesmêmes molécules. D’une certainemanière Titan (fiche V-10) fait aussi par-tie de cette famille de corps riches enazote et méthane à la différence près quesa température de surface est trop élevéepour que ces deux molécules se conden-sent sous forme de glaces. Des observa-tions en 2005 ont montré que les plus

gros des objets transneptuniens, ceuxcapables de retenir l’azote moléculaire etle méthane, ressemblent fortement àTriton et Pluton.

Découvertes et orbites

Pluton a été découvert en 1930 par ClydeTombaugh alors à la recherche de l’objetsupposé perturber les orbites d’Uranuset Neptune, mais il s’avéra plus tard quePluton est bien trop petit pour cela.L’astronome en détermina la forte excen-tricité (e = 0,254) et l’inclinaison uniquedans le système solaire (17,14°) de sonorbite qui la font circuler en 248 ansdepuis l’intérieur de l’orbite de Neptune(périhélie 29,7 unités astronomiques)jusque vers 49,5 unités astronomiques àson aphélie. Pluton parcourt 2 fois sonorbite pendant que Neptune fait 3 tours.On parle dans ce type de cas de résonan-ce dynamique, qui est traditionnelle-ment notée par les chiffres qui la carac-térise, dans notre cas 3:2. Pluton ne s’ap-proche jamais à moins de 17 unités astro-nomiques de Neptune. Cependant sonorbite reste imprédictible à l’échelle de ladizaine de millions d’années.

Son satellite, Charon, ne fut découvertque près d’un demi-siècle plus tard. Sondiamètre de 1 220 kilomètres est tout àfait comparable à celui de Pluton. Ilstournent face à face avec une période de6,39 jours, comme deux valseurs, et for-ment un système binaire totalementsynchronisé, un cas unique dans le systè-me solaire. Tout récemment (mi-2005),deux autres satellites de moins de

Deux corps particuliers : Pluton et TritonV-9


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150 kilomètres ont été observés orbitantdans le même plan que Charon.

Triton, découvert 17 jours après Neptunepar William Lassell en 1846, orbite defaçon synchrone en 5,88 jours à moins de15 rayons de sa planète sur une orbitequasi-circulaire, rétrograde et fortementinclinée (157°). Contrairement aux sys-tèmes de Jupiter, Saturne et Uranus,Triton, outre ses caractéristiques orbi-tales uniques, est le seul satellite de saclasse de taille orbitant autour deNeptune, tous les autres faisant moinsde 420 kilomètres de diamètre.

Composition de la surface et de l’atmosphère

Après une première identification duméthane sur Triton et Pluton à la fin desannées 1970, l’azote a été observé sur

Triton puis sur Pluton. Le monoxyde decarbone a finalement été détecté sur cesdeux objets. Après avoir un temps rêvé àun océan d’azote sur Triton, les modèlesspectroscopiques couplés à des mesuresen laboratoire ont déterminé que la glaced’azote domine à la surface et contient depetites quantités de méthane (0,1-0,5 %)et d’oxyde de carbone (0,05-0,2 %).L’abondance du méthane est nettementsupérieure sur Pluton où de larges zonesde glace de méthane pur coexistent aussiavec celles d’azote. Des zones sombressont interprétées comme probablementcouvertes de matériaux organiques pro-venant de la dissociation du méthane parle rayonnement ultraviolet solaire (cha-pitre VI). Des matériaux sombres sontaussi présents sur Triton mais semblentenfouis sous les glaces volatiles. Ils sontréinjectées sporadiquement en surfacepar les geysers actifs observés par

Variations d’albédo de la surface des deux hémisphères opposés de Pluton montrant sa forte inhomo-généité. Les zones claires sont probablement dominées par la glace d’azote alors que les zones sombressont probablement riches en matériaux organiques produits par la destruction photochimique duméthane. Une calotte polaire semble présente au nord. (crédit : HST-NASA/ESA/A. Stern & M. Buie)


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Voyager 2. La couleur rougeâtre de Tritonet de Pluton, observée dès les années1950 et confirmée par les spectres, estliée à la présence de ces matériaux orga-niques. Leur plus grande abondance surPluton correspond à un rougissementsensiblement plus marqué que surTriton.

Triton est l’un des objets les plus réflé-chissants du système solaire. Il renvoieen effet 55 % à 70 % du rayonnement

qu’il reçoit. On parle d’un albédo comprisentre 0,55 et 0,7. L’albédo de Pluton varieentre 0,44 et 0,61 en fonction de la longi-tude, démontrant une forte inhomogé-néité de surface. L’albédo élevé de la sur-face de Triton combiné à sa grande dis-tance au Soleil conduit à une températu-re de sa calotte de glaces d’azote de -235 °C : la plus basse connue du systèmesolaire ! Celle de Pluton est à peine plusélevée, et semble varier de -233 °C pour laglace d’azote à -215 °C pour les terrains

Deux corps particuliers : Pluton et Triton

Surface éclairée de Triton vue par Voyager 2. La calotte sud (en bas de l’image), très probablementdominée par la glace d’azote, possède une teinte rosée due à la présence de petites quantités dematériaux organiques. Une zone de condensation récente, bleutée, marque approximativementl’équateur. L’hémisphère nord, marqué de structures géologiques variées semble dominé par lesglaces d’eau et de dioxyde de carbone aux comportements rhéologiques similaires à des roches auxbasses températures de Triton. (crédit : NASA/JPL)


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probablement dominés par la glace deméthane et les dépôts organiquessombres. Malgré ces très basses tempé-ratures, des geysers d’azote gazeux sontgénérés sur Triton par le chauffage solai-re de matériaux sombres déposés sousquelques mètres de glace d’azote trans-parente. Ces matériaux sont entraînésdans l’atmosphère jusqu’à huit kilo-mètres d’altitude puis redéposés à la sur-face dans la direction des vents domi-nants. La sonde interplanétaire Voyager 2en a observé au moins deux actifs sur cemonde que l’on croyait transi !

Sur aucun de ces deux objets l’on neconnaît l’épaisseur des matériaux orga-niques et des dépôts de glaces volatiles,dominés soit par le méthane soit parl’azote. Sur Triton, la hauteur des reliefsn’excède pas un kilomètre. Mais leurrecouvrement par la calotte montre queson épaisseur peut varier localement dumètre à plusieurs centaines de mètres.Ces glaces volatiles reposent sur un sub-strat non volatil composé sur Triton deglaces d’eau et de dioxyde de carbone,apparaissant largement dans l’hémi-sphère nord alors que sur Pluton seule laglace d’eau semble émerger localementdes dépôts. Ces différences peuvent venirsoit d’une plus grande quantité de glacesvolatiles sur Pluton, soit plus probable-ment d’une différence dans leur distribu-tion du fait des transports saisonniers.Contrairement à Pluton, la surface de sonpetit mais faux jumeau Charon sembleconstituée essentiellement de glaced’eau, à l’image des satellites d’Uranus.

Les atmosphères de Pluton et de Tritonsont en équilibre avec les glaces volatiles

(azote moléculaire, méthane et monoxy-de de carbone) en surface : la pression etla composition atmosphérique près dusol sont contraintes par la températureet la composition de ces glaces. SurTriton, Voyager 2 a découvert une atmo-sphère de 14 microbars principalementcomposée d’azote contenant des tracesde méthane (~0,05 %) et probablementune quantité similaire d’oxyde de carbo-ne. Sa structure est particulière. La bassecouche, la troposphère, est épaisse dehuit kilomètres et contient des aérosolset de fins nuages. Elle est surmontéedirectement d’une thermosphère etd’une ionosphère (chapitre VI) jusquevers 400 kilomètres. L’atmosphère dePluton, beaucoup moins bien connue,semble aussi dominée par l’azote avec defaibles quantités d’oxyde de carbone etde méthane (0,1 à 1 %). Sa pression auvoisinage du périhélie, en 1989, est dumême ordre de grandeur ou un peu plusfaible que celle de Triton. Charon semblequant à lui avoir totalement perdu sonatmosphère peut-être à cause de sa gra-vité plus faible.

Cycles climatiques

Le fort allongement de l’orbite de Plutonconduit à une modulation du flux solaired’un facteur 2,8 entre son périhélie etson aphélie. Couplé à ceci la très grandeobliquité de Pluton (~120°) et son incli-naison sur le plan de l’orbite conduisantà des variations saisonnières extrêmesde l’insolation de sa surface et donc de satempérature. La première conséquenceest que l’atmosphère de Pluton connaîtelle aussi des variations saisonnièresextrêmes. Sa pression peut varier de 2 à


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3 ordres de grandeur et doit s’effondrercomplètement à l’approche de l’aphélie.

La combinaison des inclinaisons de l’axede Neptune (29,6°) et de l’orbite de Triton(157°) conduit aussi à des cycles saison-niers très marqués et complexes. SurTerre, la latitude du point faisant face auSoleil varie entre les deux tropiques,23°26’ nord et sud. Sur Triton, ce pointpeut parfois atteindre 52°, comme c’estle cas actuellement.

Ces cycles d’insolation et la grande volati-lité des glaces d’azote, d’oxyde de carboneet de méthane conduisent à d’importantstransferts d’un hémisphère à l’autre. Lesmodèles estiment que des épaisseurs del’ordre du mètre de glace, essentiellementde l’azote, sont ainsi déplacées au coursde chaque cycle climatique, respective-ment de 164 et 248 ans sur Triton etPluton. La distribution actuelle des diffé-rentes glaces est donc le résultat de cestransports. Mais celle-ci est encore loind’être bien comprise si l’on considère parexemple la persistance inattendue d’unecalotte dans l’hémisphère sud de Triton,actuellement constamment éclairé, etl’absence apparente de condensationdans l’hémisphère nord.

Structure interne et géologie

Triton et Pluton ont des masses volu-miques très similaires de l’ordre de 2 000kilogrammes par mètre cube, impliquantune composition dominée par les roches,entre 60 et 80 % suivant leur hydrata-tion. Aucune information directe n’estcependant disponible sur le degré de dif-

férenciation de leurs structures internes,probablement très évoluées. Dans lesdeux cas, un épais manteau de glacesd’environ 400 kilomètres entoure proba-blement un noyau de silicates et éven-tuellement un noyau métallique. La faiblefraction de glace d’eau comparée auxautres satellites de Saturne et d’Uranuspourrait être due soit à une compositionde la nébuleuse solaire dominée par del’oxyde de carbone plutôt que par de l’eauou du méthane dans la zone de formationde ces objets, soit à la perte d’une partiedes glaces lors du choc à l’origine du sys-tème Pluton-Charon, et lors de la capturede Triton par Neptune.

La première impression à la vue desimages de Triton obtenues par Voyagerest une surface très peu cratérisée, donctrès jeune. Trois principales unités géolo-giques peuvent être distinguées sur les40 % de surface qui ont été observés :une calotte polaire sud brillante trèsétendue, approchant l’équateur en cer-tains endroits, et striée de dépôts noirsen éventail ; un terrain très complexeconsistant en un réseau dense de dépres-sions elliptiques régulières d’environ 30 kilomètres de diamètre, attribuées àdes phénomènes de diapirisme. Produitspar la remontée d’un matériau peu denseà travers une couche de surface plusdense, entrecoupées de failles tecto-niques linéaires ; et finalement desplaines lisses en terrasse, probablementcréées par des épanchements (récents ?)de cryovolcanisme, c’est-à-dire des épan-chements de glaces fluides au niveau defailles de la surface venant du manteausous-jacent. La capture de Triton, la cir-



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cularisation de son orbite et la synchro-nisation de sa rotation ont certainemententraîné par le passé des effets de maréecolossaux qui ont fortement chauffé l’in-térieur du satellite, lui ont permis de sedifférencier et ont produit une intenseactivité géologique en surface. La ques-tion de la persistance actuelle d’une acti-vité reste ouverte.

Rien n’est actuellement connu sur la géo-logie de Pluton, mais la mission spatialeNew Horizons (NASA, décollage en janvier2006) qui la survolera en 2015 devrait per-mettre d’en connaître plus sur l’évolutionde cet objet transneptunien. Vu leurs his-toires dynamiques et thermiques extrê-mement différentes, on peut s’attendre à

des structures géologiques radicalementdifférentes de celles de Triton.

Origine

La première théorie de Lyttleton en 1938supposait que Pluton s’était formé avecTriton dans la subnébuleuse de Neptuneet aurait été éjecté par ce dernier lors durapprochement de leurs orbites.Cependant cette théorie ne permet pasd’expliquer de nombreuses contraintesobservationnelles, dont l’existence deCharon. La théorie actuellement admiseconsidère que le système Pluton-Charonaurait été créé suite à un impact entredeux objets transneptuniens, Pluton etun proto-Charon, de façon analogue à la

Détails de la géologie de la surface de Triton (Voyager 2) :ci-dessus, la calotte polaire sud et les dépôts sombrescréés par ses geysers. (crédits : NASA/JPL).


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formation du système Terre-Lune. Quantà Triton, il aurait été capturé par Neptunesuite à une collision avec un de ses satel-lites réguliers et aurait acquis son orbitecirculaire au prix d’une intense dissipa-tion d’énergie de marée sur quelquescentaines de millions d’années. Tritonaurait alors fondu pratiquement intégra-lement, conduisant à une différenciationcomplète de sa structure et peut-être àune perte partielle de ses composants lesplus volatils.

Pluton, Triton ainsi que le proto-Charonpourraient en fait être les reliques d’unefamille de petites planètes, d’un diamètresupérieur à 1 000 kilomètres, transneptu-

niennes, formées entre 30 et 50 unitésastronomiques. Les objets constituant lafamille des « Plutinos » (fiche V-7), dontPluton et Charon, auraient ensuite étépiégés avec des excentricités élevées dansla résonance 3:2 avec Neptune lorsquel’orbite de celle-ci migra vers l’extérieur.

L’étude détaillée de ces objets permet-trait de fournir d’importantes informa-tions sur les conditions de formation descorps glacés aux confins de notre systè-me planétaire. Une première missiond’exploration (New Horizons, NASA) serasur place d’ici 2015-2020. Elle consacrerases observations à l’étude de la géologie,de la composition et de la température


Détails de la géologie de la surface de Triton (Voyager 2) : un réseau de dépressions et de failles tecto-niques. (crédits : NASA/JPL)


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de la surface et de l’atmosphère ducouple Pluton-Charon et de ses deuxpetits satellites ainsi que d’un ou deuxobjets transneptuniens de 50 à

100 kilomètres de diamètre. Souhaitons-lui bon voyage vers la banlieue de notresystème solaire !

Détails de la géologie de la surface de Triton (Voyager 2) : des plaines lisses en terrasses formées par cryovolcanisme. Un cratère d’impact est visible au centre. (crédits : NASA/JPL)


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Avec ses 5 150 kilomètres de diamètre,Titan est le plus gros satellite de Saturneet le deuxième du système solaire aprèsGanymède (fiche V-3). Jusque vers ledébut du siècle, il était considéré commele plus gros, mais la découverte de sonatmosphère opaque conduisit à réviserson diamètre à la baisse. En effet,contrairement à tous les autres satellitesdu système solaire, Titan possède uneatmosphère épaisse, dominée par l’azoteet riche en méthane, chargée en aérosolsorganiques nous masquant sa surface.Les observations depuis notre sol, puis lamission Voyager 1 ont esquissé un por-trait superficiel de ce satellite avant quela mission Cassini et tout particulière-ment la sonde Huygens ne nous dévoilevéritablement sa surface. Titan orbite en16 jours autour de Saturne, lui présentanttoujours la même face, comme la Lunevis-à-vis de la Terre. On parle de « rota-tion synchrone ».

Sa découverte

Alors que Christiaan Huygens, un scienti-fique hollandais, observait Saturne lanuit du 25 mars 1655 afin de comprendrela nature de ses « anses » (ses anneaux)découvertes par Galilée 45 ans plus tôt, ildécouvrit un petit point lumineux, qu’ilprit d’abord pour une étoile. Aprèsquelques nuits d’observation, le déplace-ment de ce point par rapport à Saturnelui fit comprendre qu’il s’agissait d’unobjet orbitant autour de la planète. Aprèsles quatre satellites Galiléens découvertspar Galilée en 1610, cette découverteporta à six le nombre de satellites

connus. Sa taille considérable suggéra àWillian Herschell de l’appeler Titan, l’unedes divinités associée à Saturne.

Un satellite avec une atmosphère !

Dès le début du siècle (1908), l’astronomecatalan Jose Comas Soda observa unassombrissement des bords du disque deTitan, généralement associé à la présen-ce d’une atmosphère épaisse. Les calculsthéoriques de Sir James Jean démontrè-rent en 1925 qu’en dépit de sa faible gra-vité, Titan pouvait effectivement retenirune atmosphère si celle-ci restait à bassetempérature. Les gaz suspectés la com-poser étaient l’azote, l’argon, le néon etle méthane. Ce dernier, le seul à absorberla lumière à certaines longueurs d’ondedu visible et de l’infrarouge, fut détectéen 1944 par Gerald Kuiper. Ce n’est que30 ans après que la présence d’une autremolécule abondante, d’azote ou d’hydro-gène, fut suspectée, suivie par l’identifi-cation dans l’infrarouge thermique detrois hydrocarbures simples, l’acétylène,l’éthylène et l’éthane ainsi qu’un isotopedu méthane. À cette même époque, laprésence d’une couche d’aérosols àhaute altitude a été suggérée. Fina-lement, juste avant le survol de Titan parVoyager 1, la température (-179 °C) et lapression à la surface (1,5 bar) furent cor-rectement déterminées grâce à desmesures radio. Ces valeurs conduisirent àproposer pour la première fois l’existenced’océans de méthane à la surface deTitan.

Une présentation générale de TitanV-10


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Voyager et l’ère pré-Cassini

Au moment du survol de Titan par lasonde Voyager 1 (NASA) le 12 novembre1980, les connaissances sur la surface dece satellite étaient pratiquement inexis-tantes et celles de son atmosphère enco-re rudimentaires. La première impressionà la vue des images prises par Voyager futun peu décevante car Titan ressemblait àune boule colorée d’un jaune orangé pra-tiquement homogène.

La surface était invisible. Les seulsdétails observés étaient des couches debrumes vers 200 et 350 kilomètres d’alti-tude, une différence de luminosité entreles deux hémisphères et un anneausombre au-dessus du pôle nord.Heureusement, les autres instruments

apportèrent une grande quantité d’infor-mations sur la composition et la structu-re de l’atmosphère. Avant l’arrivée deCassini, 24 ans plus tard, de nombreusesobservations à partir de télescopes ausol, par le satellites ISO (ESA) ou par letélescope spatial Hubble (NASA/ESA) ontpermis d’affiner nos connaissances del’atmosphère de Titan et de commencer àpercer les mystères de sa surface.

Composition et chimie atmosphériques à partir des mesures de Voyager

Le spectromètre ultraviolet de la sondeVoyager 1 démontra d’abord que l’azotemoléculaire était le constituant majeurde l’atmosphère, à plus de 90 %. L’argon,indétectable directement, a longtemps

Titan vu par la caméra de lasonde Voyager 1. La couleurjaune-orangé provient de l’ap-sorbtion sélective de la lumièrebleue par les aérosols orga-niques constituant les épaissesbrumes atmosphériques. Lasurface ne peut être observée àces longueurs d’ondes à traversces brumes. (crédit : NASA/JPL)

Atmosphère et structure de la brume deTitan vues par la sonde Voyager 2. Une dis-symétrie de teinte apparaît entre les deuxhémisphères ainsi qu’un système debandes parallèles à l’équateur. En particu-lier un anneau sombre est clairementvisible près du pôle nord. (crédit : NASA/JPL)


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été soupçonné être le second constituantatmosphérique mais les mesures de lasonde Huygens l’ont maintenant réduit àl’état de traces. En plus de la confirma-tion des quatre hydrocarbures simplesobservés depuis le sol, le spectromètreinfrarouge a permis d’identifier et dedéterminer l’abondance de huit autresmolécules atmosphériques, dont ledioxyde de carbone, trois hydrocarbureset quatre nitriles. Deux autres composésoxygénés, l’oxyde de carbone et l’eau,ainsi que deux autres composés orga-niques plus complexes, l’acétonitrile et lebenzène, ont ensuite été détectés depuisla Terre mettant ainsi en évidence l’exis-tence de molécules aromatiques(cycliques) sur Titan (la compositiondétaillée est donnée sur les siteshttp://lpg.obs.ujf-grenoble.fr/livre_annexeet http://www. editions-eyrolles.com).

La découverte de toutes ces moléculesconfirma qu’une chimie complexe, baséeessentiellement sur l’azote et le métha-ne, est à l’œuvre dans la haute atmo-sphère de Titan. Cependant une petitechimie oxygénée formant de l’oxyde decarbone et du dioxyde de carbone est ini-tiée en parallèle par la photodissociationde l’eau, détectée à l’état de trace dans lahaute atmosphère, la source de cettemolécule étant probablement externe(micrométéorites, satellites et anneauxde Saturne… ).

Le rayonnement ultraviolet solaire est laprincipale source de dissociation duméthane et de l’eau au-dessus de 500kilomètres, conduisant à une abondanteformation d’hydrocarbures de complexi-té croissante évoluant éventuellement

vers des polymères comme les polyacéty-lènes. Aux hautes latitudes, l’azote molé-culaire est principalement dissocié etionisé par les électrons énergétiques de lamagnétosphère de Saturne à la limite delaquelle Titan gravite (chapitre VI). Laréaction de l’azote atomique ionisé avecle méthane conduit alors à l’acide cyan-hydrique, puis à une série de composésnitrés, c’est-à-dire contenant au moinsun atome d’azote, évoluant vers des com-posés organiques complexes contenantde l’azote et du carbone. Les molécules etpolymères les plus lourds condensentalors à différentes altitudes, vers 300 kilo-mètres d’une part, et au-dessus de 500kilomètres d’autre part, sous forme d’aé-rosols. Les brumes ainsi formées confè-rent à l’atmosphère de Titan sa structureà deux couches principales et sa couleurorangée. La composition et la structuredes différents types d’aérosols sont enco-re très mal connues. La simulation enlaboratoire de la formation de ces solidesorganiques complexes, communémentappelés « tholins » (du grec signifiant « boueux » !), fait actuellement l’objetd’études très actives.

Plusieurs molécules issues de cette chi-mie ont aussi été observées à l’étatcondensé dans la basse stratosphère deTitan car celle-ci se refroidit rapidementde -90 °C jusqu’à -200 °C au niveau de latropopause vers 45 kilomètres. La plu-part des molécules gazeuses, hormisl’azote, l’argon, l’hydrogène et l’oxyde decarbone, se condensent alors progressi-vement sur les aérosols organiques puisprécipitent rapidement dans la tropo-sphère en direction de la surface, où ilss’accumulent.

Une présentation générale de Titan



http://www

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Structure et circulation atmosphérique

La structure thermique de l’atmosphèrede Titan est globalement similaire à cellede la Terre, comportant depuis le sol versl’espace une troposphère, une strato-sphère, une mésosphère et le mélangethermosphère/ionosphère. Il y a deuxdifférences majeures. Tout d’abord, l’at-mosphère de Titan est environ 10 foisplus étendue. Ensuite, ses températuressont nettement plus basses. En dessousd’une thermosphère autour de -120 °Csurmontant une mésopause froide (~ -160 °C) vers 650 kilomètres, Titan pos-sède une haute stratosphère relative-ment isotherme (~ -90 °C au-dessus de150 kilomètres) chauffée par l’absorptionde la lumière solaire par les aérosols. Latempérature de la basse stratosphèrechute alors fortement jusqu’à -202 °C à latropopause, à 45 kilomètres. En dessous,la troposphère se réchauffe progressive-ment pour atteindre -179 °C à la surfaceet une pression de 1,47 bar. Cette tempé-rature correspond à un effet de serre res-ponsable d’une augmentation de la tem-pérature de l’ordre de 12 °C principale-ment due au méthane et à l’azote.

Dans la troposphère les très faibles diffé-rences de température (2 à 3 °C) sontexpliquées par une circulation méridien-ne très étendue et active. Les différencesentre jour et nuit sont elles aussiminimes, 1 °C. Les contrastes saisonnierset climatiques sont donc probablementtrès faibles à la surface de Titan. Dans lastratosphère les variations de tempéra-ture avec la longitude sont très faibles dufait de l’existence de vents zonaux très

rapides, jusqu’à 350 kilomètres parheure, tournant dans le même sens quele satellite comme en témoigne la subti-le structure en bandes parallèles àl’équateur de l’atmosphère de Titan. Parcontre, les différences de températureentre pôle et équateur sont plus impor-tantes, environ 20 °C. En direction dupôle nord de Titan, lorsque l’on sort de lanuit polaire, on observe une forte aug-mentation de l’abondance de la plupartdes molécules et de celle des aérosols,jusqu’à des facteurs 500. Cela a été attri-bué à des effets saisonniers et dyna-miques sur la chimie stratosphérique.

Intérieur et surface : spéculations et observations

L’efficacité de la destruction photochi-mique du méthane dans l’atmosphèrepour former les autres molécules pose laquestion cruciale du réservoir de métha-ne indispensable pour réalimenter régu-lièrement l’atmosphère. Sans cela, ce gazdevrait être totalement détruit en moinsde 10 millions d’années. Cette question ades conséquences fondamentales sur laformation et la structure de Titan. Eneffet, le réservoir peut se trouver en sur-face, océans ou lacs d’hydrocarbures, ousous la surface sous la forme de gaz pié-gés dans les glaces de la croûte ou dumanteau de Titan. La seule informationobjective sur l’intérieur de Titan obtenuepar Voyager est sa masse volumique,1880 kilogrammes par mètre cube, inter-médiaire entre celle de Callisto et celle deGanymède. Du fait de sa taille, on estimeque Titan est probablement un satellitedifférencié avec un noyau de fer et de sili-cates plus ou moins hydratés surmonté


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d’un ou plusieurs manteaux et d’unecroûte de glace d’eau, d’hydrate d’am-moniaque ou d’une structure de glacecapable de contenir de grandes quantitésde gaz comme le méthane, l’azote molé-culaire, l’oxyde d’azote, l’argon, etc.Cette structure singulière s’appelle unclathrate hydrate. Ces manteaux glacésou liquides constitueraient entre 30 % et45 % de la masse de Titan soit une épais-seur totale pouvant atteindre le millierde kilomètres. Largement de quoi retenird’importantes quantités de méthane quiy auraient été stockées lors de la forma-tion du satellite dans la subnébuleuse deSaturne. La valeur trois fois plus élevéede l’abondance du deutérium sur Titanpar rapport à celles de Jupiter et Saturnefavoriserait une origine interne (primaire)de l’atmosphère de Titan plutôt que saformation secondaire par apport deglaces cométaires après l’accrétion dusatellite.

Aux conditions de températures quirègnent à la surface, l’éthane, le principalproduit de la photochimie, est liquide.Son mélange avec le méthane primordials’échappant de l’intérieur pourrait for-mer des étendues liquides contenantaussi du propane et de l’azote dissous.Ces océans, mers ou lacs suivant leurétendue, seraient en équilibre avec l’at-mosphère, à moins que ces liquides nesoient stockés sous la surface dans ceque l’on nomme des « aquifères » poreux.L’évaporation du méthane pourrait for-mer des nuages vers 20 kilomètres d’alti-tude et produire occasionnellement despluies. Des nuages d’éthane, d’éthylèneet de propane dans la basse stratosphère,vers 60 kilomètres, ainsi que des brumes

d’éthane proches du sol compléteraientle paysage atmosphérique de Titan.Cependant les observations radar, spec-troscopiques et d’imagerie, malgré leurgrande difficulté à percer la couche debrumes, dépeignent plutôt une surfacesolide, hétérogène, composée principale-ment de glace d’eau et d’un composantsombre.

Ces matériaux sombres proviennent trèsprobablement des aérosols stratosphé-riques s’accumulant sur la glace d’eausous forme d’un épais dépôt organique.Leur épaisseur moyenne pourraitatteindre quelques mètres à quelquescentaines de mètres si l’on suppose quecette chimie a lieu depuis des centainesde millions d’années, voire depuis l’origi-ne de Titan. Bizarrement, leur distribu-tion semble hétérogène à grande échelle.Les surfaces liquides quant à ellesseraient au mieux limitées à des lacs,peut-être localisés dans les bassins for-més par les cratères d’impact. L’existenceactuelle de ces étendues liquides est tou-jours très controversée et n’a, à ce jour,pas encore été confirmée par la missionCassini. Par contre, les mesures de lasonde Huygens fournissent de nouveauxéléments sur le cycle du méthane et surla nature et la distribution des matériauxà la surface (fiche V-11).

De nombreuses questionsen suspens

Les questions fondamentales de l’originede l’atmosphère de Titan et des molé-cules simples telles que le méthane,l’azote, ou l’oxyde de carbone qui la com-posent, ou encore celles des réservoirs de

Une présentation générale de Titan


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méthane et de leurs modes d’échangeavec l’atmosphère, restent encore large-ment ouvertes. Cependant la complexitéde la chimie de l’atmosphère de Titanrévélée par la mission Voyager pose desquestions encore plus excitantes : quelest le degré de complexité atteint par lesmolécules organiques composant lesaérosols stratosphériques ? A-t-il atteintcelui des molécules prébiotiques, comme

les acides aminés, ces « briques » de pro-téines constituant les cellules vivantes(chapitre IX) ? Que deviennent ensuiteces molécules déposées à la surface pourdes centaines de millions d’années ? Ledépouillement des mesures de la sondeHuygens devrait certainement nousapporter quelques éléments de réponse.

La surface hétérogène de Titan vue par le télescope spatial Hubble. À gauche, l’hémisphère le plusbrillant, qu’on appelle l’hémisphère « avant » du fait de la rotation synchrone de Titan par rapportà Saturne. À droite, l’hémisphère opposé, « arrière ». (crédit : P. Smith, M. Lemmon / UA - LPL /NASA).


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La mission Cassini-Huygens (NASA/ESA),imaginée au tout début des années 1980,a quitté la Terre le 15 octobre 1997 pour unvoyage interplanétaire de 7 ans en direc-tion du système de Saturne. Un de sesobjectifs majeurs, outre l’étude de l’at-mosphère de Saturne, de la formation deses anneaux, et de la composition et de lagéologie de ses satellites, est l’explora-tion approfondie de Titan. La sondeHuygens et ses six ensembles instrumen-taux embarqués ont été spécifiquementconçus pour recueillir in situ le maximumd’informations sur l’atmosphère et la sur-face de ce mystérieux satellite. Si Titanintéresse autant les scientifiques, c’esten particulier parce qu’il présente uneatmosphère épaisse avec certaines simi-larités avec la Terre mais surtout une chi-mie organique complexe, peut-être suffi-samment évoluée pour être considéréecomme prébiotique (fiche V-10).

Vision rapprochée par l’orbiteur Cassini

L’orbiteur Cassini, tournant dans le systè-me de Saturne, a débuté une série de sur-vols rapprochés de Titan permettant desobservations beaucoup plus détaillées etsystématiques que ce qu’avait pu faire lasonde Voyager 1 lors de son passageunique. De nombreuses informations trèsprécises sur la composition et la structu-re de l’atmosphère et de ses brumes, sachimie, ses nuages, ses vents ainsi quesur leurs variations spatiales et tempo-relles ne manqueront pas d’être extraitesde l’analyse de toutes ces observations.Les premiers résultats les plus marquantsde Cassini sont certainement les carto-graphies de la surface de Titan, avec une

résolution de quelques centaines demètres à quelques kilomètres, débutéesavec les imageurs visible, infrarouge etradar. Les images obtenues montrent enparticulier l’existence de forts contrastesd’albédo, avec des transitions très mar-quées entre des régions brillantes striéeset de vastes étendues sombres. D’autrepart, le radar a mis en évidence des reliefspouvant atteindre 1,5 kilomètre de hautainsi que de nombreuses structures géo-logiques dont seulement deux pourraientêtre des cratères d’impact (de 80 et 440kilomètres de diamètre). Par contre, il aidentifié au moins un dôme de 180 kilo-mètres de diamètre, et plusieurs cratèresvolcaniques de glace entourés de couléesde cryomagma (lave de glace probable-ment mélangée à de l’ammoniaque), cer-taines atteignant plus de 200 kilomètresde long. Mais à la mi-2005 toujours aucu-ne étendue liquide en vue, tout au plus delégers soupçons pour quelques petits lacsd’une dizaine de kilomètres de diamètre.La couverture spatiale beaucoup plusétendue de la surface qui sera obtenue àl’issue des 44 survols prévus d’ici mi-2008 devrait permettre de trancher sur laprésence, ou non, de méthane liquide à lasurface de Titan.

Exploration in situpar la sonde Huygens

La descente de la sonde Huygens dansl’atmosphère de Titan durant près de 2h30le 14 janvier 2005 a apporté une visionnouvelle de ce satellite. Dès que la sonde acommencé à percer les dernières couchesnuageuses (bien plus denses et épaissesque ce qui était attendu) vers une qua-rantaine de kilomètres d’altitude, des

La mission Cassini-Huygens : une nouvelle vision de TitanV-11


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paysages aux accents terrestres sontapparus : des collines claires striées deréseaux de chenaux convergeant dansdes rivières, puis se jetant par un deltadans de vastes étendues sombres et trèsplates. Ces dernières montrent de nom-breuses traces d’écoulement et sont pro-bablement des lacs ou des mers assé-chés. Elles possèdent des côtes décou-pées, des îles et des bancs de « sable »côtiers. Bien d’autres structures géolo-giques sont visibles dans les panoramasobtenus par l’instrument DISR de lasonde Huygens. Certaines spécifiques àTitan, comme les failles rectilignesclaires probablement remplies par unvolcanisme de glace. D’autres analoguesà la Terre, comme les réseaux dendri-tiques aux affluents courts issus depetits cirques qui pourraient être crééspar des sources souterraines. Mais aucuncratère n’apparaît dans les images,

démontrant la jeunesse des processusqui ont modifié la surface de Titan.

Lorsque la sonde a touché le sol, et pen-dant toute la durée des mesures (1h12),un important dégazage de méthane a étéobservé par le spectromètre de masse,qui a aussi mesuré de petites quantitésd’éthane, d’acétylène et de cyanogène.La consistance du sol était similaire àcelle d’un sable mouillé surmonté d’unefine croûte plus dure. Le paysage à proxi-mité de la sonde ressemble à s’yméprendre à un lit de rivière jonché degalets clairs, lisses et arrondis d’une dizai-ne de centimètres de diamètre posés surdu sable fin noirâtre. Des traces d’écoule-ment liquide autour des galets sont aussiclairement visibles. Les spectres infra-rouges de cette surface sont tout à faitparticuliers et n’ont d’équivalent suraucun autre objet du système solaire !

Surface de Titan vue par l’imageur ISS de la sonde Cassini à travers une « fenêtre atmosphérique » duproche infrarouge (l’effet de la diffusion par les aérosols a été corrigé). De forts contrastes d’albédo, avecdes transitions très marquées, apparaissent entre la région brillante, striée est-ouest, de Xanadu (à droi-te) et la vaste étendue sombre au nord-ouest. Des nuages sont visibles vers le pôle sud (taches claires).(crédit : NASA / JPL / Space Science Institute).


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L’eau, sous forme de galets glacés, sembleêtre présente mais la matière organiquesombre (poussière très fine mêlée ausable), de composition encore inconnue,est très différente de ce qui était attenduà partir de nos connaissances de la chimieatmosphérique (fiche V-10).

Le cycle du méthane

La similitude des images de la surface deTitan avec certains paysages semi-arides

terrestres est saisissante. En gardant àl’esprit les différences entre la Terre etTitan, principalement la plus basse tem-pérature (-180 °C au lieu de 20 °C) et leflux solaire au sol environ 1000 fois plusfaible, il est possible de poursuivre cetteanalogie en remplaçant l’eau par leméthane liquide, la roche par la glace(dure comme du quartz à ces tempéra-tures), et la « terre » (poussières miné-rales et organiques terrestres) par lespoussières de glace et d’aérosols orga-

La mission Cassini-Huygens

Nuages et couches détachées de brumes de Titan observés dans le proche UV par la sonde Cassini.(crédit : NASA / JPL / Space Science Institute).

Image radar d’une zone de l’hémisphère nord de Titan (dimension : 150 x 300 kilomètres, résolution300 mètres) montrant des structures géologiques complexes. La présence de structures attribuéesau cryovolcanisme et la quasi-absence de cratère démontrent une surface jeune. (crédit : NASA / JPL)


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niques. Des pluies occasionnelles deméthane sont alors capables de lessiverles zones élevées de la matière organiquedéposée par l’atmosphère et de lesentraîner en ravinant les collines de glaceet creusant des réseaux de rivières. Deslacs pourraient alors se former temporai-rement dans les zones d’accumulationde poussière organique. Dès que lesconditions « d’humidité » le permettentle méthane peut s’évaporer progressive-ment laissant derrière lui un « maréca-ge » de poussière organique imbibée de

méthane et d’éthane. L’évaporationramène le méthane dans la basse tropo-sphère où il se condense jusqu’à formerdes nuages prêts à pleuvoir. Et le cycle estbouclé ! L’énergie solaire disponible étanttrès faible sur Titan, ces cycles de pluiesont probablement beaucoup plusfaibles (~ 1 centimètre de méthane paran) que sur Terre (~ 1 mètre d’eau paran). Ils semblent cependant bien troplimités pour expliquer la formation desimmenses zones plates d’accumulationdes sédiments organiques de dimen-

Panorama de la surface de Titanvu par l’instrument DISR de lasonde Huygens à des altitudescomprises entre 13 et 8 kilo-mètres. On y observe des col-lines, des bassins de drainageet des rivières, des côtes bor-dant des lacs ou des mers assé-chées, des failles… L’images’étend sur environ 30 kilo-mètres et sa résolution estd’environ 20 mètres. (crédit :ESA/NASA/JPL/University ofArizona)

Vue détaillée d’un réseau ramifié de rivièresprenant sa source sur une colline de glace (zonesclaires) et drainant la matière organique (sombre)vers un lac ou une mer, actuellement asséchée(zone sombre). (crédit : ESA/NASA/JPL/University ofArizona)


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sions dépassant plusieurs dizaines àplusieurs centaines de kilomètres. Desphénomènes internes conduisant àd’importants relâchements, spora-diques ou catastrophiques, de méthanegazeux ou liquide semblent nécessairespour remplir temporairement ces lacs(ou mers) et expliquer certaines de leurscaractéristiques. Ajoutés aux tracesgéologiques de cryovolcanisme et à ladétection de l’isotope argon-40 issu del’intérieur de Titan (décompositionradioactive lente du potassium 40 desroches) tous ces éléments convergentfortement vers une source interne relâ-chant occasionnellement le méthane.

Les mystères de Titan

Tout en apportant de nouveaux élémentsà la compréhension du cycle du méthanesur Titan, les données de Huygens et deCassini posent de nombreuses ques-tions nouvelles sur sa géologie, sa chi-mie, sa météorologie et son évolution.Quelques-unes parmi les plus impor-tantes sont : Où est stocké le méthaneliquide (lacs, nappes phréatiques, man-

teau…) ? Par quelle structure géologique(faille, source, …), par quel mécanisme eten quelle quantité sort-il en surface(cryovolcanisme, diffusion…) ? Quelle estla fréquence et l’intensité des pluies etruissellements de méthane ? Quel est lerôle du méthane (et de l’éthane) liquidedans l’évolution de la matièreorganique au sol ? La molécule d’eausous forme de glace joue-t-elle un rôledans cette chimie, malgré les très bassestempératures ? Pourrait-elle expliquer lanature inattendue de la matière orga-nique au sol ou bien est-ce la chimie desaérosols dans la haute atmosphère quiest à reconsidérer ?

L’analyse des données de l’ensemble desinstruments de la sonde Huygens, cou-plée entre autre au contexte géologiquedu site « d’attitanissage » qui sera fournipar l’orbiteur Cassini, permettra sûre-ment d’apporter des éléments de répon-se à nombre des questions qui ont justi-fié initialement la conception et l’envoide cette mission sur Titan.

La mission Cassini-Huygens

Panorama de la surface de Titan vue du sol par la sonde Huygens. Lesite « d’atitannissage » est probablement un lit de rivière asséché. Les« galets » les plus gros ont environ 15 centimètres de diamètre. Dessignes d’érosion sur les galets et à leur base indiquent une probableactivité fluviale. La poussière sombre est probablement un mélangede « sable » de glace et de matière organique. La couleur orangée dupaysage est principalement due à l’absorption de la lumière solairepar les aérosols atmosphériques. (crédit : ESA/NASA/JPL/ University ofArizona)


Chapitre 6

Les environnements spatiaux


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Le système solaire est baigné dans unchamp de rayonnement et dans unchamp de particules issus du Soleil etdu cosmos (chapitre II). Chaque objet,planète, comète, astéroïde… en fonc-tion de ses caractéristiques propres, vaen être affecté d’une façon particulière,selon qu’il possède ou non un champmagnétique ou une atmosphère. Peu àpeu se précise l’idée d’un environne-ment spatial propre à chacun d’entreeux. Voyons-en les caractéristiques.

Tout d’abord le rayonnement solaire,permanent, qui englobe, interagit avecles planètes et les corps de notre systè-me solaire. Le rayonnement électroma-gnétique balaye une large gamme delongueurs d’ondes, depuis le rayonne-ment gamma, en passant par l’ultra-violet et le visible et allant jusqu’auxondes radio (fiche II-2).

Le Soleil est également à l’origine d’unflux permanent de matière, essentiel-lement des électrons et des protons.C’est le vent solaire, dont la vitessevarie de 100 à 800 kilomètres parseconde (fiche II-3) en période calme,mais peut atteindre plus de 2 000 kilo-mètres par seconde lors de périodestrès actives. Le Soleil expulse en per-manence 2 millions de tonnes dematière par seconde. En outre, pendantdes périodes très actives la masse dematière éjectée peut atteindre plu-sieurs centaines de millions de tonnespar seconde. On parle dans ce casd’éruption solaire.

Le Soleil est enfin une source spora-dique de particules très énergétiques,d’énergie équivalant à celle d’une ballede mousse envoyée par un enfant. Cela

semble dérisoire, mais pour des parti-cules de masse extrêmement faible,cela signifie une vitesse proche de cellede la lumière. Notons cependantqu’une partie non négligeable de cerayonnement provient également del’univers profond (fiche II-7). C’est lerayonnement cosmique.

Le rayonnement électromagnétique, lerayonnement cosmique et le ventsolaire permanent ou issu de phéno-mènes éruptifs représentent dessources d’énergie qui interagissentavec les champs magnétiques, lesatmosphères et les surfaces des corpsdu système solaire. Ces interactions sefont par des processus physiques com-plexes qui dépendent des caractéris-tiques propres des objets et nécessi-tent donc des descriptions singulari-sées. Commençons par décrire ce quise passe pour la Terre, puis voyons lesdifférences ou les similarités avec lesautres corps du système solaire…

L’effet du rayonnement : ionosphère diurne et thermosphère

Les principaux composants de la hauteatmosphère terrestre sont l’oxygène etl’azote moléculaires entre 80 et 105 kilo-mètres. Au-dessus de 200 kilomètres etjusqu’à environ 600 kilomètres, ils sontsupplantés par l’oxygène atomique, lesgaz minoritaires étant l’hydrogène, l’hé-lium, l’argon et l’azote atomique. À 400kilomètres, la concentration totaletypique est un milliard de milliards (1018)de particules par mètre cube, et la tem-pérature est d’environ 750 °C. C’est enraison de cette température élevée qu’onqualifie cette partie d’atmosphère neutre

6. Les environnements spatiaux


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de thermosphère. La source de chauffageest le rayonnement solaire le plus éner-gétique, à partir de l’ultraviolet et au-delà. Celui-ci possède en outre des éner-gies suffisantes pour exciter, casser desmolécules ou ioniser l’atmosphère, c’est-à-dire arracher au moins un électron auxparticules cibles.

Tous ces photons, si destructeurs qu’ilsempêcheraient la vie d’apparaître s’ilsarrivaient au niveau de la basse atmo-sphère ou du sol, sont arrêtés par cesdivers phénomènes qui prennent placedans la thermosphère. Ainsi, nous avonsau-dessus de nos têtes un boucliercontre ce rayonnement solaire.

La partie ionisée de l’atmosphère estappelée ionosphère. La température desélectrons est à peu près de 1 100 °C à 400kilomètres alors que la température desions atteint « seulement » 800 °C à lamême altitude en période solaire calme.

L’effet lointain des particules : la magnétosphère

En l’absence de vent solaire, l’influencedu champ magnétique terrestre se feraitsentir symétriquement autour de la pla-nète : l’est, l’ouest, le côté jour ou le côténuit seraient indiscernables d’un pointde vue magnétique. Mais l’action duvent solaire sur le champ géomagnétiquepeut être comparée à celle d’un ventsupersonique sur une fusée : une ondede choc se forme à l’avant, à 15 rayonsterrestres environ, et force les particulesdu vent solaire à épouser la forme duchamp géomagnétique.

Peu de particules peuvent traverser lafrontière – la magnétopause – sur laquel-le la pression du champ magnétiquecompense celle du vent solaire. Cette

frontière se situe typiquement à 10rayons terrestres côté jour, valeur qui estdescendue jusqu’à 6 en octobre 2003, àl’occasion d’un événement solaire parti-culièrement intense. L’intérieur de cettecavité s’appelle la magnétosphère. Elleest comprimée vers la Terre côté jour, ets’étend en une longue queue étirée par levent solaire côté nuit, ce qui lui donnel’aspect d’une goutte d’eau.

De façon extrêmement simplifiée, côtéjour, le vent solaire, en approchant de laTerre, « voit » le champ géomagnétiquequi, selon les lois d’Ampère, crée uneséparation de charges. Davantage d’ionsdérivent le long de la magnétopause côtéouest, et davantage d’électrons côté est,générant un champ électrique qui tra-verse toute la magnétosphère.

Cependant, la magnétopause est unefrontière poreuse. En la longeant, une par-tie des particules du vent solaire parvientà dériver et à pénétrer dans la cavitémagnétosphérique, côté nuit. D’autres serejoignent à une distance d’environ 30rayons terrestres côté nuit, dans la zonedite de reconnexion. Face au Soleil, desentrées directes sont possibles selon l’étatmagnétique du Soleil et du vent solaire.

Les particules qui se retrouvent dans lamagnétosphère subissent une forteaccélération vers la Terre. La vitesse desélectrons augmente jusqu’à plusieursdizaines de milliers de kilomètres parseconde. Pourtant, plus les particuless’approchent de notre planète, plus l’in-tensité du champ géomagnétique estélevée. Entre 5 et 10 rayons terrestres, ildevient si intense que les électrons et lesions ne peuvent continuer : ils sontcontraints de créer un anneau de cou-


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rant autour de la planète : la ceinture deVan Allen puis, au gré des collisions, desuivre une ligne du champ magnétiquelocale pour pénétrer enfin dans l’atmo-sphère. Pour décrire ces particules, onutilise le joli mot de « précipitations »,par analogie bien sûr avec la météorolo-gie classique. Elles se répartissent surdeux ovales appelés ovale auroraux, unpour chaque pôle, typiquement situéentre 65° et 75° de latitudes magnétiquesnord et sud. Ces deux ovales existent enpermanence, car le vent solaire soufflede façon continue.

L’ionosphère aurorale

Entre 700 kilomètres et 70 kilomètresenviron, les particules précipitées vontheurter le mélange atmosphérique raréfié— n’oublions pas que nous sommes auxaltitudes de vol de la navette spatiale —de gaz neutre et ionisé. Certaines colli-sions ne sont que de simples collisionsélastiques, comme il en existe entre deuxboules de billard, qui renvoient les parti-cules dans toutes les directions, en parti-culier vers l’autre hémisphère. D’autrescollisions peuvent chauffer les électronsambiants : on a observé des tempéra-

tures électroniques de plus de 7000 °C à400 kilomètres en octobre 2003.

Les collisions peuvent également exciteret/ou ioniser les particules, qui peuventretourner dans leur état initial en émet-tant des ondes électromagnétiques, par-fois dans le domaine visible : c’est lemécanisme des aurores polaires. On nepeut les voir que pendant la nuit car leurlumière est si ténue qu’elle est écraséepar celle du jour, et même par celle de lapleine Lune : on distingue les étoiles lesplus brillantes au travers. Comme elles seproduisent au-dessus de 80 kilomètres, ilfaut également un ciel clair. Ces condi-tions sont réunies en particulier en sai-son froide, l’hiver boréal ou l’été austral,par les grands froids secs, ce qui les a faitassocier à tort avec l’arrivée du froid.Leur étendue spatiale est très variable,jusqu’à des centaines de kilomètres. Demême, leur largeur balance de quelquescentaines de mètres à plusieurs dizainesde kilomètres ; enfin, leur durée oscillede quelques minutes à quelques heures.

La dynamique des aurores est impres-sionnante, et impossible à rendre au seulmoyen de photographies. Des tourbillons


Ce montage illustre divers aspects de l’environne-ment spatial. À gauche (crédit SOHO, ESA/NASA), leSoleil émet rayonnement et particules. Au centre, laTerre et son champ magnétique, dont on a tracéquelques lignes côté jour (celles côté nuit n’appa-raissent pas ici). En rouge, la limite de la magnéto-sphère. À droite, un effet de l’interaction du Soleil etde la Terre magnétisée, une aurore polaire se déve-loppe au-dessus d’un radar d’observation géophy-sique (EISCAT).


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se créent en quelques dixièmes desecondes, se propagent sur des distancesde plusieurs dizaines de kilomètres enquelques secondes. Lors de forts événe-ments solaires, les aurores peuvents’étendre vers les basses latitudes. C’estainsi qu’on a pu en voir du nord de laFrance en octobre 2003 (fiche II-8).

Les autres corps du système solaire

À partir des considérations qui précè-dent, nous pouvons tirer quelquesrègles générales.

La première est que tout corps pourvud’une enveloppe gazeuse possédera éga-lement une ionosphère et une thermo-sphère côté jour. C’est le cas de toutes lesplanètes (à l’exception de Mercure), et dequelques-uns de leurs satellites, tel Titanautour de Saturne (fiche V-10 et V-11), ou

Triton autour de Neptune (fiche V-9).Mais de façon plus originale encore, c’estaussi le cas des comètes. Là, il ne s’agitpas à proprement parler d’une atmo-sphère, mais plutôt d’une coma (fiche V-6). Elle est trop ténue et l’environnementest trop froid pour que se crée une véri-table thermosphère. En revanche, l’unedes queues des comètes est directementgénérée par ionisation et interactionavec le vent solaire. Vénus constitue uncas d’école de la formation des iono-sphères diurnes, puisqu’elle possède uneatmosphère mais pas de champ magné-tique (fiche VI-5). Mars fait égalementpartie de cette catégorie, mais on saitaujourd’hui qu’elle a possédé un champmagnétique.

La deuxième règle est que tout corpsmagnétisé possédera une magnétosphè-re. Mercure constitue un cas d’école de

Cette photographie, prise par le satellite Dynamics Explorer montre le rayon-nement de l’atmosphère terrestre dans l’ultraviolet. Le Soleil se trouve àgauche de l’image. L’atmosphère, éclairée, excitée par le rayonnement solai-re, rayonne à son tour. Nous sommes dans la thermosphère. L’ovale auroral sedétache nettement côté nuit de la planète. Le pôle nord se trouve au centrede l’image. (crédit : NASA).

Une aurore polaire se détache surle fond étoilé du ciel scandinave.(crédit : P. Volcke, Laboratoire dePlanétologie de Grenoble)


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cette catégorie : son atmosphère a étésoufflée par le vent solaire, mais la pla-nète est pourvue d’un champ magné-tique. Ainsi, les particules piégées danssa magnétosphère ne sont pas arrêtéespar du gaz à l’approche de la planète etse précipitent sur le socle rocheux (ficheVI-2). Du point de vue de l’environne-ment spatial, toutes les planètes géantesentrent dans la catégorie de la Terre :elles possèdent à la fois une atmosphèreet un champ magnétique. Les ovalesauroraux de Jupiter et Saturne ont étéobservés par plusieurs instruments(fiche VI-3) : les aurores polaires ne sontpas l’apanage de la Terre !

Cependant, ce serait faire preuve de bienpeu de sens de l’observation que de limi-ter notre approche à peu de cas simples.

Tout d’abord, il y a le cas de la Lune oudes astéroïdes, qui ne font partie ni del’un ni de l’autre. Le vent solaire ainsi quele rayonnement cosmique de haute éner-gie les heurtent directement (fiche VI-4).Ne possédant pas d’atmosphère protec-trice, elle est également à la merci desmicrométéorites et du rayonnementsolaire.

Nos deux cas simples se compliquentaussi dès que l’on considère les planètesavec leurs cortèges de satellites. Io, parexemple, qui se trouve à l’intérieur de lamagnétosphère de Jupiter, possède unvolcanisme actif qui propulse despanaches de gaz dans l’espace. Ce gazs’ionise sous l’influence du rayonnementsolaire, et devient immédiatement sensi-ble au champ magnétique de Jupiter

(fiche IV-1). L’ionosphère de Jupiter estdonc soumise localement au bombarde-ment incessant de ces particules. Desproblèmes complexes surgissent égale-ment lorsque des satellites, tels Io ouGanymède (fiche V-3) possèdent leurpropre champ magnétique, en interac-tion avec celui de leur planète mère.

Plus curieux peut-être sont les casd’Uranus et Neptune. Le pôle nord géo-graphique d’Uranus pointe en effetpresque vers le Soleil : son équateur estincliné de 98° sur le plan de l’orbite ! Maisl’axe nord-sud magnétique fait un anglede 59° par rapport à l’axe nord-sud géogra-phique. Jusqu’à ce que cela soit mesuré parVoyager, la compréhension générale d’unchamp magnétique planétaire imposaitque son axe soit grossièrement alignésur celui de la rotation de la planète, etpersonne n’avait envisagé un écart d’unetelle importance. La sonde Voyager(NASA) a également détecté une aurorenocturne sur Uranus, près de son pôlemagnétique. Neptune constitue uneautre étape de notre étonnement. L’angled’inclinaison de l’axe de rotation surl’écliptique est de 29°, avec un axemagnétique à 47° de son axe géogra-phique. Le vent solaire entre donc direc-tement dans la calotte polaire.

Une autre configuration échappe à ladescription en deux classes. Il s’agit decelle de la planète Mars. À première vue,Mars appartient à la catégorie des objetsavec atmosphère et sans champ magné-tique. Cependant, son analyse détailléerévèle d’autres caractéristiques. Loca-lement, le sol garde des réminiscences



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du champ magnétique planétaire qui aexisté pendant le premier milliard d’an-nées d’existence. Comme ce champ semanifeste jusqu’à plusieurs centaines dekilomètres d’altitude, il est susceptiblede piéger les particules du vent solaire.Celles-ci se précipitent dans l’atmosphè-re en ces endroits très circonscrits, surune largeur d’une trentaine de kilo-mètres, sans bénéficier de l’accélérationque procure une magnétosphère. Ellesheurtent les molécules de gaz neutre au-dessus de 100 kilomètres. L’atmosphèrese désexcite en émettant du rayonne-ment, essentiellement ultraviolet. Cesont les aurores de Mars, qui ne sont niboréales, ni australes, mais simplementlocales, et qui ont été découvertes parl’instrument SPICAM à bord de la sondeMars Express (ESA) en 2005.


Toutes les caractéristiques de la hauteatmosphère terrestre ne sont pas encorebien connues. En particulier, son interac-tion avec le réchauffement global descouches météorologiques a seulementcommencé à être étudiée. On constatequ’une fois encore, l’atmosphère est untout et qu’une couche agit sur l’autre. Or,nous ne connaissons même pas la varia-bilité du flux solaire source de l’iono-sphère terrestre, et responsable des tem-pératures ou des densités observées.L’une des missions de la météorologie del’espace est donc d’étudier ce flux, sonévolution, et son impact atmosphérique(fiche VI-6).

Des découvertes des années 1990 ontconsidérablement accrû notre question-nement, tout en démontrant l’unité del’atmosphère terrestre. Il s’agit d’éclairsrouges ou bleus qui, à l’inverse deséclairs classiques, sont dirigés du dessusdes nuages vers la très haute atmosphè-re, vers l’ionosphère. Leur découverte estdue à des géophysiciens des États-Unisqui volaient en avion dans les nuagesd’orage. Depuis, ils ont été observés àpartir de caméras en altitude, tout parti-culièrement depuis le Pic du Midi dansles Pyrénées. On avait pensé un momentqu’ils étaient directement liés à deséclairs classiques, et se développaientverticalement au-dessus d’eux. Ce n’estle cas qu’une fois sur deux environ. Ilssemblent se développer parfois « de tra-vers ». Mais comme ils montent jusqu’àl’ionosphère, ils constituent une sourcepermanente d’électrons, dont l’originene se trouve plus dans l’espace, maisbien dans les basses couches météorolo-giques.

Il va de soi que les environnements spa-tiaux des autres corps du système solairesont moins observés que celui de la Terre.Les questions sont donc plus nom-breuses encore : quelle est l’interactionentre le champ magnétique d’une planè-te et celui d’un de ses satellites ? Quelleest l’impact de l’inclinaison du champmagnétique d’Uranus ou Neptune ? Àquelle catégorie appartient Pluton ?

Il reste encore beaucoup à découvrir dansle domaine des environnements spatiaux !


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Parmi les planètes telluriques, Mercure etla Terre possèdent un champ magné-tique. Les planètes géantes en sonttoutes munies. Cette caractéristique quileur semble commune connaît-elle tou-jours une même origine ?

Pour répondre à cette question, il estnécessaire d’énoncer un des fondementsdu magnétisme. Un champ magnétiquerésulte toujours du mouvement de parti-cules chargées, électrons ou ions. Si unobservateur se trouve au milieu d’unedensité de charges électriques, il ressentun champ électrique. Mais un observa-teur immobile devant des charges enmouvement ressent un champ magné-tique qui se superpose au champ élec-trique. Ainsi, dès qu’on s’intéresse à l’ori-gine d’un champ magnétique, il fautchercher où sont les charges en mouve-ment. Plus encore : il est nécessaire quece mouvement soit ordonné. Si des ionsou des électrons se déplacent de façontotalement erratique, chacun crée unpetit champ magnétique (pour l’observa-teur fixe), mais tous ces champs s’annu-lent entre eux, car leurs directions sontréparties dans tous les sens. Il faut quechaque petit champ (on parle en réalitéde « moment magnétique ») s’additionneaux autres pour obtenir un effet macro-scopique.

Tels des enquêteurs physiciens, nousallons donc chercher où se trouvent desmouvements cohérents de charges enmouvement dans les planètes du systè-me solaire…

Commençons par la Terre, que nousallons comparer à une matriochka, unesuccession de poupées russes qui s’em-boîtent les unes dans les autres, dansnotre cas des poupées sphériques. Laplus petite, la plus interne, s’appelle lenoyau interne, ou graine. Elle est compo-sée de nickel et de fer. Sur un rayon d’unpeu plus de 1 200 kilomètres, elle estaujourd’hui solide : elle était liquide à laformation de notre planète, mais cettepartie-là s’est cristallisée. La sphère quil’entoure nous fait franchir 1 700 kilo-mètres dans un milieu composé à peuprès de la même matière, fer et nickel,mais liquide cette fois. On l’appellenoyau externe, ou graine liquide. Lesnoyaux interne et externe sont pluslourds que les couches superficielles dela Terre : ils constituent 16 % du volumede la planète, mais portent 33 % de samasse. C’est du mouvement de cemélange métallique visqueux que naît lechamp magnétique terrestre. Certes, lemétal est globalement électriquementneutre. Cependant, la température esttelle que les électrons les plus éloignésdu noyau atomique sont libres d’aller etvenir d’un atome de métal à l’autre : leurmouvement est erratique. Les ions, enrevanche, possèdent un mouvementd’ensemble suffisamment ordonnancépour que de l’addition de tous lesmoments magnétiques émerge unchamp macroscopique. Ce mouvementest entretenu par l’énergie de cristallisa-tion sur la graine solide, par la force cen-trifuge due à la rotation de la Terre, par lagravité également… Ce mouvement estcomparable à celui d’une rivière lente,

Les divers champs magnétiques planétairesVI-1


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comportant ses tourbillons propres, cequi génère en surface des anomalieslocales de champ magnétique. Lesrégions où la surface de la Terre intersec-te l’axe perpendiculaire à ce tourbillondéfinissent les pôles magnétiques, ceuxvers lesquels pointent les aiguilles desboussoles. Ils se trouvent éloignés despôles géographiques : le pôle nordmagnétique a pour coordonnées 78,5 °Net 103,4 °W degrés, près de l’île d’EllefRingnes au Canada. Le pôle sud magné-tique est à 65 °S et 139 °E degrés, dans labaie du Commonwealth en Antarctique.Ces coordonnées évoluent d’année enannée, au gré de l’orientation du tour-billon interne de la Terre.

Lorsque la spirale de la rivière métalliqueest trop resserrée, elle se déroule en seretournant. Le champ magnétique ter-restre s’inverse alors. Au cours des der-niers 4,5 millions d’années, l’inversion duchamp a eu lieu 25 fois, à des intervallesde temps qui ne montrent aucune régu-larité. Ce phénomène n’a rien à voir avecles inversions du champ magnétiquesolaire.

Notre troisième matriochka a une épais-seur de 2230 kilomètres, de –2 900 à –670kilomètres. Elle s’appelle manteau infé-rieur. Elle est composée essentiellementde silicium, magnésium et d’oxygèneavec du fer, du calcium et de l’alumi-

nium. Au-dessus, le manteau moyen etle manteau supérieur sont solides et vis-queux à la fois. Des mouvements dematière s’y organisent en convection,dont il n’est pas encore clair s’ils sont enune ou en deux couches.

La sixième matriochka constitue la croûte.Elle est composée de quartz (dioxyde desilicium) et d’autres silicates et divisée enplusieurs plaques, les « plaques tecto-niques ». Ces deux dernières matriochkassont importantes du point de vue de lagéologie (fiche III-2). Elles jouent tout demême un rôle anecdotique dans la confi-guration du champ magnétique. En effet,lorsque de la lave se solidifie après uneéruption par exemple, ses particulesmétalliques conservent une mémoire duchamp planétaire, exactement commeune aiguille qu’on frotte sur un aimantdevient à son tour aimantée. Si tous cespetits aimants s’ordonnaient au hasard,il ne résulterait aucun effet macrosco-pique. Mais ce n’est pas le cas : ils sesolidifient en s’orientant selon le magné-tisme ambiant : leurs petits pôles sudpointent tous vers le pôle nord de la pla-nète. Localement, tous leurs momentsmagnétiques s’additionnent pour formerune zone à forte aimantation. Le mêmephénomène est à l’œuvre lors de toutdurcissement de matière, que l’originesoit volcanique ou non.

Le champ rémanent à la surface de Mars : les secteurs rouges et bleus repré-sentent des zones où le champ magnétique a été mesuré (avec des polaritésdifférentes). (crédit : NASA)


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Des considérations terrestres, plusieursdéductions erronées avaient été tiréesavant l’ère de l’exploration spatiale. Lapremière était que l’axe magnétiquedevait nécessairement être proche del’axe géographique, celui autour duqueltourne la planète. On pensait alors que larotation de la planète était le moteurprincipal de la rotation interne. La secon-de était qu’un champ magnétique plané-taire prend nécessairement naissance aucœur métallique de la planète. En consé-quence, il faut une masse élevée à uneplanète ou un satellite pour posséder unchamp magnétique intrinsèque.

Nous allons voir à présent quelles obser-vations ont réfuté ces principes.

Les planètes telluriques possèdent pro-bablement toutes les quatre un noyaumétallique. Ainsi, Mercure, à 0,357 unitésastronomiques du Soleil est le deuxièmecorps le plus dense du système solaireaprès la Terre, ce qui indique la présenced’un noyau proportionnellement plusgros que celui de la Terre, qui constitue-rait même la majeure partie de l’intérieurde la planète : son rayon serait de 1 800 à1 900 kilomètres, pour une coquille exter-ne de 500 kilomètres d’épaisseur. Ellepossède un champ magnétique de faiblevaleur, 155 fois inférieure à la valeur ter-restre. Ce fait signifie qu’une partie dunoyau est encore liquide. Cependant, enraison de la petite taille de Mercure et dela faible épaisseur de son manteau, lerefroidissement interne devrait avoir étéaccéléré. Comment se fait-il que latempérature interne soit encore suffi-samment élevée pour entretenir un

métal sous forme liquide ? Nous nesavons pas répondre à ce jour à cettequestion.

Vénus ne possède pas de champ magné-tique. En a-t-elle eu ? Il n’y a pas demoyen de le savoir. Pourtant, son inté-rieur comprend probablement lui aussiun noyau métallique d’un rayon d’envi-ron 3 000 kilomètres, recouvert d’unmanteau rocheux.

Mars a possédé un champ magnétique,découvert en 1997 par la sonde MarsGlobal Surveyor (NASA). Ce qui a étémesuré sont les réminiscences locales, làoù la roche a pu le retenir. Ce témoinmagnétique atteste de la présence d’unnoyau métallique dont le rayon seraitcompris entre 1 500 et 1 900 kilomètres,soit la moitié du rayon total. Il n’estcependant pas certain que ce noyau soitsolide. En effet, des mesures de météo-rites suggèrent la présence de soufredans le noyau en quantité plus impor-tante que dans la Terre, jusqu’à 18 % dunoyau. Une conséquence est d’abaisserde près de 300 degrés la température desolidification de l’alliage et de favoriserl’état liquide du noyau. L’absence dechamp magnétique à l’échelle de la pla-nète ne serait donc pas l’effet d’une soli-dification du noyau, mais celui d’uneabsence de convection à l’intérieur decelui-ci. Selon toute vraisemblance, lechamp magnétique martien n’aurait per-sisté que quelques millions d’années.Au-dessus se trouve peut-être un man-teau inférieur, puis le manteau et lacroûte basaltique, épaisse de 10 à 60 kilo-mètres.

Les divers champs magnétiques planétaires


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Abordons à présent le cas des planètesgéantes…

Le chapitre IV explique que l’hydrogènes’y trouve sous une forme appelée métal-lique liquide. Cette matière, qui n’existequ’à des pressions de plus de 4 millionsde bars, consiste en des protons et desélectrons séparés. Fluide, elle est aussitrès conductrice. Il est très probablequ’elle recèle l’origine des champsmagnétiques des planètes géantes caron ne soupçonne pas la présence denoyau purement métallique en leurcœur.

Jupiter possède le champ magnétique leplus intense des planètes du systèmesolaire, près de quatorze fois celui de laTerre à l’équateur. Cela est dû à plusieursfacteurs : la couche très épaisse d’hydro-gène métallique d’une part, mais aussiune rotation rapide qui accélère laconvection. Enfin, le noyau rocheux –encore hypothétique – pourrait contenirégalement du fer. L’orientation de cechamp est l’inverse de celui de la Terre.Autour de Jupiter, la sonde Galiléo (NASA)a détecté en 1996/1997 un champ magné-tique sur plusieurs satellites : Ganymède,Europe, Callisto. Les origines de ceschamps ne sont pas identiques. Il pour-rait s’agir d’un noyau métallique dans lepremier cas, ou de conduction de cou-rants dans les manteaux des deux autressatellites.

Saturne est la planète la moins dense dusystème solaire. Elle possède elle aussiun noyau rocheux, probablement pluspetit que celui de Jupiter, et une couched’hydrogène métallique liquide, sourceprobable de son champ magnétique.Celui-ci est 11 000 fois plus intense que lechamp magnétique terrestre au centrede la planète, même s’il semble relative-ment faible à l’équateur, environ 2/3 decelui de la Terre. L’axe de ce champ estsensiblement le même que l’axe géogra-phique, ce qui est un cas unique dans lesystème solaire.

L’hydrogène métallique ne constitue pasun élément aussi important sur Uranuset sur Neptune que sur Jupiter etSaturne. Les glaces et les roches sontmajoritaires, avec peut-être même unerépartition uniforme sur Uranus, quiferait disparaître la présence d’un noyaurocheux clairement identifié. Toutes lesdeux possèdent un champ magnétiquedont l’origine reste à déterminer. Leurscaractéristiques diffèrent fondamentale-ment de celles des autres planètes. SurUranus, le pôle nord géographique poin-te vers le Soleil, mais son axe est inclinéà 59° de l’axe géographique. Neptunepossède une configuration comparable,avec un angle d’inclinaison de l’axe derotation sur l’écliptique de 29°, et un axemagnétique à 47° de son axe géogra-phique. Il n’y a pas de modèle globale-ment admis pour expliquer ces observa-tions.


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Mercure possède une orbite très excen-trique : son excentricité vaut 0,21,lorsque celle du cercle parfait est nulle,avec un périhélie de 46 millions de kilo-mètres et un aphélie de 70 millions dekilomètres. Elle se trouve en moyenne à58 millions de kilomètres du Soleil, soit0,4 fois la distance du Soleil à la Terre.Son diamètre de 4 880 kilomètres repré-sente un peu plus de 1/3 de celui de laTerre. Un an de Mercure dure 88 joursterrestres et sa période de rotation surelle-même est de 58,65 jours. Mercurefait trois rotations sur elle-même endeux de ses années, si bien que les nuitssont très longues sur une partie de la pla-nète et les jours sur l’autre. Cela entraînedes variations très élevées de la tempéra-ture sur sa surface, de 190 °C à 430 °C.

Cet écart est également l’effet d’uneatmosphère très ténue : la présence del’atmosphère régule et stabilise la tem-pérature de surface par effet de serre.L’atmosphère de Mercure, au moins millemilliards de fois moins dense que sur laTerre, est composée d’hydrogène, d’hé-lium, d’oxygène et enfin de sodium et depotassium. Son origine n’est pas encorebien comprise. Il y a deux sources pos-sibles : le dégazage de l’intérieur de laplanète ou le vent solaire lui-même etson action directe qui par l’effet de colli-sions avec la surface éjecte les atomesdans l’atmosphère. Mais côté jour, latempérature est très élevée ; les atomesont une grande agitation thermique. Ilsacquièrent une vitesse si élevée qu’ilséchappent à la gravité de la planète et seretrouvent très rapidement dans l’espace

interplanétaire. De plus, les ultravioletssolaires en ionisent une partie. Les ionset électrons créés sont sensibles auchamp magnétique interplanétairetransporté dans le vent solaire, et sontimmédiatement entraînés vers l’espace.Pour ces raisons, Mercure n’arrive pas àmaintenir une atmosphère stable, ce quiest une caractéristique essentielle de sonenvironnement spatial.

Comparativement à d’autres corps dusystème solaire, la masse volumique dela planète est très grande, 5 400 kilo-grammes par mètre cube. Au regard deses faibles dimensions, on pense que lenoyau est probablement composé dematériaux riches en fer – nickel en pro-portion de 70 %, le reste étant constituéde silicates. Le rayon du noyau est de1 800 à 1 900 kilomètres. Il est probable-ment essentiellement solide carMercure, plus petite que la Terre, s’estrefroidie plus rapidement, donc compa-rativement la partie liquide du noyau estplus faible. Ces conclusions sont obte-nues à partir des observations à distanceet des données de Mariner 10 (NASA,1973), seule mission spatiale qui soit alléevisiter les alentours de la planète à cejour. Elles sont donc sont très fragmen-taires.

Les observations de Mariner 10 indiquentla présence d’un très faible champmagnétique, 1 % de celui de la Terre àl’équateur. Son origine se trouve proba-blement dans la partie encore liquide dunoyau. L’existence du champ magné-tique, même très faible, a une influence

Mercure, une atmosphère ténue et un champ magnétiqueVI-2


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déterminante sur l’interaction de la pla-nète avec le vent solaire.

Mercure est la planète qui se trouve leplus près du Soleil. Pour cette raison lapression du vent solaire y est neuf foisplus élevée qu’au niveau de l’orbite de laTerre. Le vent solaire composé essentiel-lement d’électrons et de protons, parti-cules électriquement chargées, a uneconcentration de 90 particules par centi-mètre cube au niveau de Mercure, et 10au niveau de la Terre. Il se déplace avecune vitesse typique de 300 à 800 kilo-mètres par seconde. Or, si l’espace inter-planétaire peut paraître vide en compa-raison avec nos standards terrestres, ilcomporte des atomes et des molécules.Le milieu étant très raréfié, les collisionsclassiques, comme entre des boules debillard, sont très rares. En revanche, lemilieu étant ionisé, les interactions élec-tromagnétiques lui confèrent un com-portement tel qu’il se comporte commedes gaz ordinaires. Les ondes sonores

existent et se propagent dans ce milieu :on peut y définir une vitesse du son, quise trouve être inférieure à celle du ventsolaire. Ce dernier est donc supersoniqueet il transporte avec lui son proprechamp magnétique, appelé « interplané-taire », dont l’intensité dépend de l’acti-vité du Soleil.

L’effet de cette interaction est de séparerl’espace en deux régions ; une qui sera ducôté dominé par le vent solaire et l’autredominé par le champ magnétique de laplanète qu’on appelle la magnétosphère.Ces deux régions sont séparées par unefrontière qu’on appelle la magnétopause.Le vent solaire, en rencontrant le champmagnétique de Mercure, est brutalementralenti dans une région de choc, et obligéde contourner l’obstacle magnétosphé-rique en coulant dans une région le longde la magnétopause. En fait, il se com-porte comme l’eau d’un torrent contour-nant un rocher. La magnétopause estune frontière relativement étanche. La

Le 15 novembre 1999, Mercure passe entre la Terre etle Soleil. Le satellite TRACE (NASA/JPL/Caltech) obser-ve ce transit, comme de très nombreux astronomesamateurs au sol. En haut de cette image, l’observa-tion se fait à 17,1nanomètres, longueur d’onde àlaquelle on voit des zones chaudes de la haute atmo-sphère solaire. L’observation du milieu, à 160 nano-mètres, permet d’observer plus près de la photo-sphère solaire. En bas, l’image est prise en lumièreblanche, c’est-à-dire sans mettre de filtre de couleurdevant le télescope.


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pression du vent solaire côté jour défor-me, comprime son champ magnétique.Par contre, du côté nuit il l’entraîne enune longue queue, similaire dans saforme à une queue cométaire.

Cette description est relativementproche de celle de l’environnementmagnétique de la Terre ou des planètesgéantes, qui possèdent également unemagnétosphère (fiche VI-3). Mais il y aune différence notable : typiquement, lechamp magnétique interplanétaire vautmoins de quelques dizaines de nanoteslaprès de Mercure, c’est-à-dire un ordre degrandeur proche de celui de la planète,qui vaut 200 nanotesla à l’équateur. Avecces valeurs, la magnétopause se situe àenviron 1,5 rayon de Mercure en avant dela planète. Mais lorsque le Soleil est actif,le champ magnétique interplanétairepeut égaler, voire dépasser celui deMercure. La pression du vent solairedétourne le champ de Mercure au niveaudu sol même : une boussole placée enamont de Mercure n’indiquerait plus le

nord de la planète, mais le nord du champmagnétique solaire ! L’environnementspatial de Mercure est donc particulière-ment instable.

Il existe une seconde différence de tailleentre Mercure et les autres planètesmagnétisées. Sur Terre ou sur les pla-nètes géantes, les particules chargées duvent solaire sont conduites par le champmagnétique des planètes vers des ovalescentrés autour des pôles magnétiquesnord et sud. Là, par collisions avec l’at-mosphère, elles produisent de l’excita-tion. Le gaz, en se désexcitant, émet de lalumière pour donner naissance à desaurores polaires. Mais sur Mercure, l’at-mosphère trop mince ne fait pas écranaux électrons et protons solaires. Ceux-cis’écrasent sur le sol, dont ils extraientdes particules, ce qui est l’une dessources de l’atmosphère de Mercure. Sicette réaction émettait de la lumière,l’aurore sur Mercure serait une aurore deroche et un spationaute marcherait surles aurores polaires.

Mercure, une atmosphère ténue et un champ magnétique


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L’agence spatiale européenne (ESA) et l’agence spatiale japonaise (ISAS/JAXA) ont mis leurs effortsen commun pour lancer la sonde Beppi Colombo qui devrait observer Mercure dans les prochainesannées. L’observation de l’environnement spatial sera particulièrement bien soignée, avec un orbi-teur consacré à cette tache, le Magnetospheric Orbiter (MMO). (crédit : ESA)


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Comme la Terre, les planètes géantespossèdent des forts champs magné-tiques, et des atmosphères importantes.En revanche, elles ne possèdent proba-blement pas de surface. Les gaz (hydro-gène à 90 %, hélium à 10 %, des tracesdu méthane, de l’eau, de l’ammoniac etdes poussières) deviennent de plus enplus denses en profondeur. On a pris l’ha-bitude de définir le niveau zéro par l’alti-tude à laquelle la pression atmosphé-rique vaut un bar, c’est-à-dire celle quirègne à la surface de la Terre.

Dans les atmosphères planétaires, lerayonnement solaire ultraviolet, extrêmeultraviolet ou X a plusieurs effets à hautealtitude : il peut briser des molécules,exciter molécules et atomes, en les fai-sant vibrer ou tourner, il peut communi-quer son énergie aux électrons du gazatmosphérique, qui s’éloignent alors dunoyau. En revenant à leur distance initia-le, ces électrons peuvent émettre de lalumière. Mais il arrive qu’ils s’éloignentsuffisamment pour s’échapper : ilsdeviennent des électrons libres, et la par-ticule mère devient un ion, électrique-ment chargé. On se trouve dans unmilieu fluide composé de particulesneutres, d’électrons et d’ions libres. Untel gaz s’appelle un plasma. Il constitueun quatrième état de la matière, car il aun comportement de gaz, mais est sensi-ble aux champs magnétiques ou élec-triques. Dernier effet du rayonnement,non des moindres : il chauffe. La tempé-rature de la partie neutre s’élève alorscouramment à plus de mille degrés. Celledes ions peut être deux, trois, ou quatre

fois supérieure et celle des électronsencore plus élevée. On appelle thermo-sphère la partie neutre de ce gaz atmo-sphérique, et ionosphère sa partie ioni-sée. Thermosphère et ionosphère semélangent pour former la haute atmo-sphère, comme l’huile et le vinaigre pourfaire de la vinaigrette. Mais à l’inverse dela vinaigrette, l’ionosphère se crée enpermanence à partir de la thermosphère,et se détruit en permanence par réac-tions avec la thermosphère. Cette coucheatmosphérique se trouve au-dessus de70 kilomètres sur Terre, et dans descouches élevées sur les autres planètes.

Le vent solaire a une vitesse de l’ordre de300 à 800 kilomètres par seconde. Àmesure qu’il voyage, il se répand sur lasurface d’une sphère de plus en pluslarge. Sa pression, proportionnelle à saconcentration, varie comme le carré de ladistance du Soleil. L’équilibre de la pres-sion du vent solaire et de la résistance àcette pression par le champ magnétiquede la planète détermine une frontièremagnétique, la magnétopause. La partiede l’espace qui est dominée par le champmagnétique de la planète est la magné-tosphère. Du côté jour, le côté où la pla-nète voit le rayonnement solaire directe-ment, l’équilibre de ces deux pressions setrouve à une distance en moyenne de 10rayons terrestre pour la Terre et une cen-taine de rayons planétaires pour les pla-nètes géantes. Du côté nuit elle s’étenddix fois plus. Si on pouvait voir avec nosyeux les lignes du champ magnétique, onverrait une forme ressemblant à l’imaged’une comète, avec des lignes fermées et

Des corps munis d’une atmosphère et d’un champ magnétiqueVI-3


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aplaties du côté jour et très allongées,étirées, du côté nuit formant une longuequeue. Cette forme très caractéristiquede la magnétosphère existe pour les pla-nètes dont l’axe magnétique est prochede la perpendiculaire au plan de la révo-lution de la planète. On appelle ce planl’écliptique. Pour la Terre l’axe de rotationest incliné de 23° de la perpendiculaire auplan de l’écliptique et l’axe magnétiqueest incliné de 11,3° par rapport à l’axe derotation. L’écart de l’axe perpendiculaireest donc au maximum de 34°. PourJupiter cet écart est de 9,6°. La forme desmagnétosphères pour ces deux planètesest proche, mais pour Uranus l’axe derotation se trouve dans le plan de l’éclip-tique et l’axe du champ est de -59° de cetaxe. La magnétosphère d’Uranus seradonc différente des deux précédentes.

Le champ magnétique conserve sespropriétés dipolaires, comme celles d’unaimant ordinaire, près de la planète. Au-delà de quelques rayons planétaires, laforme cesse d’être aussi simple. Lamagnétosphère est structurée à l’inté-rieur par le champ magnétique de la pla-nète, et à l’extérieur par la pression et lesinteractions avec le vent solaire. Desrégions de la magnétosphère sont crééeset structurées par ces interactions. Le

vent solaire supersonique entrant en col-lision avec l’obstacle magnétique doit lecontourner. Une région de choc apparaîtoù la direction du vent change brutale-ment. Le plasma qui passe par cetterégion est ralenti et contourne l’obstaclede la magnétopause. Cette frontière pro-tège d’une manière efficace la magnéto-sphère des entrées directes du vent solai-re dans l’atmosphère des planètes. Entreles côtés jour et nuit de la magnétosphè-re existent deux régions polaires ressem-blant à des cornets par lesquelles le ventsolaire peut pénétrer directement dansl’atmosphère de la planète. Le vent solai-re peut aussi pénétrer à l’intérieur de lamagnétosphère par d’autres régions, pardes processus très complexes pas encorecomplètement compris. En fait, lamagnétopause n’est pas une frontièreétanche.

Les plasmas que l’on trouve dans lesmagnétosphères peuvent égalementprovenir des atmosphères elles-mêmes.En effet, les rayonnements X et extrêmeultraviolet du Soleil ionisent les atomesde l’atmosphère en créant en permanen-ce des paires d’ions et d’électrons, l’iono-sphère, qui se trouve à des altitudes de80 à 1 000 kilomètres. À des distancesplus grandes, de l’ordre de quelquesrayons terrestres elle devient la plasma-sphère. La plasmasphère est une région

À gauche (crédit SOHO, ESA/NASA), le Soleil émet rayonne-ment et particules. Une éjection de masse coronale est encours. À droite, la Terre et son champ magnétique, dont on atracé quelques lignes. On a figuré la ligne de choc en amont dela Terre. (crédit : ESA)


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de la magnétosphère qui tourne avec laTerre et est une prolongation de l’iono-sphère. Les ions d’oxygène atomique,d’hydrogène et d’hélium peuplent l’iono-sphère et la plasmasphère. La dimensionde la plasmasphère sur Terre est dequelques rayons terrestres. Sur Jupiter,en raison du fort champ magnétique etde la rotation rapide de la planète, cetterégion est étendue, allant pratiquementjusqu’au nez de la magnétosphère. À l’in-térieur de la magnétosphère, les cein-tures de radiation, ou ceintures de VanAllen, constituent une région très surpre-nante. Elles furent découvertes en 1958pour la Terre. Ce sont de grands espacesd’une forme de bretzel autour de la pla-nète dans lesquels les électrons et lesions sont piégés. Il existe deux ceinturespour la Terre, l’intérieure et l’extérieure.Elles sont remplies par les protons(hydrogène ionisé) de hautes énergiescréés par les collisions de rayons cos-miques (fiche II-7) avec les atomes de lahaute atmosphère et par les processusd’accélération magnétosphérique. Cesréservoirs de plasmas jouent un rôleimportant dans le couplage entre le ventsolaire et l’atmosphère des planètes.

Vue de la planète, la combinaison de lavitesse du vent solaire et de son champmagnétique fait apparaître un champélectrique. Par son action, celui-ci met enmouvement les pans entiers de l’iono-sphère à la vitesse de quelques centainesde mètres par seconde. Ce phénomènearrive essentiellement dans les zones deshautes latitudes, des zones polaires etaurorales. Il se forme deux cellules de cir-culation du plasma. Cette circulation varieen fonction du jour et de la nuit ; sonintensité dépend de l’activité du Soleil.

Les électrons sont 1 832 fois moins mas-sifs que les ions les plus légers (les pro-

tons). Ils sont plus mobiles. Sous leseffets conjugués du champ magnétiqueet du champ électrique, les uns et lesautres se déplacent différemment. Un telphénomène crée un courant électrique.La magnétosphère peut être vue commeun espace rempli de courants, qui diffè-rent selon le lieu. Par exemple, le courantparallèle au champ magnétique est dûaux précipitations des particules char-gées de la magnétosphère dans l’iono-sphère. Un courant en forme d’anneaucircule dans les ceintures de radiations etrésulte d’un mouvement des électronsvers l’est et des ions vers l’ouest.

La description précédente concerne prin-cipalement la magnétosphère de la Terreque nous connaissons finalement lemieux. Celle de Jupiter est la plus grandedans notre système solaire et probable-ment la plus complexe. Le nez de lamagnétosphère se trouve à des distancesde 40 à 100 fois le rayon jovien. Côté nuit,cette magnétosphère s’étend à plus de700 millions de kilomètres, à peu près auniveau de l’orbite de Saturne. La présen-ce du satellite Io, qui fournit du plasma àla magnétosphère jovienne, modifie for-tement sa forme (fiche IV-1). Si noussavons beaucoup au sujet de la magné-tosphère Terrestre, celle de Jupiter recèleencore de multiples secrets. Cette planè-te a été étudié par 5 missions spatialesdont 4 dans les années soixante-dix. Lesobservations de la dernière, Galileo(NASA, 1995-2003), sont encore à l’étude.

Saturne aussi possède à la fois un champmagnétique et une atmosphère dont lacomposition est proche de celle deJupiter. L’axe de son champ magnétiqueest à peu près le même que l’axe géogra-phique, ce qui est un cas unique dans le

Des corps munis d’une atmosphère et d’un champ magnétique


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système solaire. Sa magnétosphère res-semble fort à celles de la Terre ou deJupiter, avec des ceintures de radiations,des systèmes de courants, et deux ovalesauroraux, observés pour la première foisen 1995 par une caméra de l’ESA à bord dutélescope spatial Hubble. Cependant, sonétude est compliquée par la présence deses anneaux, mais aussi et surtout par laprésence de Titan, qui a sa propre atmo-sphère composée de deux tiers d’azotemoléculaire et de un tiers de méthane.Possédant une atmosphère, Titan a aussiune ionosphère. Cette planète géante etson satellite mystérieux sont explorés parles sondes Cassini Huygens de l’ESA et dela NASA depuis la fin de l’année 2004. Lesdonnées sont encore à l’étude.

Uranus est peut-être plus surprenantencore : son pôle nord géographiquepointe vers le Soleil, mais le pôle magné-

tique est à 59° du pôle géographique.Jusqu’à ce que cela soit mesuré parVoyager, la compréhension générale d’unchamp magnétique planétaire imposaitque son axe soit grossièrement alignésur celui de la rotation de la planète, etpersonne n’avait envisagé cet écart de55°. Le satellite Voyager a égalementdétecté une aurore nocturne sur Uranus,près de son pôle magnétique.

Neptune constitue une autre étape denotre étonnement. L’angle d’inclinaisonde l’axe de rotation sur l’écliptique est de29°, avec un axe magnétique à 45° de sonaxe géographique. Le vent solaire entredonc directement dans la calotte polaire.Elle a aussi une atmosphère. C’est à peuprès tout ce que nous savons de sonenvironnement spatial !

Cette photographie montrel’ovale auroral de Jupiter, alorsqu’un vent solaire rapide, issud’une éruption solaire vient dela frapper. La trace du pied de laligne de champ correspondantau tore de Io est visible sur lagauche de cette photo prise parle télescope spatial Hubble. (crédit : NASA/JPL-Caltech)


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La Lune et les astéroïdes sont des objetssans atmosphère dense ni champmagnétique. Ils peuvent éventuellementposséder un magnétisme rémanent dela surface mais souvent trop faible pouravoir une influence notable sur le ventsolaire, même si localement cetteinfluence existe et a été observée sur laLune. Ces objets ne possèdent pasd’atmosphère dense. L’atmosphère de laLune est extrêmement ténue et compo-sée essentiellement d’argon et d’hélium,quelques dix mille particules par centi-mètre cube, cent milliards de milliardsfois moins dense que l’atmosphère sur laterre. On peut donc négliger son influencedans l’interaction avec le vent solaire. Cedernier n’est freiné ni par le champmagnétique ni par l’atmosphère etpénètre donc jusqu’à la surface de l’objet.

La figure montre la trajectoire du ventsolaire et de son champ magnétique. Leplasma qui entre en collision avec l’objetest absorbé en laissant derrière une zoned’ombre. Dans sa collision avec le sol, ilprovoque un léger dégazage. Le gaz émiss’ionise sous l’influence du rayonnementultraviolet solaire. Les ions générés,comme les électrons, sont sensibles auchamp magnétique interplanétaire et auchamp électrique du vent solaire, etemportés de l’autre côté de l’objet.

Sous l‘influence des chocs côté jour, lasurface est cassée, altérée, et se couvrede poussières qui peuvent être dequelques microns. Sur la Lune, ce pro-cessus contribue à créer une couche de 2à 6 mètres environ d’épaisseur qu’onappelle un régolite.

Sur notre planète, la pluie tasse la terre etfait ressortir les cailloux cachés sous lasurface, si bien que les jardiniers saventqu’il faut perpétuellement retirer despierres qui n’étaient pas apparentes uneannée plus tôt. Sur la Lune, il existe éga-lement un effet de « jardinage » ou « space weathering » (fiche I-2). Les préci-pitations ne sont pas aqueuses : ellessont constituées de la lumière et du ventsolaire. C’est dire que la pression est infi-me, et que l’extraction des pierres esttrès lente : on estime que ce mouvementinterne du régolite est de l’ordre de unmètre par milliard d’années. Le régoliteconstitue une archive unique de l’histoi-re du milieu interplanétaire dans le sys-tème solaire : il n’y a pas, comme sur laTerre, de tectonique des plaques pourmélanger et faire disparaître les couches.La lecture de cette archive permet de sur-croît de discriminer les sources d’altéra-tion de la surface, car plus on monte enlatitude, moins le vent et le rayonnementsolaires ont d’effet. Les pôles en particu-lier ne sont exposés qu’au rayonnementcosmique et aux micrométéorites.

Des corps sans champ magnétique, avec une atmosphère ténueVI-4


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La figure montre le vent solaire entranten collision avec la lune ; les lignes duchamp magnétique (lignes interrom-pues) entrent dans la Lune et les parti-cules du vent solaire entre en collisionavec la surface. (D’après J.G.Luhmann etal./Advances in Space Research 33 (2004))

Téléscope de 115 mm dediamètre et 1800 mmde focale. Film diaposi-tive de 50 ISO. (crédit :Emmanuel Desvoivres)


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Vénus et les comètes n’ont pas de champmagnétique. Mars en possède un, rési-duel, vestige du champ qui a dû exister ily a quelques milliards d’années et qui amagnétisé les roches de la surface. Cechamp est très faible et on peut le négli-ger en première approximation dans ladescription de l’environnement spatial.Celui-ci est donc essentiellement condi-tionné par l’interaction du rayonnementsolaire et du vent solaire avec l’atmo-sphère. Le rayonnement ultraviolet,extrême ultraviolet ou X a plusieurseffets à haute altitude : il peut dissocierdes molécules, exciter les noyaux ouélectrons périphériques. Ceux-ci s’éloi-gnent alors du noyau, parfois suffisam-ment pour s’échapper : ils deviennentdes électrons libres et la particule mèredevient un ion, électriquement chargé.On se trouve dans un milieu composé departicules neutres, d’électrons et d’ionslibres, un plasma. Dernier effet du rayon-nement, non des moindres : il chauffe.On appelle thermosphère la partie neutrede la haute atmosphère, et ionosphère sapartie ionisée. Thermosphère et iono-sphère se mélangent pour former lahaute atmosphère, comme l’huile et levinaigre pour faire de la vinaigrette. Lafrontière inférieure de la thermosphèrede Vénus et Mars se trouvent vers unealtitude de 120 kilomètres. Leurs tempé-ratures à 200 kilomètres, qu’on appelle latempérature exosphérique, sont typique-ment de -70 degrés Celsius sur Mars et de30 degrés Celsius sur Vénus. Mais ellevarie considérablement avec l’activitésolaire. Bien que Vénus se trouve plusprès du Soleil que la Terre, sa températu-

re exosphérique est significativementplus faible à cause d’un refroidissementlié à des réactions chimiques avec ledioxyde de carbone.

Le plasma ionosphérique présente unepression thermique. Là où elle s’équilibreavec celle du vent solaire, ce dernier estdétourné et change de direction. Il porteavec lui le champ magnétique interpla-nétaire. Les propriétés des ionosphères,leurs densités, températures et leursinteractions avec les atmosphèresdépendent de l’altitude. Les propriétésdes plasmas ionosphériques dépendentainsi des collisions. En première approxi-mation on peut dire qu’il y a deuxrégimes : le régime collisionnel aux alti-tudes où il a beaucoup de collisions avecles atomes de l’atmosphère et le régimenon collisionnel. Le vent solaire est àl’origine des courants dans l’ionosphère.À des altitudes où il y a beaucoup de col-lisions, ceux-ci cèdent leur énergie. Levent solaire, en fonction de son intensité,pénètre plus ou moins profondémentdans l’atmosphère de la planète.L’altitude de pénétration dépend du plas-ma ionosphérique. En effet l’action duvent solaire sur l’ionosphère est similaireà l’action d’un champ magnétique sur unconducteur. Cette pénétration dépend dela qualité du conducteur, de l’intensitédu vent solaire et de son champ magné-tique. Cette pénétration est donc plus oumoins importante dans l’atmosphère dela planète. Deux cas, grande ou faiblepression du vent solaire, sont schémati-sés sur les figures.

Des corps munis d’une atmosphère et sans champ magnétiqueVI-5


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Dans le cas calme, les lignes du champmagnétique s’enfoncent peu dans l’iono-sphère et les couches profondes de l’at-mosphère. L’ionosphère est séparée duvent solaire par une barrière magnétique(une couche de courant peu épaisse) etcette barrière fait dévier le vent solaire.On l’appelle ionopause et elle se situeentre 300 et 500 kilomètres sur Mars et350 et 900 kilomètres sur Vénus, selonl’intensité du vent solaire et l’état de l’io-nosphère. Comme pour la Terre, il existeune région de choc. Cette région joue unrôle majeur dans le ralentissement et lechangement de direction du vent.

Dans le cas d’un vent solaire intense, leslignes du champ s’empilent et pénètrentprofondément dans l’atmosphère. Lapénétration du vent solaire dans l’atmo-sphère, ses collisions avec les atomes,

l’ionisation, son champ électrique fontque les ions et les atomes sont éjectésdans l’espace. Les magnétosphèrescréées par l’existence de l’ionosphèreont cette particularité que les lignes duchamp magnétique interplanétaire sedéforment. Le vent qui rencontre l’objetest ralenti, par contre la partie du ventqui porte le même champ et qui se trou-ve au-delà de la planète bouge toujours àla même vitesse, alors les lignes formentune queue. La déformation du champmagnétique accélère les particules ioni-sées dans la direction anti-solaire. Lechamp électrique du vent solaire accélè-re aussi les ions et les électrons. Il y a une« évaporation » de l’atmosphère. PourVénus ce processus représente une pertede l’ordre de 1024 ions d’oxygène parseconde, soit 800 tonnes par an.

Cette figure montre l’interaction du ventsolaire avec Mars ou Vénus, dans le cas del’activité calme du Soleil. La pression du ventsolaire étant faible, le vent solaire pénètrepeu dans l’ionosphère. (D’après J.G.Luhmannet al./Advances in Space Research 33 (2004))

Cette figure montre le cas où la pression du ventsolaire est grande et son champ magnétiques’enroule autour de la planète.


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Sur les comètes, il existe également uneionosphère. On l’appelle la queue deplasma (fiche V-6) : les ions formés dansla coma sont sensibles au champ magné-tique interplanétaire, qu’ils suivent endonnant naissance à la queue ionisée.

Les interactions du vent solaire avec lesatmosphères des comètes et leursnoyaux sont beaucoup plus progressiveset couvrent un espace plus grand. Cecirésulte du fait que les atmosphèrescométaires sont contrôlées non pas parla gravité comme pour les planètes mais

par leur expansion, la pression du rayon-nement solaire et les constantes detemps de l’ionisation, qui sont de l’ordrede la journée à 1 UA. La région du choc estdonc différente car le vent solaire ren-contre l’ionisation avant de rencontrer lacomète. L’obstacle commence alors àêtre contourné par le vent avant le choc.Il y a eu cinq missions qui ont volé dansle voisinage de la comète de Halley, cettedescription n’est donc pas encore bienappuyée par les observations.

Des corps munis d’une atmosphère et sans champ magnétique

Sur cette vue d’artiste, Vénus Express, une mission de l’Agence SpatialeEuropéenne, s’approche de Vénus (fin 2005). L’instrument SPICAV (IPSL) àbord de la sonde observera la haute atmosphère vénusienne. (crédit : ESA)


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Cette image est la juxtaposition de plu-sieurs vues d’instruments à bord dusatellite SOHO, le 23 décembre 1996.Dans la couronne, à gauche (est) del’image, on distingue un comète(C/1996 Y1) qui semble se diriger droitvers le soleil. On voit très bien la voielactée sur le fond du ciel. (crédit :SOHO/EIT/UVCS/LASCO/ESA-NASA)


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La météorologie de l’espace

Un concept a été récemment introduit,celui d’« écospace1 ». Il s’agit de l’écosys-tème qui inclut l’environnement spatialde la terre. Cette notion a le grand méritede souligner la continuité de notre envi-ronnement. La météorologie de l’espacese préoccupe des effets de l’activitésolaire sur l’écospace. Ils sont de plu-sieurs ordres.

Certains influent sur les conditions natu-relles de vie : il semble que les bassescouches atmosphériques soient liées à lathermosphère et à la magnétosphère parplusieurs phénomènes. Deux méca-nismes au moins suscitent desrecherches très approfondies : d’unepart, la découverte dans les années 90d’éclairs bleus et rouges créant desdécharges électriques entre le sommetdes nuages d’orage et la basse ionosphè-re. En second lieu, une anticorrélationentre l’activité solaire et la couverturenuageuse : l’un augmente lorsque l’autrediminue. Ainsi, les phénomènes de l’en-vironnement spatial pourraient bieninfluencer la météorologie classique.

Certains effets influencent notre envi-ronnement technologique. La magnéto-sphère est le siège de nombreux courantsélectriques qui induisent des courantsdans les sols conducteurs. Ces derniers,lentement variables, sont perçus commecontinus par les transformateurs élec-triques, et engendrent des pannes. Le 30octobre 2003, la ville de Malmö en Suèdes’est ainsi trouvée privée d’électricitépendant 20 à 50 minutes, affectant 50 000 personnes. Ils accélèrent égale-ment la corrosion des pipelines en aug-

mentant la différence de potentiel avecle sol. L’environnement électromagné-tique perturbé engendre des problèmesde communications à toutes les échelles,des téléphones cellulaires aux communi-cations sol-satellites. Le chauffage atmo-sphérique augmente la friction sur lessatellites, modifiant leurs orbites. Il fautpratiquer des manœuvres pour retrouverles orbites voulues, réduisant la vie dessatellites.

Plus dangereuse est la perte de localisa-tion des débris spatiaux pour la mêmeraison de chauffage atmosphérique. Ils’agit des poussières interstellaires,météores, météorites, ou étages defusées, de satellites défunts, de mor-ceaux d’engins spatiaux divers. Il estdevenu nécessaire de maintenir cesdébris sous haute surveillance. C’est pos-sible pour ceux dont la section caracté-ristique excède dix centimètres et quisont au nombre d’environ 8 500, face aux110 000 débris indétectables dont la tailleva de 1 à 10 centimètres. Au total, plus de2 millions de kilogrammes de déchetsorbitent au-dessus de nos têtes. Lerisque de perte d’un satellite par collisionavec l’un de ces débris est pour lemoment d’un pour 10 000, mais croît defaçon exponentielle avec le temps. Or, encas d’orage magnétique, les débris sontentraînés par l’atmosphère, et il faut plu-sieurs heures pour en retrouver la trace.

Les satellites eux-mêmes sont exposésaux divers courants électriques de lamagnétosphère, dont l’intensité varieavec l’activité solaire. Ces courants élec-triques dégradent les panneaux solaires

1 Par A. Hilgers (ESTEC/ESA)


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ou divers instruments. Ils peuvent enoutre corrompre la programmation desordinateurs de bord, ce qui peut engen-drer la perte du satellite si le contrôled’attitude est affecté. Hors de la magné-tosphère, les satellites sont exposés auvent solaire, généralement peu agressif,mais qui le devient lorsque le Soleilexpulse des protons de très haute éner-gie. Ainsi, en octobre 2003, on a comptéune trentaine de pannes satellitairesdont trois définitives (fiche II-8).

Enfin, l’activité solaire peut avoir un effetbiologique, à travers des modificationspossibles d’ADN des spationautescomme du personnel aérien navigant.

Le but de la météorologie de l’espace estde prédire de façon quantitative l’ampli-tude des sursauts d’activité solaire, duvent solaire, des perturbations sur lamagnétosphère, sur l’atmosphère, surles courants de sol, et toutes les implica-tions technologiques qui s’y rattachent…Un vaste projet basé sur une physique etdes mesures complexes, que les équipesimpliquées dans la discipline voudraientvoir avancer en quelques années.

Vue d’artiste du système de positionne-ment européen Galileo (ESA). Cetensemble de satellites est intiment lié àla météorologie de l’espace, à la fois ducôté des utilisateurs pour prévoir l’im-pact de l’activité solaire sur l’atmosphè-re, et du côté des pourvoyeurs de don-nées ionosphériques. (source : ESA)


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Il faut une patience de grand détectivepour rassembler tous les indices qui nouspermettent d’écrire l’histoire de la planè-te Mars. Celle-ci se divise en plusieursépoques, qui se caractérisent par la pré-sence ou l’absence d’eau liquide, et laprésence ou l’absence de champ magné-tique intrinsèque. Pourrait-il exister unlien entre ces deux caractéristiques ?

De troublantes constatations…

On constate que Vénus et la Terre possè-dent à peu près la même fraction demasse en dioxyde de carbone et en azotemoléculaire : un dix millième de la massetotale de la planète pour le premierconstituant, trois millionièmes pour lesecond. Certes, les évolutions ontconduit à des transformations : surVénus, presque tout ce gaz est encoredans l’atmosphère alors que sur la Terre,il a formé des hydrocarbures après s’êtredissout dans les océans pour former lesbarrières de corail et relâcher l’oxygènedans l’atmosphère. Dans le cas de Mars,si du dioxyde de carbone et de l’azote setrouvent toujours dans l’atmosphère,leurs proportions en fraction de massede la planète, pour autant qu’on puissefaire cette estimation de façon fiable,semblent divisées d’un facteur 3 000.Comme ces trois planètes ont une origi-ne commune (chapitre III), il est légitimede s’attendre à des proportions proches.Pour arriver à une telle disparité, ques’est-il passé ?

Il y a beaucoup d’eau sur la Terre.Quasiment pas sur Vénus, mais la tem-

pérature de son atmosphère l’expliqueparfaitement. Proportionnellement, il yen a 100 fois moins sur Mars que sur laTerre. Qu’en est-il d’autres gaz ? L’argon,par exemple, est un gaz très inerte. Pourcette raison, il est le mal aimé des chi-mistes de l’atmosphère, qui l’ignorent leplus souvent, mais représente un bontémoin pour l’historien des planètes. Saproportion est diminuée d’un facteur 30sur Mars par rapport à la Terre. Que s’est-il passé ?

L’observation de la surface de la planèteMars indique qu’il y a eu de l’eau, beau-coup d’eau liquide, à une époque passée(fiche III-5). Si l’on admet que son atmo-sphère devait être composée d’azote etde dioxyde de carbone, on peut calculerque pour que l’eau reste à l’état liquide, ilfallait une pression de 2 bars, près dedeux fois la pression atmosphérique ter-restre au niveau de la mer. Et même dansle cas où une partie de cette eau étaitsous forme solide, il aurait fallu encoreune pression élevée, environ 200 hecto-pascals. Or, la pression atmosphériqueest aujourd’hui de 7 hectopascals seule-ment. Que s’est-il passé ?

Des hypothèses, des interprétations…

Est-ce que le carbone s’est dissout dansl’océan, comme sur Terre ? Exploronscette hypothèse…

Une fois l’atmosphère quasi vidée, l’envi-ronnement spatial se rapproche de lasurface. Le rayonnement ultraviolet

Le vent solaire et les eaux de MarsVI-7


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solaire ronge rapidement les barrières decorail en surface. Dans cette hypothèse, ilfaudrait chercher le carbone résultant enprofondeur. Le scénario serait alors lesuivant : très vite après la formation deMars, son atmosphère se vide en se dis-solvant dans l’eau. Lorsque la pressionatmosphérique devient trop faible, l’eaus’évapore à un rythme accéléré.L’ultraviolet solaire la casse, la dissocieen hydrogène et en oxygène qui, pluslégers que le dioxyde de carbone et l’azo-te moléculaire, s’élèvent en altitude. Cesatomes ou molécules sont ionisés à leurtour par le rayonnement solaire, qui ioni-se en outre l’azote atmosphérique ou lecarbone dissout. Dès cet instant, toutecette matière ionisée devient sensible auchamp magnétique, qui selon toute vrai-semblance existait encore de façon glo-bale. Elle va peupler la magnétosphère.

Une partie est même éjectée au loin, etdisparaît dans l’espace, tandis quel’autre retombe dans l’atmosphère deMars, conduite le long du champ magné-tique. Un phénomène similaire existeactuellement sur Terre, on l’appelle levent polaire. Il conduit à l’éjection de 5,7tonnes d’oxygène par jour dans lamagnétosphère, dont la majeure partieest recyclée dans notre atmosphère. Ladifférence fondamentale est que cet oxy-gène ne vient pas des océans, mais decouches atmosphériques plus basses. Cescénario profite du fait qu’on estime quele flux solaire, particulièrement dans l’ul-traviolet, était 6 fois plus intense il y a 3,5 milliard d’années qu’aujourd’hui, etencore 3 fois plus intense un milliardd’années plus tard (il y a 2,5 milliardsd’années).

Cette simulation par ordinateurmontre les trajectoires des ionsd’oxygène (en vert) et des pro-tons (en noir) de la haute atmo-sphère martienne, lorsqu’ilsdeviennent sensibles au champmagnétique interplanétaire.(courtoisie de F. Leblanc, Serviced’Aéronomie)


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Il existe une autre hypothèse, qui peutcompléter la précédente.

Lors du premier milliard d’années du sys-tème solaire, les planètes telluriques ontété les cibles d’un intense bombarde-ment météoritique. En entrant dans l’at-mosphère, les météorites chauffent legaz, qui s’agite, prend de la vitesse.Comme Mars est plus petite que la Terre,il suffit d’une vitesse de 5 kilomètres parseconde pour lui échapper (contre 11 surTerre). Cette vitesse est relativementaisément atteinte par l’échauffementmétéoritique, et le dioxyde de carbonecomme l’azote moléculaire s’enfuientdans l’espace. Le reste du scénario impli-quant la disparition de l’eau demeure lemême. L’ère des bombardements mar-tiens est le « Noachien ». Il s’achève il y aenviron 3,7 milliards d’années, à peu prèsen même temps que l’extinction duchamp magnétique de la planète.

Pourtant, l’analyse du sol martientémoigne d’une forte érosion mêmeaprès le Noachien, érosion qu’on imputevolontiers à de l’eau liquide, mais aussi àune atmosphère encore relativementdense, d’une pression comparable à lapression atmosphérique terrestre auniveau de la mer.

L’épluchage de l’atmosphère

Un troisième processus pourrait bienavoir conspiré à l’atténuation de l’atmo-sphère martienne, et partant, à la dispa-rition de la majeure partie du reliquatd’eau. Il a été proposé en 1991 par une

chercheuse des USA, et a été considéra-blement approfondi depuis, particulière-ment en France.

Nous voici donc dans une atmosphèredéjà raréfiée, d’une densité divisée d’unfacteur cent depuis un peu plus d’un mil-liard d’années d’existence du systèmesolaire, sous l’effet du bombardementmétéoritique intense et éventuellementde la dissolution dans les océans. Il resteencore de l’eau liquide cependant. Lesmétéorites peu à peu se raréfient, maisune nouvelle catastrophe s’annonce : ladisparition du champ magnétique deMars. Avec elle, le vent solaire n’est plusarrêté par la magnétopause (fiche VI-3) etpénètre dans l’atmosphère, jusqu’à desaltitudes relativement basses d’environ250 à 300 kilomètres, portant avec luison champ magnétique qu’on appelle « interplanétaire ». Le rayonnementultraviolet est encore trois fois plusintense qu’aujourd’hui. Il casse le dioxy-de de carbone en oxygène et en carbone,l’ionise, comme il ionise l’azote. Les ionsne sont plus soumis au champ magné-tique planétaire, qui aurait conduitnombre d’entre eux à retourner dans l’at-mosphère. Mais ils s’élèvent, parce l’oxy-gène et le carbone sont plus légers que ledioxyde de carbone. Ils s’élèvent jus-qu’aux altitudes où le champ magné-tique interplanétaire se fait sentir. Là, ilsse voient imposer un mouvement derotation autour du champ. Mais commeils sont massifs, ce mouvement estample, et conduit une partie d’entre euxà venir frapper d’autres molécules del’atmosphère dans leur mouvement de

Le vent solaire et les eaux de Mars


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giration, mais pas très bas malheureuse-ment : à basse altitude, ces ions auraientpu être piégés. Non : vers 200 ou 300kilomètres. L’énergie de collision est sou-vent suffisante pour propulser le gaz àplus de 5 kilomètres par seconde, et àéchapper de la planète. Un phénomène àdouble détente, ravageur, qui aurait pudiviser d’un facteur trente la densité del’atmosphère martienne depuis leNoachien jusqu’à aujourd’hui. Cette esti-mation dépend énormément dumoment exact de l’extinction du champmagnétique martien.

Ce dégazage supplémentaire, qui laissepénétrer une quantité accrue de rayon-nement solaire, accroît l’évaporation del’eau. On assiste à la création de rivièrestumultueuses, l’eau s’échappant desanfractuosités où elle pouvait se nicher.Elle emporte avec elle l’argon qui dégazeà son tour, lui qui était contenu dans lesroches.

Planétologie comparée : quel risque pour la Terre ?

Ce mécanisme trouve de plus en plusd’échos, car chaque calcul, chaque

observation tend à le confirmer. La ques-tion se pose en retour, du devenir de laTerre si son champ magnétique venait àson tour à disparaître. Verrions-nous nosocéans s’évaporer dans l’espace ?Plusieurs collègues le prétendent notam-ment outre-Atlantique, souvent pourjustifier par l’effroi l’argent qu’ilsdemandent à leurs pourvoyeurs. Il fautcependant se garder de toute conclusionhâtive. Notre planète est massive. Il fautune vitesse deux fois plus élevée pour luiéchapper que sur Mars. Le rayonnementsolaire a considérablement diminuéaprès le Noachien. Notre haute atmo-sphère est constituée d’hydrogène,comme le vent solaire, et il est possibleque le départ d’ions hydrogène atmo-sphérique soit au moins partiellementcompensé par des ions hydrogènes duvent solaire. Enfin, notre atmosphère esttrès dense. Le rayonnement ultravioletne descend guère plus bas que 90 kilo-mètres. Et il n’y a aucun calcul pouvantchiffrer le temps que mettrait ce rayon-nement à vider notre atmosphère. Peut-être bien plus longtemps que les 5 mil-liards d’années qu’il reste au Soleil pourvider ses réserves d’hydrogène combus-tible. Donc surtout… pas de panique !


Coucher de soleil depuis laplanète Mars, au-dessusdu cratère Gussev.(crédit : Mars ExplorationRover Mission/Texas A&M/Cornell/JPL/NASA)


Chapitre 7

Les moyens d’observation


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Depuis le début de ce livre, nous avonsexaminé bien des corps du systèmesolaire. Si nous en savons tant aujour-d’hui, c’est que l’homme les observedepuis très longtemps, d’abord à l’œilnu, puis grâce aux télescopes au sol, etenfin depuis l’espace. Présenter lesmoyens d’observation en planétologieest un problème bien différent des sujetsabordés jusqu’à présent. Alors quechaque objet du système solaire possèdesa propre cohérence, la liste des moyensd’étude de ces corps pourrait apparaîtrecomme une accumulation de techniqueset d’instruments. Les enjeux du dévelop-pement de nouveaux moyens d’observa-tion sont multiples, parfois contradic-toires. Ils ne concernent pas seulement lascience, mais aussi la technologie, l’in-dustrie et le politique. Les différentsmoyens d’observation sont néanmoinscomplémentaires et bénéficient à l’en-semble de la planétologie.

Les télescopes : observationterrestre et circumterrestre

À partir du XVIIe siècle, les premièreslunettes astronomiques permirent unemoisson abondante de planètes, satel-lites, astéroïdes et comètes. Ce flot dedécouvertes ne s’est jamais tari et nous afait passer d’un système solaire à unedizaine de corps connus il y a 400 ans, àun système solaire à plusieurs milliersaujourd’hui.

Des télescopes de plus en plus puissantsont été construits pour l’astronomie duciel profond et pour la planétologie. Dansun même mouvement, ils ont permis dedécouvrir notre système solaire, la voie

lactée et d’autres galaxies. À partir desannées 60, des télescopes spatiaux ontété placés en orbite circumterrestre (Ex11,NASA, 1961). Développés essentiellementpour l’observation des corps lointains, ilsont considérablement enrichi nosconnaissances en planétologie. Le plusconnu est le Hubble Space Telescope(NASA,1990), en particulier sa caméradans le domaine des longueurs d’ondesvisible. Mais les autres longueursd’ondes, moins médiatiques, apportentaussi une contribution majeure à la pla-nétologie : ISO (ESA, 1995) pour l’infrarou-ge, XMM (ESA, 1999) pour le rayonnementX, etc.

De manière générale, un télescope initia-lement construit pour une applicationspécifique, possède in fine un domained’application beaucoup plus étendu. Lesecret de sa longévité tient en outre à lapossibilité de faire évoluer les équipe-ments par l’ajout de détecteurs, l’infor-matisation, etc. Il s’agit là d’un atoutfondamental de l’observation depuis lesol par rapport aux sondes interplané-taires.

Si la plupart des télescopes servent aussibien en astronomie qu’en planétologie,certains ont pourtant une vocationunique. Il en va ainsi de l’étude du Soleilavec des instruments au sol et des obser-vatoires spatiaux spécifiques telle la mis-sion SOHO (ESA/NASA, 1995), ou d’instru-ments au sol consacrés à l’étude de l’io-nosphère terrestre. Enfin le radar et toutparticulièrement celui d’Arecibo à PortoRico (Cornell University, USA), constitueune technique d’imagerie active propre àla planétologie.

7. Les moyens d’observation


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Les sondes : télédétection et observation in situ

Dès 1960, les premières sondes planétairesétaient lancées à l’assaut de Vénus(Venera 1, URSS, 1961) puis de Mars (Mars 1,URSS, 1962), 4 ans seulement aprèsSpoutnik 1 — le premier satellite artificiel —,en pleine course au premier vol habité et àla conquête de la Lune. Passé l’échec despremières missions, une ère de découver-te débutait en donnant accès à desobservations totalement nouvelles : télé-détection à des résolutions incompa-rables ou mesure in situ dans l’ionosphè-re, l’atmosphère ou à la surface.

Les premières missions concernèrent nosplus proches voisines: Mars et Vénus;d’abord avec des survols (Mariner 2,NASA, 1963 ; Mariner 4, NASA, 1965) puisdes ballons atmosphériques et des atter-risseurs (Venera 7, URSS, 1967 ; Mars 3,URSS, 1971). Avec la mise en orbites desondes autour de Mars (Mars 2 et Mars 3,URSS, 1971 ; Mariner 9, NASA, 1971) unenouvelle barrière était franchie qui per-mettait des campagnes d’observation deplusieurs mois voire de plusieurs années.Après 1972, cette phase de découvertesconcerna les planètes externes : les mis-sions Pionner 10 et 11 (NASA) vers Jupiter(1973, 1974) puis les missions Voyager 1 et2 (NASA) vers Jupiter (1979), Saturne (81-82), Uranus (1986) et Neptune (1989). Lespremières missions cométaires (ICE,NASA, en 1985, qui a exploré Giacobini-Zinner ; puis vers la comète de Halley ontété lancées Giotto par l’ESA et Véga parl’URSS en 1986), d’observation des pôlesdu Soleil (Ulysse ESA/NASA, 1990) oud’astéroïdes s’inscrivaient dans la même

ère de découvertes. Cette ère n’est pasencore achevée : aucune mission ne s’està ce jour approchée de Pluton ou de laceinture de Kuiper.

Il est difficile aujourd’hui de percevoir – dese remémorer pour certains – le cheminparcouru depuis Venera 1. L’interprétationdes changements saisonniers de la cou-leur de Mars est un exemple embléma-tique de cette révolution. Jusqu’en 1960,leur explication par le cycle annuel de lavégétation martienne restait une hypo-thèse d’actualité, corroborée par desobservations spectrales depuis le sol. Ledébat évoluait en 1969 avec les premièresobservations de zones désertiques mar-tiennes tandis que la véritable raison —

Lancement de la sonde Rosetta le 2 mars 2004par une Ariane 5G. (crédit : Ariane Espace)


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les tempêtes d’équinoxes — était décou-verte par les sondes en orbite martienneen 1971. Sans être toujours aussi specta-culaire, cette révolution a touché l’en-semble de la planétologie. En particulier,la mise en évidence de la proximité entreplanètes telluriques et les satellites desplanètes géantes a élargi considérable-ment le champ de la planétologie com-parée. Cette révolution est l’acte de nais-sance de la planétologie moderne.

Des missions d’étude approfondie ontsuccédé aux missions de découverte. Lebouleversement de nos connaissancesengendré par les premières visites a levéde nouvelles interrogations, de nouvellesproblématiques scientifiques. Des ins-truments beaucoup plus ciblés ont étédéveloppés dès la seconde génération desondes pour répondre de manière pluscomplète à des questions précises. Ainsi,l’évolution de la connaissance en plané-tologie détermine les générations sui-vantes d’instruments. C’est particulière-ment le cas pour l’exploration martienneoù nous entrons dans la quatrième géné-ration de mission.

Synergies de l’ensemble des moyens d’observation

Revenons à une vision globale de l’en-semble des moyens d’observation. Si lessondes interplanétaires ont réellementrévolutionné la planétologie, les moyensau sol y conservent une fonction majeu-re : il y a complémentarité entre desmoyens d’observation qui correspondentà des échelles totalement différentes.

Prenons l’exemple de Titan et de la mis-sion Cassini-Huygens (NASA/ESA, 2004) :

π Le module Huygens, en plongeantvers Titan, permet une analyse physi-co-chimique fine de l’atmosphère lelong de sa trajectoire pendant unedescente de quelques 3 heures.

π La surface de Titan et son atmosphèresont étudiées par le radar de la sondeCassini au cours d’une mission quidurera plusieurs années. Ces donnéespermettent de replacer dans leurcontexte les mesures faites locale-ment par Huygens en nous rensei-gnant sur la dynamique, l’évolutiontemporelle et spatiale de cette atmo-sphère.

π Les moyens d’observation terrestre oucircumterrestre ont permis de prépa-rer la mission. Ils permettront ausside poursuivre cette étude en suivantl’évolution au-delà de la durée de viede la mission Cassini ; en effectuantdes mesures complémentaires quin’avaient pas été prévues lors de laconception de la mission, en fournis-sant des données de comparaisonpour d’autre corps du système solairequi ne seront pas visités prochaine-ment par une sonde.

L’ensemble des moyens d’observation, etmême l’ensemble de la planétologie seretrouvent dans une synergie qui consti-tue un véritable cycle d’élaborationd’une connaissance complexe. L’exploi-tation des données d’observation dépas-



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se largement la simple description destructures géographiques ou géolo-giques. Il s’agit de comprendre des phé-nomènes physiques dynamiques, par laconfrontation de l’observation avec lamodélisation physique qui consiste enune mise en équation, et leur résolutionpar la simulation informatique. Les expé-riences de laboratoire permettent de vali-der certains points de simulation et d’in-terpréter certains résultats de mesure.

Révolution technologique

À l’époque du haut débit, les vitesses desflux de données spatiales peuvent sem-bler bien faibles. Les contraintes de laspatialisation — poids, fiabilité, protec-tion aux agressions — en sont respon-sables. Qu’on en juge : avec sa liaisonradio à 230 kbit/s et ses 12 Gbit demémoire vive, la sonde Mars Express(ESA, 2003) permet de transférer jusqu’à5 Gigabit de données scientifiques par

Assemblage final de la sonde Huygens (ESA) de la mission Cassini Huygens (NASA/ESA) avec le modulescientifique au centre, protégé par deux boucliers. (crédit : ESA)


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Ci-dessus, un cratère martien (35 S, 164 W) photographié par Mariner 4 à 12600 km d’altitude le 15 juillet 65 ;200 x 200 pixels correspondant 250 x 250 km. À noter l’effet de tramage dû aux imperfections ducapteur. (crédit : NASA)Ci-dessous, une image HRSC/Mars EXPRESS de Medusa Fossae (5º S, 213º E) a 13 m de résolution parpixel. (crédit : ESA)


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jour. Par comparaison, Mariner 4 (NASA,1964) demandait 4 jours pour transférerune image de 2 Mégabit préalablementstockée sur son enregistreur à bande. Ils’agit malgré tout d’un réel changementd’ordre de grandeur, grâce à plusieursévolutions technologiques à bord dessatellites qui s’inscrivent dans la « révo-lution numérique » : passage au toutnumérique, augmentation des fré-quences porteuses et des bandes pas-santes, optimisation des transmissionset des codages. Mais c’est aussi ledéploiement de vastes réseaux de sta-tions de réception au sol et de centresinformatiques capables de stocker, detraiter, d’étalonner, de distribuer l’en-semble de ces données. Les moyensd’observation au sol ont profité toutautant de la révolution numérique.

Pour la planétologie, ce changementd’ordre de grandeur a ouvert des champsd’investigation jusqu’alors inenvisa-geables. En passant de Mariner 4 à MarsObserver (NASA, 1992) et Mars Express,nous sommes passés de 1 % de la surfa-ce de Mars imagé avec une résolutionkilométrique à une couverture complèteavec une résolution hectométrique et àdes zones couvertes avec une résolutionmétrique. Ces nouvelles données per-mettent aujourd’hui de faire de la géo-morphologie, de la climatologie et mêmede l’hydrologie, etc. Avec ce flot de don-nées, la planétologie s’est rapprochée del’étude de la terre. Nous avons développéde nouvelles approches, mis en place denouveaux moyens de traitement infor-matique pour assimiler cette profusiond’informations.

La seconde révolution est celle de la pro-pulsion électrique ionique ou plasmique.Ces moteurs utilisent l’énergie électriquefournie par les panneaux solaires pouraccélérer un gaz ionisé : c’est l’éjectionde ce gaz qui propulse la sonde toutcomme l’éjection des gaz de combustiondans les moteurs classiques, à réaction.L’avantage de l’utilisation de l’énergiesolaire est un gain de masse importantpour une poussée identique ou un gainde poussée à masse identique... Les pre-miers systèmes électriques volentactuellement sur des satellites circum-terrestres (Artemis, ESA, 2001) ainsi quesur la sonde lunaire SMART1 (ESA, 2003).Dès la prochaine génération de sondes,ils permettront une réduction importan-te de la durée des trajets et ouvriront laporte de l’observation directe de zonesextérieures du système solaire.

Physique fondamentale et système solaire

Pour compléter le panorama de l’obser-vation en planétologie, il faut évoquersuccinctement la mécanique céleste.Pour le physicien, le système solaire aconstitué un gigantesque laboratoire demécanique : l’observation du mouve-ment des astres est l’un des fondementsde la physique moderne. Dès l’Antiquité,leur mouvement régulier faisait pressen-tir l’existence de lois physiques détermi-nistes régissant leurs déplacements etouvrait la porte à la physique mathéma-tique. Au début du XVIIe siècle, JohannesKepler déduisait de l’observation dumouvement de Mars les lois qui portentson nom et qui constituent l’un des fon-


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dement de la mécanique newtoniennemais aussi la première mise en équationd’un phénomène physique. Enfin, l’expli-cation complète du mouvement deMercure contribuait à la validation de larelativité générale.

Au cours du XXe siècle, l’attention de laphysique théorique s’est détournée de laplanétologie pour se reporter principale-ment sur l’astronomie : l’astrophysique ya trouvé un laboratoire des hautes éner-gies. Cependant l’observation du systè-me solaire n’a pas terminé de contribuerà la physique théorique. Ainsi, l’étudefine des vitesses des sondes lointaines(Pionner 10 et 11, NASA, 1972 et 73;Voyager NASA, 77) laisse aujourd’huiapparaître une accélération résiduelle del’ordre d’un dixième de milliardième del’accélération de la pesanteur sur Terre.Cette différence — infime et largement dis-cutée — ne semble pas pouvoir s’expliquerdans le cadre la mécanique relativiste etannonce peut-être une prochaine révolu-tion théorique. Ces observations ont étépermises par l’alliance de grandeséchelles d’observation à la possibilité defaire des mesures de vitesse de grandeprécision à l’aide de communicationsradio entre la sonde et la Terre.

L’observation : politique,industrie et société

Parmi toutes les sciences, la planétologieet l’astronomie ont été des vitrines de lagrandeur des nations. Des observatoiresroyaux aux missions martiennes, cettegrandeur s’inscrit dans le prolongementdes grandes découvertes et des pre-

mières cartes de la Terre : la connaissan-ce de l’espace reste synonyme de puis-sance, même si cet espace n’est pasexploitable voire inaccessible.

L’ère des sondes interplanétaires a exa-cerbé cette tendance. Les premièresgénérations de missions spatiales ontmoins été lancées pour leurs enjeuxscientifiques propres que pour démon-trer la supériorité d’un système écono-mique et politique : vitalité scientifiqueet technique, capacité à mobiliser lesénergies et à générer des moyens finan-ciers suffisants. Il s’agissait aussi devaloriser dans l’opinion publique desmoyens développés par l’industrie dedéfense, que ce soit les lanceurs héritésdes missiles intercontinentaux ou l’ob-servation de la Terre dominée par lesapplications militaires. Ainsi les États-Unis et l’URSS ont mobilisé des moyensrarement atteints pour la science.Sommes-nous sortis de cette logiqueaprès la fin de la guerre froide ? Nouspouvons en douter devant la volonté dela Chine de lancer une mission habitéelunaire ; devant la réorientation soudainedu programme américain vers le volhabité martien, devant le choix de cer-tains États européens de développerleurs missions propres de préférence auxmissions européennes.

Cette question doit aussi être regardéed’un point de vue industriel et straté-gique. La totalité de l’industrie spatiales’est développée initialement sur dessecteurs d’activité institutionnels civilsou militaires. C’est seulement par lasuite, lorsque la technologie était maîtri-



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sée, que sont apparues des activités surfinancements privés : télécoms, TV. Àl’origine, le choix des gouvernements delancer des programmes spatiaux à carac-tère scientifique a été un moyen de créerune industrie garante de l’indépendancenationale dans un domaine stratégique;ce fut le cas des pays européens et de laFrance en particulier. Aujourd’hui, l’indus-trie spatiale est largement dépendante del’activité institutionnelle, et la volontégouvernementale de financer des pro-grammes ambitieux demeure une garan-tie de l’indépendance future des nations.

Quel est le poids de la science devant detels enjeux ? Sans doute bien faible pourles politiques… On assiste aujourd’hui àun développement de l’activité spatialeinstitutionnelle orienté vers une certaine

rentabilité : Gallileo, le système de navi-gation européen, l’observation de la Terreà débouché commercial, des missionstechnologiques à retombées indus-trielles immédiates… Et en terme debudgets alloués, ce développement sefait souvent au détriment de la science(planétologie, astronomie ou observa-tion scientifique de la terre). Il se traduitparfois par des coupes sombres dans lesbudgets, par des annulations pures etsimples de missions annoncées.

Dans le même temps, la planétologie estdevenue l’objet dans les pays développésd’un engouement réel qui échappe large-ment à la volonté gouvernementale. Surle long terme, cet engouement est legarant de l’investissement. Charge alorsau scientifique de l’entretenir…


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Un télescope est avant tout une machineà collecter de la lumière sur une surfaceimportante, puis de la concentrer sur undétecteur de faibles dimensions. Lesobjets astronomiques sont souventsuffisamment étendus pour pouvoir êtreobservés sans rechercher un grossisse-ment élevé, mais leur luminosité estsouvent trop faible.

Télescopes d’hier…

Historiquement, les premiers instru-ments astronomiques furent deslunettes et non des télescopes. La diffé-rence réside dans le moyen de concentrerla lumière. La lunette utilise à cette finune lentille, alors que le télescope utiliseun miroir. L’utilisation d’un miroir per-met de s’affranchir d’un grand nombrede contraintes liées aux lentilles. Unelentille doit être travaillée sur deux sur-faces et les verres utilisés ne doivent pré-senter aucun défaut. Une des contraintesles plus importantes s’appelle le chroma-tisme. Il s’agit d’éviter une dispersiondes couleurs en utilisant des verres decaractéristiques physiques distinctes.C’est cette astuce de verres multiples etdifférents qui a mis fin aux lunettes dedizaines de mètres qu’on voit sur les gra-vures du XVIIe siècle.

En revanche, un miroir n’est poli que surune seule face, et peut comporterquelques défauts sous la surfaceoptique. Par ailleurs, le miroir peut êtresoutenu sur toute sa surface, alors que lalentille ne peut être soutenue que sur lesbords. L’obstacle majeur à la réalisationde télescopes a longtemps été la produc-

tion d’une couche réfléchissante à la sur-face du miroir. Les premiers miroirsétaient en bronze, mais le verre est plusfacile à travailler et se déforme moinssous l’effet des contraintes thermiques.Ainsi, de grandes lunettes furent misesen service jusqu’au début du XXe siècle.Leurs diamètres étaient de l’ordre dumètre.

… d’aujourd’hui…

Les contraintes techniques liées à la réa-lisation de miroirs de grand diamètresont aujourd’hui bien maîtrisées. Le VLT(Very Large Telescope) européen compor-te en fait quatre télescopes dont lesmiroirs font 8,2 mètres de diamètre pourenviron 20 centimètres d’épaisseur.Cependant, la réalisation de dalles de plusgrand diamètre semble bien délicate,notamment pour couler une telle quanti-té de verre, qui doit refroidir pendant desmois. De plus, le transport de ces miroirsreste un vrai défi. Pour ces raisons, ons’oriente maintenant vers des miroirssegmentés. De tels miroirs sont en faitcomposés de multiples miroirs, de pluspetite dimension (de l’ordre du mètre),qui peuvent être juxtaposés. La difficultéréside alors dans leur positionnementrelatif, qui doit être plus précis que lalongueur d’onde du rayonnement obser-vé. Les instruments actuels sont en effetprévus pour être utilisés dans une gammeprécise de longueurs d’onde, le visible oul’infrarouge par exemple. Cette spécialisa-tion tient à plusieurs contraintes. Lesdétecteurs, tels que les caméras CCD, nesont sensibles qu’à une gamme étroitede rayonnements. Par ailleurs, l’alumi-

Les télescopesVII-1


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nium souvent utilisé pour fabriquer lacouche réfléchissante des miroirs absor-be beaucoup les infrarouges. Un télesco-pe consacré à ces rayonnements devrautiliser une couche réfléchissante denature différente.

Dans les observatoires terrestres, lalumière doit traverser l’atmosphèreavant d’être collectée. Cela pose un cer-tain nombre de problèmes. En premierlieu, l’atmosphère est en perpétuel mou-vement. Les mouvements de petiteéchelle (turbulence) sont parfaitementimprévisibles et rapides. Ils sont à l’origi-ne du scintillement des étoiles, et dété-riorent considérablement la qualité del’image. Par ailleurs, l’atmosphère estopaque à certaines longueurs d’onde.L’infrarouge et l’ultraviolet sont ainsibeaucoup plus absorbés que le visible.

L’absorption de l’infrarouge résulte prin-cipalement de la présence de vapeurd’eau. Pour tenter de limiter cet effet, onplace les observatoires dans des endroitssecs et élevés. Mais la meilleure solutionconsiste évidemment à placer le télesco-pe hors de l’atmosphère, c’est-à-dire enorbite autour de la Terre (signalonsquand même que certains instrumentsont été emmenés avec succès dans latrès haute atmosphère à l’aide de ballonssondes). Cela pose un certain nombre decontraintes telles que l’automatisationcomplète du télescope, qui doit fonc-tionner de manière totalement autono-me pendant plusieurs années, le coût dulancement, la résistance des matériauxpour que le télescope reste opérationnelaprès le lancement, et les restrictions detaille et de masse pour pouvoir êtreemmené par les lanceurs actuels. En dépit

L’observatoire de Paris en 1667. Une gigantesque lunette est montée sur la colline de Montsouris.(crédit : Observatoire de Paris)


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de ces difficultés, c’est dans l’espace quese trouve le mythique HST (Hubble SpaceTelecope).

La turbulence atmosphérique est l’enne-mie de la résolution. Pour compenser seseffets, il est maintenant possible dedéformer un des miroirs du télescope entemps réel. Cette technique est appelée

optique adaptative. La mise en œuvre estcomplexe et fait appel à de multiplesmicromoteurs placés sous le miroir, et àdes calculateurs rapides pour évaluer entemps réel les déformations à imposer aumiroir pour compenser la turbulence :cette correction est apportée environcent fois par seconde. Elle est estimée enpointant régulièrement le télescope vers

Les télescopes

Le « Very Large Telescope ». Vue d’artiste.(crédit : ESO)

Le projet de télescope européen OWL. Vue d’artiste. (crédit : ESO)


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un objet connu, le plus souvent une étoi-le, et en analysant les déformations deson image par rapport à une référence.

L’observation des planètes ne nécessitepas de collecter beaucoup de lumière, carelles sont relativement brillantes. Enrevanche, la recherche de la meilleurerésolution possible requiert des disposi-tifs d’optique adaptative et active.Notons aussi qu’un télescope placé dansl’espace s’affranchit bien sûr de la turbu-lence provoquée par l’atmosphère, maisqu’il reste sensible aux vibrations résul-tant de la dilatation de ses panneauxsolaires, des mouvements des moteursélectriques accompagnant les dispositifsoptiques…

… et de demain

Il est aujourd’hui difficile d’imaginer ceque seront les télescopes de demain. Quiaurait pu s’imaginer il y a cinquante ansqu’il serait possible de corriger en tempsréel les détériorations des images dues àla turbulence atmosphérique ? Les pro-jets actuellement en cours de développe-ment font souvent appel à l’interféromé-trie. Il s’agit de combiner les faisceauxlumineux issus de plusieurs télescopes

afin de simuler la présence d’un télesco-pe unique dont le diamètre serait égal àla distance séparant les instruments.Cette technique, déjà couramment utili-sée en radio astronomie, se révèle trèscomplexe à mettre en œuvre pour desrayonnements situés dans le domainevisible. Le VLT se compose de quatre ins-truments de 8,2 mètres de diamètre, quipeuvent fonctionner ensemble pourfournir des images avec une résolutionproche de celle d’un instrument de 100mètres de diamètre ! Cette techniquen’en est encore qu’à ses débuts, mais ellepermettra certainement de révolution-ner le monde de l’astronomie. Les téles-copes spatiaux sont aussi promis à unbel avenir avec la mise en service du suc-cesseur du HST, déjà baptisé JamesWebb, du nom de l’administrateur de laNASA qui a présidé aux programmesd’exploration lunaire Apollo. Ce télesco-pe de 6 mètres devrait être mis en orbiteen 2010 selon le calendrier actuel. Lestélescopes au sol devraient aussi franchirun pas avec la mise en service program-mée de géants de plus de 25 mètres dediamètre. Mentionnons le projet euro-péen Owl, qui prévoit la mise en serviced’un télescope optique de 100 mètres dediamètre en 2016.


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La diffusion incohérente

L’observation depuis le sol en planétolo-gie se fait naturellement au moyen detélescopes (fiche VII-1). Dans ce cas, oncollecte de la lumière émise ou diffuséepar des astres lointains. On dit que detelles observations sont « passives ».Dans des rares circonstances, on peutcependant agir depuis le sol sur le milieuà observer : l’observation devient « acti-ve ». C’est tout particulièrement le cas del’observation de notre proche environne-ment ionisé spatial, l’ionosphère, maisaussi d’observations radars planétaires.

La technique la plus sophistiquée de son-dage de l’ionosphère s’appelle la diffu-sion incohérente. Elle peut être schéma-tisée comme suit : un radar émet desondes de haute fréquence, qui peuventtraverser l’atmosphère sans s’y réfléchir.Sur leur trajet, elles forcent les ions et lesélectrons à osciller à la fréquence de l’on-de perpendiculairement à sa direction.Cependant les particules possèdent leursvitesses propres. Au cours de leurs mou-vements, elles subissent des collisions etdes interactions électromagnétiques quimodifient leur vitesse. Leurs fréquencesse répartissent autour de la fréquenced’émission. La mise en œuvre de la diffu-sion incohérente consiste donc àémettre, grâce à un radar, une onde deplusieurs centaines de mégahertz versl’ionosphère pendant un temps très bref.La seconde étape consiste à recevoir l’on-de que l’ionosphère a rétrodiffusée. Nouspouvons en déduire la température desions, des électrons, la concentration

totale en ions et la vitesse d’ensembledes ions. Ces quatre paramètres de basesont essentiels pour calculer de nom-breuses grandeurs atmosphériques telsque les échanges de chaleur.

Il existe très peu de radars à diffusionincohérente. Deux aux États-Unis, dontle géant de Porto Rico (Arecibo) possèdela plus grande antenne du monde, d’undiamètre de 300 mètres ; un au Pérou(sous contrôle essentiellement améri-cain), un au Groenland, un au Japon, etsurtout, joyau de la famille, les radarsEISCAT et leur petit frère, ESR.

EISCAT est situé aux latitudes aurorales.Il y étudie l’ionosphère depuis août 1981sur une bande de dix degrés de latitude,entre 70 et 800 kilomètres d’altitude. Ilest composé d’un premier système àtrois antennes : l’émetteur-récepteur,une parabole de 32 mètres de diamètre setrouve à Tromsø, en Norvège. Il délivredes impulsions de quelques dizaines demicrosecondes d’une puissance de deuxmégawatts. Deux antennes réceptricesde même dimension sont situées àKiruna (Suède) et Sodankylä (Finlande).Cette configuration unique au mondepermet d’observer un point de l’atmo-sphère depuis trois directions diffé-rentes, et donc d’étudier les phénomènesen trois dimensions et non comme lesautres radars de ce type, seulement lelong de la ligne de visée. Elle offre auxpays associés (la France — et tout parti-culièrement le Laboratoire de Plané-tologie de Grenoble — la Grande-Bretagne et l’Allemagne, les trois hôtes

L’observation ionosphériqueVII-2


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scandinaves et le Japon) une place parti-culière dans l’étude des plasmas spa-tiaux. Outre ce radar, EISCAT dispose àTromsø d’une antenne de 120 mètres delong en quatre pans rectangulaires quipermet de faire des mesures jusqu’à plusde 1 000 kilomètres d’altitude. EISCAT ainauguré en août 1996 une double anten-ne sur l’île de Svalbard, en pleine zonepolaire, à 79° de latitude nord, l’endroithabité le plus au nord de la planète.

La diffusion cohérente

La chaîne internationale de radars à « dif-fusion cohérente » SUPERDARN procèded’une technique plus souple et moinscoûteuse. Il s’agit cette fois de pointerdes radars à haute fréquence perpendicu-lairement au champ magnétique. On aalors accès à la vitesse d’ensemble desparticules diffusantes.

Dans les hautes latitudes de l’hémisphè-re nord, une configuration de 9 radarspermet de couvrir les trois quarts des

longitudes et de dresser une carte deschamps électriques sur presque toute lacalotte polaire. Dans l’hémisphère sud, 6 radars complètent ce dispositif. Cesmesures permettent d’obtenir entreautre des renseignements sur la frictionde la haute atmosphère sur les satellites.En Europe, la Grande-Bretagne et laFrance sont les principaux participantsde ce programme international.

Les systèmes de positionnement globaux

L’avenir de l’observation ionosphériquepasse aussi par l’utilisation des systèmesde positionnement globaux. Les pre-miers sont le système GLONASS russe, etle système GPS des États-Unis. L’Europeva envoyer le sien, appelé Galileo.Chacune de ces familles est composée de24 satellites, sur des orbites quasi-circu-laires à environ 22 000 kilomètres d’alti-tude. Les satellites orbitent de telle sorteque de chaque point du globe, quatred’entre eux au moins sont toujours

L’antenne ESR mobile de 32 mètres de diamètre à Svalbard à gauche, et à droite, l’antenne fixe de 42 mètres dirigée le long de la ligne locale de champ magnétique. (crédit : Cyril Simon, Laboratoire dePlanétologie de Grenoble)


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visibles. Le message que les satellitesenvoient est, de façon codée, celui-ci : « je suis le satellite numéro tant, il esttelle heure, et je me trouve à tel endroit ».Comme les quatre satellites n’ont pasnécessairement émis en même temps,un récepteur GPS, on commence par cal-culer où se trouvaient les quatre satel-lites à un instant commun. Puis il procè-de comme tous les montagnards munisd’une carte et d’une boussole, par trian-gulation pour déterminer sa longitudepropre, sa latitude, son altitude et letemps. Cependant, plusieurs facteursatmosphériques font que des erreurspourraient s’introduire. C’est pourquoi ilexiste de nombreuses stations fixes ausol, dont la position est déterminée trèsprécisément. Si la triangulation faite àpartir de ces stations de référence ne

donne pas leur position exacte, c’est queles satellites se trompent. La station ren-voie alors automatiquement une correc-tion aux satellites pour leur indiquerleurs situations réelles. L’écart entre lescoordonnées de la station au sol et cellesindiquées par les satellites a une originephysique, bien souvent ionosphérique.De cette erreur, qui peut être de l’ordre dela dizaine de centimètres, nous pouvonscependant déduire un paramètre essen-tiel : la quantité d’électrons rencontréspar l’onde lors de son trajet depuis lesatellite jusqu’au sol. Ainsi, un outil des-tiné de prime abord au positionnementest-il devenu un appareil scientifiquepermettant de caractériser notre envi-ronnement spatial en temps réel et àl’échelle de la planète !

L’observation ionosphérique

Une aurore polaire se développe au dessus de la paire de radars EISCAT près de Tromso. À gauche, ondistingue l’antenne VHF de 120 mètres de large, faite de 4 panneaux rectangulaires. À droite, l’antenneUHF, qui est une parabole de 31 mètres de diamètre. (crédit : Laboratoire de Planétologie de Grenoble,P. Volke)


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Le radar EISCAT situé en Laponie près de la ville norvégienne de Tromso. (crédit : Laboratoire dePlanétologie de Grenoble, P. Volke)


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La spectroscopie en planétologie

La spectroscopie est l’un des outils lesplus puissants d’étude à distance, c’est-à-dire par télédétection, des corps dusystème solaire. Elle peut être effectuéesoit depuis les télescopes au sol, soit àpartir de l’espace avec les satellites d’ob-servation astronomiques (Hubble, ISO…)et les sondes d’exploration spatiale équi-pées de spectromètres (Voyager) et despectro-imageurs (Galileo, Clémentine,Mars Global Surveyor, Cassini-Huygens,Mars Express, Rosetta, etc.).

Cette technique consiste à décomposerla lumière reçue d’un astre pour analyserl’intensité des radiations émises, diffu-sées ou absorbées sélectivement (c’est-à-dire à des longueurs d’onde spéci-fiques) par son atmosphère et/ou sa sur-face. Elle peut être appliquée à diffé-rentes gammes spectrales allant de l’ul-traviolet au millimétrique, en passantpar le visible et l’infrarouge, suivant l’ob-jet, le milieu (gaz ou solide) et lesespèces que l’on veut étudier.

Un exemple : la spectroscopiedes surfaces

Les spectres en réflexion des surfacesplanétaires recèlent de grandes quanti-tés d’informations sur la nature et lacomposition des différents matériaux dela surface (minéraux, molécules conden-sées telles que les glaces, composésorganiques...), sur sa texture (taille desgrains, rugosité...), sur sa température et

sur leurs répartitions géographiques etéventuellement stratigraphiques.L’analyse d’observations spectrosco-piques peut permettre de déterminertout ou partie de ces caractéristiques etd’en dresser des cartes dans le cas despectro-images.

Cependant l’identification des moléculesà l’origine des bandes d’absorption desspectres astronomiques nécessite desspectres de référence afin d’en comparerles longueurs d’onde et les intensités.Pour les gaz, il existe déjà une grandequantité de spectres de laboratoire, com-plétés par des prédictions théoriquessouvent d’une grande précision. Pour lessolides, aucune théorie suffisammentprécise n’existe et les données de labora-toire sont encore peu nombreuses ouréalisées dans des conditions de tempé-rature très différentes de celles du systè-me solaire.

Mesures spectroscopiques en laboratoire

Enregistrer en laboratoire les spectres dematériaux planétaires en simulant au plusprès les conditions physico-chimiques(composition, température, pression…)régnant à la surface des objets du systèmesolaire n’est pas une mince affaire.Plusieurs types d’expériences complé-mentaires sont nécessaires afin de déter-miner d’une part les propriétés optiquesde la matière constituant les cristaux etd’autre part celles plus globales deréflexion de la lumière solaire par lesmatériaux formant la surface planétaire.

La spectroscopieVII-3


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Spectroscopie en transmission

Le matériau à analyser est tout d’abordsynthétisé sous forme de cristauxd’épaisseurs variant d’une fraction demicron à quelques centimètres. Onl’éclaire alors avec un rayonnement par-courant tout le spectre, de l’ultraviolet àl’infrarouge lointain, en faisant passer lalumière à travers le cristal. Les modifica-tions de la lumière transmise permettentde déterminer les grandeurs fondamen-tales d’absorption et de réflexion, quel’on appelle « constantes optiques ».

Pour les glaces volatiles les mesures sonteffectuées dans des cellules cryogé-niques capables de contrôler la tempéra-ture jusque vers -260 °C. Elles permettentaussi d’étudier précisément les effets dumélange de plusieurs molécules dans unmême cristal, de sa phase cristalline, desa température et de son histoire ther-mique sur les différentes caractéris-tiques des spectres. Ces études ont pourbut en particulier de rechercher des tra-ceurs de certaines conditions physico-chimiques. Par exemple, une moléculedont la position d’une bande d’absorp-

Système expérimental de spectroscopie en transmission du Laboratoire de Planétologie de Grenoble. Ilpermet de mesurer les caractéristiques d’absorption de la matière constitutive des matériaux plané-taires sur une très large gamme de longueurs d’onde (0,4 à 200 microns). (crédit : Laboratoire dePlanétologie de Grenoble)


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tion est très sensible à la températurepourra servir de thermomètre. C’est cequi a été fait avec le dioxyde de soufresolide sur Io. La glace d’eau donne lemême genre d’information sur les satel-lites glacés mais cette fois grâce à la miseen évidence en laboratoire d’une bandedont l’intensité est très fortementvariable avec la température. Sur Triton,c’est la position et la forme des bandesdu méthane qui ont trahi sa phase et sonétat : il n’est pas pur, mais dilué à faibleconcentration dans la phase haute tem-pérature de l’azote solide, stable unique-ment à plus de -237,5 °C. Sur Pluton, de la

glace de méthane pure a été détectée aprèsavoir remarqué que celle-ci possédait unebande particulière, absente lorsque leméthane est dilué dans l’azote solide.

Ces mesures en transmission, qui neconcernent que les propriétés de lamatière, ne tiennent pas compte descaractéristiques texturales telles que laforme ou la taille des grains, la porositéet la rugosité de la surface. Elles ne tien-nent pas compte non plus des conditionsd’éclairement de la surface par le Soleil etd’observation par le satellite. Lesconstantes optiques peuvent cependant

La spectroscopie

Système expérimental de spectrogonio-radiométrie du Laboratoire de Planétologie deGrenoble. Il permet de mesurer sur l’essentiel du spectre solaire (0,3 à 5 microns) la réflexionde la lumière sur des surfaces granulaires (neige, minéraux, etc.) ou compactes (glace, roches,etc. pour l’ensemble des géométries d’éclairement et d’observation. (crédit : LPG)


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être utilisées dans des modèles numé-riques de transfert optique simulant l’ab-sorption, la diffusion et la réflexion de lalumière par des matériaux granulaires oucompacts. La simulation du spectre quien découle permet de déterminer la com-position de la matière constituant lescristaux et d’estimer la texture et larépartition, horizontale ou verticale, desdifférents matériaux. Elle permet aussid’affiner les informations physico-chi-miques tirées de l’analyse spectrosco-pique. Par exemple, ces modèles ont pumontrer que sur Triton et Pluton l’azoteétait présent sous forme de cristaux detaille centimétrique contenant lemonoxyde de carbone et une partie duméthane, et que sur Pluton uniquementune fine couche de méthane purrecouvre ces cristaux.

Spectroscopie en réflexion

Les mesures en réflexion d’échantillonsen poudre, essentiellement des minérauxet des roches, sont utilisées depuis long-temps en géophysique et en planétologiecar elles fournissent directement desspectres qualitativement comparablesaux spectres planétaires observés. Ellessont souvent encore la seule manière demesurer les spectres d’absorption desminéraux dans la gamme du spectre

solaire. L’autre avantage de ces mesuresest qu’il prend en compte les propriétésde diffusion des grains constituant lasurface. Par contre, les différences iné-luctables de texture entre échantillonsde laboratoire et surfaces planétaires, etleurs effets considérables sur lesspectres, rendent généralement les inter-prétations quantitatives délicates.D’autre part, les observations satelli-taires des surfaces planétaires (imagerieet spectro-imagerie) ayant lieu sous desgéométries d’illumination et d’observa-tion très variées, des instruments appe-lés spectrogonio-radiomètres ont étédéveloppés afin de comprendre par desmesures en laboratoire les liens existantentre les paramètres texturaux et géo-métriques et les spectres. Ces instru-ments de laboratoire prennent uneimportance de plus en plus grande car laplupart des futures missions spatialesintégreront des observations systéma-tiques d’une même surface sous touteune série de géométries afin de pouvoirextraire en retour des informations pré-cises sur la texture de la surface. D’ici làde nombreuses études en laboratoiresont encore nécessaires avant de pouvoirintégrer correctement les effets de textu-re dans les modèles théoriques de trans-fert optique dans les surfaces.


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Un survol…

Le terme télédétection regroupe l’en-semble des techniques d’observation àdistance des planètes par opposition auxtechniques d’analyse in situ de leuratmosphère et de leur surface. Danscette catégorie se retrouvent une majeu-re partie des instruments équipant lessondes spatiales : de la caméra hauterésolution au spectromètre atmosphé-rique de Mars Express (ESA, 2003) ; duradar au spectromètre infrarouge deCassini (Nasa, 1997).

Par essence, la télédétection supposeune transmission d’information entrel’objet d’étude et l’instrument. Il s’agitprincipalement d’une onde électroma-gnétique : onde radio, lumière, rayonne-ment de plus haute énergie. Mais pourchaque gamme de longueur d’onde, pourchaque milieu étudié, la physique miseen jeu dans les relations onde/matièreest différente : chaque famille d’instru-ments apporte ainsi des réponses com-plémentaires en observant des phéno-mènes spécifiques.

Émissions propres et réflexions

L’onde électromagnétique illuminant uninstrument en train d’observer une pla-nète a deux origines possibles : l’émis-sion propre du corps observé, ou laréflexion d’un rayonnement sur ce corps.

Aux longueurs d’onde plus grandes quel’infrarouge, l’émission propre des corpsplanétologiques correspond au rayonne-

ment thermique. Ce rayonnement pro-vient d’excitations de particules. Il enmarque la signature. Celui-ci dépendconjointement de la température ducorps et des propriétés de la surface. Àpartir du visible et jusqu’aux hautesénergies, cette contribution thermiquedevient négligeable — Soleil excepté.

Les phénomènes de réflexion correspon-dent principalement à deux domaines defréquences. Dans l’ultraviolet visible et leproche infrarouge, c’est la lumière solai-re qui est réfléchie. Cette réflexion — dont nous faisons quotidiennementl’expérience — est déterminée par l’étatde la surface réfléchissante. Dans ledomaine des ondes radios, il y a peu derayonnement solaire réfléchi. On en pro-fite pour utiliser des radars. Ils émettentdes ondes qui sont réfléchies suivant lespropriétés du milieu.

L’imagerie des surfaces

Dans le prolongement de l’observationau sol, les méthodes d’imagerie des sur-faces sont caractérisées par une résolu-tion spatiale optimisée au détriment dela résolution spectrale plus grossière. Ilest alors possible d’accéder à deux typesprincipaux d’information :

La morphologie de la surface à grande échelle

L’interprétation de l’image permet l’iden-tification de structure géologique : vol-canisme, faille, zone d’érosions, réseauhydrographique, stratification, calotte

La télédétection spatialeVII-4


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polaire, etc. Cette cartographie de la sur-face permet une identification globaledes phénomènes géologiques mis enjeux tant au cours de la formation que del’évolution postérieure de la surface. Cesont les seules données planétologiquesdirectement accessibles pour le non-spé-cialiste. Ainsi, les images de la surface deTitan ont été diffusées en même temps àla communauté scientifique et à l’en-semble du monde.

Les propriétés physiques et environnementales des surfaces

L’analyse de la puissance réfléchie par lasurface permet la caractérisation de sespropriétés physiques ainsi que de sa tex-ture à petite échelle. Enfin, l’émissionpropre de la surface nous donne sa tem-pérature.

Spectroscopie des surfaces

La spectroscopie est une optimisation dela résolution spectrale au détriment de larésolution spatiale. Il est alors possibled’accéder à la variation spectrale des pro-priétés du milieu.

Que peut on déduire de ces spectres ?Essentiellement des raies d’absorption,caractéristiques des molécules de la sur-face. Afin de pouvoir quantifier l’abon-dance de chaque constituant, il fautidentifier chaque raie en comparant lamesure avec des spectres de référence delaboratoire.

Cette technique a permis par exemple demettre en évidence la présence de glaced’eau en surface des calottes polairesmartiennes et ainsi d’améliorer la com-préhension des interactions entre lacalotte et l’atmosphère. Si elle est

Escarpement basaltique sur le bord d’Olympus Mons, sur Mars. (crédit : HRSC/ESA)


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complexe à appliquer en télédétectionterrestre en raison d’une trop forte alté-ration de surface, elle constitue l’une desméthodes les plus fécondes de la plané-tologie.

Télédétection des atmosphères

La télédétection des atmosphères estorientée essentiellement sur l’identifica-tion d’espèces chimiques avec deuxtechniques principales : l’occultation etle sondage aux limbes.

L’occultation utilise le plus souvent uneétoile comme source lumineuse. Onobserve l’absorption de sa lumière parl’atmosphère au fur et à mesure quecette étoile descend derrière l’horizon.Cette technique de spectroscopie mesuredonc les raies d’absorption des compo-sants atmosphériques de manière com-parable à l’étude de surface.

Le sondage aux limbes, quant à lui,mesure les raies d’émission propred’atomes. Il s’agit alors de trouver uneconfiguration de mesure qui évite d’ob-server la surface dont le signal masque-rait celui provenant de l’atmosphère.Pour cela on vise la planète proche del’horizon — dans une direction sans étoi-le, cette fois.

Radioscience

Les techniques de radioscience consis-tent à mesurer de manière très préciseles déviations de la sonde le long de sonorbite.

Pour cela, on utilise un signal radioenvoyé depuis la Terre à la sonde etréémis par la sonde vers la Terre. On peutmême utiliser le signal radio qui trans-met les commandes à la sonde. Après denombreuses corrections, ce signal per-met de mesurer le décalage Doppler de lasonde, c’est-à-dire sa vitesse dans l’axe devisée et de reconstruire sa position.

La différence entre l’orbite réelle de lasonde et son orbite théorique provientdes irrégularités du champ de gravitédues aux héterogeneïtés de la planète.Un traitement mathématique permet deremonter à la structure interne de la pla-nète. Cette technique, aussi appliquéepour la terre, est un moyen unique d’ac-céder à la structure interne des autresplanètes.

Ces mesures ont été effectuées pendantla descente de la sonde Huygens dansl’atmosphère de Titan par un réseau de 19 radiotélescopes. Elles ont permis ainside positionner la sonde avec une préci-sion kilométrique à une distance d’unmilliard de kilomètres !

Un exemple d’instrument : la Camera Stero HauteRésolution de Mars Express

La sonde Mars Express (ESA, 2003) estprincipalement consacrée à la télédétec-tion. Elle observe la surface avec l’imageurstéréo haute résolution (HRSC) et le spec-tromètre imageur visible et infrarouge(OMEGA). Elle caractérise l’atmosphèreavec le spectromètre ultraviolet et infra-

La télédétection spatiale


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rouge (SPICAM) et le spectromètre infra-rouge (PFS) et sonde le sous-sol avec leradar MARSIS et enfin la structure internede Mars avec l’expérience radio scienceMaRS.

La caméra HRSC permet de prendre 9 vuessuccessives sous des angles différentsafin de reconstruire une vue en troisdimensions du relief martien. La résolu-tion du capteur principal est de 10 mètresen couleur réelle. Un canal secondaire per-met d’atteindre 2,3 mètres de résolution à250 km d’altitude.

L’objectif de l’instrument est d’aboutir àune couverture de l’ensemble de la pla-nète avec une résolution de 30 mètres et

de 50 % de la surface à 15 mètres de réso-lution. Le volume de données devientalors un défi important qui nécessitel’utilisation de techniques de compres-sion d’image à bord avant transmissionsur terre. Les performances, en terme derésolution, sont quasiment comparablesà celles de la télédétection spatiale ter-restre…

Cette couverture permet le développe-ment important de la géologie et de l’hy-drogéologie martienne : l’interprétationde ces images et leur comparaison avecles structures géologiques connues surTerre permet d’identifier les différentesphases de formation du milieu et lanature des facteurs d’érosion ultérieurs.

La caméra HRSC : « 1 » désigne l’optique principale, qui possède une résolution de 10 mètres à 250 kilo-mètres d’altitude. « 2 » est l’optique haute résolution : 2,3 mètres à 250 kilomètres. « 3 » est le support desoptiques et capteurs CCD et « 4 » l’unité de commande et de traitement des images. (crédit : DLR/FU Berlin)


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L’élaboration de la mission

La mission Rosetta (ESA, 2004) constitueune opportunité unique d’observer deprès une comète pendant plusieurs mois,lorsqu’elle redevient plus active en s’ap-prochant du Soleil. C’est aussi le pari dese poser sur le noyau de la comète pouranalyser sa composition et ses propriétésphysiques.

Entre l’idée fondatrice de la mission etl’exploitation des données scientifiques,une génération s’est écoulée. Rosettacommence par de nombreuses annéesd’études scientifiques et techniquesavant de lancer le programme ; unedécennie pour construire la sonde et sesinstruments (1994-2004) ; une décenniepour atteindre la comète 67P/Churyumov-Gerasimenko (2004-2014) ;puis de nombreuses années pour enfinexploiter les données scientifiquesrecueillies.

Cet éloignement et cette durée constituentun défi technique et humain pour l’en-semble des acteurs du projet avec jusqu’aubout le risque d’une panne qui réduirait ànéant tout ou partie du travail en nous pri-vant de tout retour scientifique.

À l’origine de la mission Rosetta, on trou-ve la conviction que l’étude des comètesapportera des avancées dans la compré-hension de la genèse du système solaire.Les comètes ont très peu évolué depuisleur formation, en raison de leur petitetaille et de leur éloignement du Soleil. Cesont donc des fossiles, des témoins despremiers temps du système solaire et

leur étude permet d’inférer leurs méca-nismes de formation, c’est-à-dire lesconditions qui régnaient alors dans leszones externes du système solaire. Lescomètes constituent donc un point d’en-trée privilégié pour la compréhension dela formation de l’ensemble du systèmesolaire. Ce constat justifie le choix decette mission face à d’autres missionspossibles.

Cette décision acquise, l’ESA a défini unscénario de mission : une sonde accom-pagnant la comète pendant plusieursmois avec un atterrisseur se posant à lasurface du noyau. Des concepts plusambitieux tel que le retour d’échantilloncométaire ont du être abandonnésdevant la complexité technique — donc lerisque d’échec — et devant lescontraintes financières.

Ensuite, l’ESA a sélectionné un consor-tium industriel pour construire la sondeet un ensemble d’instruments pour étu-dier la comète. Ces instruments sont pro-posés et développés par des laboratoiresde planétologie et en premier lieu l’atter-risseur PHILAE, sous responsabilité duMax Planck Institut für Aéronomie(MPAE, Lindau Allemagne), du DLR(Agence spatiale allemande) et du CNES(France).

Chaque instrument constitue une petitefenêtre ouverte sur la comète sous unaspect particulier avec une échelle spéci-fique d’observation. Par exemple, MIROobserve le comportement radiatif descomposés volatiles majoritaires (eau,dioxyde de carbone, oxyde de carbone)

Une mission spatiale : RosettaVII-5


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pour mesurer leurs abondances et leurstempératures. Les instruments clefsd’imagerie et d’analyse de compositionont été dupliqués de manière à ne pasgrever le retour scientifique en cas dedéfaillance d’un système.

L’ensemble des instruments balaye toutela problématique cométaire, de l’inté-rieur du noyau jusqu’à l’extérieur de lacoma. La compréhension des méca-nismes d’évolution de la comète, de lamatière qui a le moins évolué depuis saformation jusqu’au composé complexecréé sous l’action de la lumière solairedans la coma, a été un des axes de sélec-tion des instruments : l’enjeu de la com-préhension des interactions avec le Soleilest de mieux pouvoir interpréter lesobservations des comètes faites par destélescopes terrestres.

Le défi technologique

Comme toute mission planétaire,Rosetta est un défi technologique et lamise aux normes spatiales implique denombreuses contraintes.

Le lancement provoque un stress méca-nique qui risque de conduire à des rup-tures ou des dérèglements de système.Le vide spatial limite fortement leséchanges thermiques et induit des varia-tions locales importantes de températu-re entre les zones éclairées par le Soleil etcelles à l’ombre. Ceci implique un risquede destruction de composants et unvieillissement mécanique accéléré. Lerayonnement cosmique (fiche II-7) peutprovoquer la destruction de composantsélectroniques ou leur dysfonctionne-ment. De plus, la sonde est limitée en

Intervention sur la sonde dans la chambre de vide thermique. (crédit : ESA)


248

termes de volume, de masse et de puis-sance électrique disponible, ce qui aug-mente les problèmes de confinement.

C’est l’ensemble de ces contraintes quipilote le développement de la sonde.Chaque instrument, de même quechaque sous-système est construit sépa-rément. Leur résistance mécanique etthermique est testée dans une chambreà vide. Ils sont étalonnés : on vérifie l’en-semble des performances scientifiques.

Les éléments sont alors assemblés et tes-tés pour valider le bon fonctionnementd’ensemble. La sonde Rosetta pèse 3 065kilogrammes. Sur cette masse impres-sionnante, 1 670 kilogrammes sont consti-tués de carburants et 165 d’instrumentsscientifiques. L’atterrisseur ne pèse que100 kilogrammes. Pour lancer Rosetta, il afallu une Ariane V de 743 tonnes, dont 644de carburant. Après lancement, une cam-pagne de mesures de plusieurs mois per-met de vérifier le bon fonctionnement del’ensemble de la sonde.

Le voyage

Se mettre en orbite autour d’une comèteest aussi un défi scientifique et tech-nique pour l’Europe spatiale. En effet, ilne s’agit plus de faire un survol pendantquelques minutes mais de se placer surla même orbite autour du Soleil que lacomète donc d’acquérir la même vitessequ’elle, dans la même direction pourpouvoir la suivre pendant presque lamoitié d’une révolution autour du Soleil.

Cette vitesse ne peut être acquise directe-ment par le lanceur ou par les moyens de

propulsions internes à la sonde. La sondea été lancée en orbite autour du Soleil etelle est progressivement accélérée parrebond gravitationnel : sa trajectoireapprochant d’une planète est déviée etaccélérée par la gravité de cette dernière,le carburant de la sonde permettant d’op-timiser et de corriger en permanencecette trajectoire. Ainsi, la sonde effectueplusieurs révolutions autour du Soleil, àchaque fois plus éloignée jusqu’à plus de5 unités astronomiques, c’est-à-dire au-delà de l’orbite de Jupiter et rejoindreenfin la comète à 3 unités astronomiquedu Soleil.

Au lancement, la sonde doit être placéesur la bonne trajectoire : la fenêtre de lan-cement pour pouvoir atteindre la comèteen suivant cette trajectoire ne durequ’une quinzaine de jours. C’est pour celaque le report de tir de Rosetta en janvier2003 suite à l’échec du vol157 Ariane5 aprovoqué un remaniement profond de lamission : il n’était plus possibled’atteindre la comète Wirtanen en 2011, etil fallut trouver une nouvelle comèteassocié à une nouvelle trajectoire et à unefenêtre de tir. Ainsi Rosetta a pu être lancéen mars 2004 pour atteindre Churyumov-Gerasimenko en novembre 2014.

À l’arrivée, en 2014, la sonde se rappro-chera progressivement de la comète. Cesera le début des opérations scienti-fiques qui culmineront avec l’atterrissa-ge du Lander (11/2014). Ce dernier fonc-tionnera quelques semaines tandis quela sonde accompagnera la comète jus-qu’en décembre 2015.

Une mission spatiale : Rosetta


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Un instrument particulier :Consert

L’expérience Consert permettra de déter-miner la structure interne du noyau de lacomète par des techniques d’imagerieradar. Elle permettra de comprendre si lacomète est homogène ou constituée deplusieurs blocs de structures et de com-positions différentes, de mesurer lesdimensions caractéristiques de ces inho-mogénéités, d’estimer la proportion descomposés volatiles et réfractaires. Cesdonnées seront des informations fonda-mentales pour la compréhension desmécanismes de formation du noyau.

L’instrument est un radar mesurant lapropagation d’ondes métriques (90 MHz)à l’intérieur du noyau entre l’atterrisseurPhilae et la sonde Rosetta. L’expérience aété conçue et proposée par le Laboratoirede Planétologie de Grenoble et le Serviced’Aéronomie (Paris) qui ont assuré lesuivi du projet, le contrôle des perfor-mances scientifiques de l’instrument etl’ensemble de l’intégration sur la sonde.L’électronique a été développée par le SAavec une réalisation en sous-traitanceindustrielle tandis que les antennes ontété réalisées par le MPAE (Lindau,Allemagne). Le défit majeur de cette réa-lisation tenait dans les contraintes demasse (1,5 kilogramme), de volume (1 litre) et de consommation (3 watts).

Outre le défi technique, il s’agit aussid’un défi scientifique : cette techniqueest un concept nouveau en géophysiqueet en planétologie. Il est donc nécessairede développer un ensemble de méthodesde traitements pour pouvoir extraire lemaximum d’informations des signaux

recueillis. Pour cela il est nécessaire demodéliser l’expérience, c’est-à-dire desimuler la propagation d’ondes radio àtravers un modèle reflétant la connais-sance que nous avons des noyaux comé-taires. Les signaux simulés sont ensuiteanalysés. Des méthodes mathématiquessont construites pour extraire le maxi-mum d’information sur le noyau. Desprototypes du radar permettent de fairedes mesures sur des sites terrestres telsque des glaciers, des icebergs. Lessignaux mesurés seront utilisés pourvalider les méthodes d’analyses. Ceteffort d’analyse et de modélisation enga-gé dès le début du projet se poursuivrajusqu’à l’arrivé sur Churyumov-Gerasi-menko. Il permettra d’optimiser lesmesures effectuées sur la comète enchoisissant les sites de sondage radar. Etc’est alors que débutera l’analyse desvéritables données…

Intégration de la sonde sur le lanceur.(crédit : Arianespace, photo : Consert.doc)


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Paradoxalement, cet objet, le plus visibledu ciel, est difficile à observer. On nerépétera jamais trop qu’il ne faut pas ten-ter de l’observer à l’œil nu ni derrière uninstrument optique ! Il en résulterait desdommages irréversibles de la rétine.Mais même avec des instruments dévo-lus à son observation, la difficulté tienten grande partie aux quantités d’énergiequ’il libère et dont il faut bien souvent seprotéger, aux dépens de la précision de lamesure. Il faut alors faire des choix quiinduisent une méthode expérimentale :veut-on mesurer son flux de particule ?Son rayonnement ? Dans quelles lon-gueurs d’onde ? Veut-on observer la sur-face ? Son intérieur ? Sa température ?Pour chacune de ces questions, nousallons examiner comment procéder.

La mesure du rayonnement.

Une simple image du Soleil est le mélan-ge de toutes ses couleurs, dont unnombre restreint d’informations peutêtre déduit. De telles images ont cepen-dant constitué la source principale deconnaissances avant l’ère spatiale.Naturellement, l’utilisation de filtres per-met une vision plus adéquate.Aujourd’hui encore, des tours solairestelle que celle de Meudon, à côté de Paris,observent quotidiennement le Soleilavec un filtre qui permet de sélectionnerune longueur d’onde de l’hydrogène –l’élément le plus abondant de l’étoile –et ainsi accéder aux filaments solaires.Ce télescope s’appelle un « spectrohélio-graphe » : spectre désigne le fait qu’onobserve une seule longueur d’onde, ou

des longueurs d’ondes discriminées. « Helios » est le nom du dieu du Soleildans la mythologie grecque.

L’espace permet d’observer toutes leslongueurs d’ondes, y compris celles quisont arrêtées par l’atmosphère terrestre,et de les séparer. On utilise pour cela uneforme très évoluée du prisme, qu’onappelle un spectromètre. Le résultat, ladécomposition du rayonnement, s’ap-pelle un spectre. Les spectromètres fonc-tionnent dans des gammes restreintesde longueurs d’ondes, l’ultraviolet, levisible… Certains ont une résolutionspectrale fine, au détriment de la résolu-tion spatiale : ils peuvent mesurer lerayonnement précis d’une source trèspeu étendue du Soleil, mais pas le rayon-nement de tout le Soleil. D’autres tra-vaillent sur des larges étendues solaires.

La mesure de grandeurs physiques

La mesure des divers paramètres du ventsolaire, vitesse, pression, température,concentration ou composition, tientcompte du fait qu’il est ionisé. Pour lamesure, on utilise la sensibilité des ionset des électrons au champ magnétique,tout à fait comme dans un cyclotron.Une fente permet l’entrée du vent dansl’instrument. Un champ magnétiqueimpose des trajectoires différentes selonla masse et la charge des particules, quise trouvent ainsi séparées et conduitesvers une cible qui permet d’en mesurerl’énergie. Là encore, on ne peut encoreconstruire un instrument universel,

L’observation du SoleilVII-6


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capable de mesurer à la fois les énergieset masses de tous les ions, plus les élec-trons. Il faut choisir la gamme desmasses comme celle des énergies.

Mesurer la température est basé sur unconcept relativement simple. Chacun saitque la plaque de cheminée prend enchauffant une couleur propre, dépendan-te de la température du foyer. En réalité,chaque élément possède sa propre signa-ture dans la gamme des rayonnements.L’un d’entre eux est d’un intérêt particu-lier : le fer. Le fer est à la fois très stable etriche en électrons. Il en possède normale-ment 26. Lorsqu’on le chauffe suffisam-ment, les électrons reçoivent tant d’éner-gie qu’ils sont à même de le quitter. Ildevient un ion. Ainsi, à 1 million de degrés,le fer perd 9 électrons. À 15 millions de

degrés, 14 électrons sont arrachés. Or,chacun des ions fer possède sa signaturespectrale propre. Il suffit donc de mettrele filtre qui n’observe qu’une des lon-gueurs d’ondes émise par le fer ionisé 9 fois pour voir les zones du Soleil chauf-fées à 1 million de degrés.

Découvrir le mouvement etretrouver l’intérieur…

Plus sophistiqué peut-être est le principequi permet d’observer l’intérieur duSoleil. L’idée mise en œuvre est relative-ment simple et pour la comprendre, nouspouvons nous référer à ce qui se passesur Terre : un tremblement de Terre seproduit en surface, mais témoigne dephénomènes internes à la croûte ter-restre. Par analogie, le mouvement de la

Le Soleil semble particuliè-rement tourmenté surcette photographie prisepar le spectrohéliographede l’Observatoire de Paris-Meudon le 27 janvier 1999.(crédit : Observatoire deParis-Meudon)


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surface du Soleil est le reflet de sa dyna-mique interne. On peut prendre une pho-tographie à un premier instant, puis uneautre une seconde plus tard, et soustrai-re point à point l’une de l’autre. Si rienn’a bougé, la différence des images esttoute noire. Tout ce qui n’est pas noircorrespond à un mouvement. Pour inter-préter les résultats de cette dérivation,on fait appel à l’effet Doppler. De lamatière qui monte « pousse » l’ondequ’elle émet. Elle change donc de couleur(pour l’observateur sur la Terre), devientplus bleue. Lorsqu’elle redescend, elle « tire » l’onde de couleur en arrière, versle rouge. Ainsi, si nous faisons nos diffé-rences d’images, nous pouvons non seu-lement dire ce qui a bougé, mais dansquelle direction s’est fait le mouvement.Le plus simple est d’observer un élémentdont on connaît bien la couleur au repos.

C’est sur ce principe qu’est basée la pho-tographie du Soleil de la figure ci-dessus.Ce qu’on voit principalement, c’est quele Soleil tourne sur lui-même. En effet, lapartie gauche s’approche de l’observa-teur dans cette rotation, et la partie droi-te s’en éloigne, donnant ce beau dégradéde couleur. Il faut encore soustraire cette

rotation moyenne, et retraiter l’imagepour mettre ses principales caractéris-tiques en valeur. C’est ce qu’on observesur la figure ci-dessous.

Ce nettoyage révèle de façon très specta-culaire des bulles plus ou moins grosses,des granulations ou supergranulations.En observant de nombreux clichés de cetype (mais beaucoup moins précis), ons’est aperçu dès 1960 que les apparitionset disparitions de granules avaient unepériodicité très nette de 296 secondes(avec une incertitude de ± 3 secondes).Rapidement, on en vint à penser que cesondes trouvaient leur origine à l’intérieurdu Soleil : on avait ainsi trouvé un moyenindirect de regarder « dedans ». Desmodèles mathématiques simulent lapropagation d’ondes à travers le Soleil.L’ajustement des paramètres desmodèles se fait pour reproduire ce qui estvu à la surface.

La mesure du champ magnétique

Le principe expérimental est relative-ment simple. Le physicien Zeeman amontré qu’un rayon lumineux est pertur-

L’observation du Soleil

Cette photographie a été prise par l’instrument MDI à bord deSOHO le 30 Mars 1996. MDI fonctionne sur le principe Dopplerexplicité dans le texte. Les couleurs les plus sombres correspon-dent à un mouvement de 2500 mètres par seconde vers l’obser-vateur, et le blanc à un mouvement de 2000 mètres par secondevers l’arrière. (crédit : Stanford Loockheed Institute for spaceresearch, SOHO/MDI consortium)


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bé lors de la traversée d’un champmagnétique. Sa modification est la sui-vante : sa couleur initiale se voit aug-mentée de deux couleurs supplémen-taires. Celles-ci dépendent de la longueurd’onde initiale et de l’intensité du champmagnétique local. Par cet effet, il est pos-sible, en observant les dédoublementsd’émissions bien connues de mesurerdes champs magnétiques distants.

L’observation de la couronne

L’idée, elle aussi très simple, est due à unastronome français, Lyot, au début duXXe siècle. Lassé de devoir attendre uneéclipse du Soleil par la Lune pour voir lacouronne, Lyot propose d’installer unepastille au centre de son télescope pourcacher la lumière éblouissante du Soleil.Il s’installe au Pic du Midi, en altitude,pour diminuer la lumière diffuse de l’at-mosphère terrestre. Son instrument s’ap-pelle un coronographe. Les corono-graphes embarqués dans l’espace n’ontpas à souffrir de la lumière atmosphé-rique. Cependant, comme la lumière dela couronne est très peu intense, il fautdes télescopes très sensibles. Si sensiblesque le rayonnement direct du Soleil les

endommagerait définitivement. Il estdonc nécessaire que la pastille qui occul-te l’étoile ait un diamètre bien supérieurà celui du Soleil (voir par exemple l’imagefiche II-9) : on perd alors les observationsde la basse couronne et de la chromo-sphère. Pour ces dernières, des équipesde scientifiques parcourent le monde dèsqu’une éclipse totale permet de lesobserver !

Qui fait tout ça ?

Plusieurs satellites ont été envoyés dansl’espace avec à bord divers instrumentsobéissant aux principes décrits ci-des-sus. Mais l’un d’entre eux fournit unesorte de quintessence : le satellite SOHO(SOlar Heliospheric Observatory), résul-tat d’une étroite coopération entre sonmaître d’œuvre, l’Agence SpatialeEuropéenne (ESA), et l’AdministrationAméricaine pour l’Aéronautique etl’Espace (NASA), est lancé en 1995.

Le premier élément important est del’avoir positionné au mystérieux point L1.De quoi s’agit-il ? Tout corps en rotationest soumis à une force centrifuge quitend à l’écarter de sa trajectoire. La Terre

Une petite partie du Soleil après traitement. Les couleurs les plussombres correspondent à présent à un mouvement de 50 mètrespar seconde vers l’observateur, et le blanc à un mouvement de50 mètres par seconde vers l’arrière. Chaque côté du carré del’image représente 700 kilomètres. (crédit : Stanford LoockheedInstitute for space research, SOHO/MDI consortium, ESA – NASA)


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se trouve à l’endroit où la force centrifu-ge compense la force de gravité du Soleilen son centre. Il existe cinq points où laforce centrifuge et les forces de gravitéconjointes du Soleil et de la Terre s’équi-librent. Ils sont appelés points deLagrange. L’un se trouve derrière la Terre.L’autre derrière le Soleil. Deux se trouventsur l’orbite de la Terre, sur les sommetsd’un triangle isocèle dont le troisièmesommet est le Soleil. Celui qui nous inté-resse, L1, se trouve entre la Terre et leSoleil à 1,5 million de kilomètres en avantde la Terre. Là, SOHO observe le Soleil enpermanence, sans être jamais occulté parla Terre, à laquelle il peut en outreenvoyer ses données en continu.

Il y a douze instruments embarqués.Neuf d’entre eux sont sous responsabili-té européenne et trois des USA. Lecontrôle de la mission est assuré depuisle centre MEDOC, à l’Institut d’Astro-physique Spatiale d’Orsay, et depuis leGSFC dans le Maryland aux États-Unis. Laphysique solaire connaît à présent desépoques distinctes : avant et après l’avè-nement de la physique nucléaire, puisavant et après SOHO.

Un autre satellite mérite une mentionparticulière : Ulysses, sous maîtrised’œuvre de l’ESA, et en collaborationavec la NASA, est un satellite conçu pourexplorer la région de l’espace sous l’in-fluence du vent solaire, en l’observantpour la première fois sous toutes les lati-tudes solaires. Ce satellite est opération-nel depuis octobre 1990. Sa trajectoire l’ad’abord conduit vers Jupiter, à 5,4 unitésastronomiques où il est sorti du plan del’écliptique, et revenu vers le Soleil. Il ena atteint les latitudes les plus élevées enseptembre 1994 (un peu plus de 80° delatitude sud solaire) et en juillet 1995 (80° nord). En novembre 1997, il a terminésa première rotation autour du Soleil, àune distance d’environ 1,3 UA, c’est-à-dire au-delà de l’orbite de la Terre. Il pour-suit depuis, nous permettant de com-prendre comment les latitudes solairesréagissent aux cycles d’activité.

L’observation du Soleil

La sonde Soho en configuration de lancement. (crédit : ESA)


Chapitre 8

Observer les planètes soi-même... Pourquoi pas ?


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8. Observer les planètes soi-même... Pourquoi pas ?

S’il est possible d’observer le ciel à l’œilnu, un instrument d’optique permetd’accéder à des observations bien plusriches. Nul besoin d’investir pour celadans un instrument hors de prix, unesimple paire de jumelles peut déjà fairedes merveilles !

Pour commencer à observer les planètes,il n’est pas nécessaire d’investir dans uninstrument de grand diamètre. L’œil nupermet de repérer les planètes, de les dis-tinguer, et de suivre leurs mouvementsdans le ciel. Une paire de jumelles per-met de distinguer un peu plus de détails,et présente l’avantage de pouvoir êtreutilisée en plein jour pour d’autres activi-tés. Les jumelles sont toujours désignéespar deux chiffres : grossissement X dia-mètre en millimètres. On trouve couram-ment dans le commerce des 8 X 30 ou des10 X 50. Les objectifs des premières ontun diamètre de 30 mm et grossissent 8 fois, alors que les secondes offrent ungrossissement de 10, avec un diamètre de50 millimètres. Une quantité importanteest le « diamètre du cercle oculaire ».C’est le diamètre de l’image formée auniveau de l’œil. Si l’image est beaucoupplus petite que la pupille de l’œil, alorsl’image paraîtra sombre. En revanche, sielle est trop grande, on n’en verra qu’unepartie. Le diamètre du cercle oculaire secalcule en divisant le diamètre de l’objec-tif par le grossissement. Ainsi, desjumelles 8 X 30 fournissent un cercleoculaire voisin de 4 mm, alors que celui-ci atteint 5 mm pour les 10 X 50. Sachantque la pupille de l’œil peut atteindre

6 mm dans la nuit noire, les 10 X 50 peu-vent sembler un bon choix.

Une lunette astronomique est un instru-ment consacré à l’observation astrono-mique, qui présente deux avantages parrapport aux jumelles : la lunette est ins-tallée sur un pied, rendant l’image stabledurant l’observation, et la possibilité degrossir davantage. Attention toutefois aupiège de la course au grossissement. Leproblème du cercle oculaire est iden-tique. Avec une lunette de 60 mm de dia-mètre, il ne faut pas espérer un grossis-sement supérieur à 70 ou 80. Attentionaux publicités abusives : la lunette de 40ou 50 mm qui grossit 400 fois est unpiège ! Toutefois, une lunette de 60 mmavec un grossissement de l’ordre de 40-50 mm est suffisante pour garantir desheures et des heures d’observations pla-nétaires passionnantes.

Le télescope s’utilise comme une lunet-te, mais la combinaison optique est dif-férente, l’objectif étant remplacé par unmiroir concave. Cela autorise des dia-mètres plus élevés, et donc des grossis-sements plus importants aussi. Encoreune fois, il convient de veiller au dia-mètre du cercle oculaire. Par ailleurs, ilfaut bien réaliser que la turbulence (voirparagraphe sur le site d’observation)limite la perception des détails les plusfins. À moins de disposer d’un site excep-tionnel, un instrument de grand dia-mètre ne permettra pas de déceler à l’œilplus de détails qu’un télescope de 150 à200 mm de diamètre.


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Le choix et la maîtrise d’un instrumentsont des questions importantes, mais lechoix du site l’est tout autant.

Le choix du site d’observation est tou-jours crucial en astronomie. Les planètessont des objets dont les dimensionsapparentes sont extrêmement réduites.Leur observation fine requiert donc desconditions atmosphériques particulière-ment stables. La turbulence est l’enne-mie principal des observations plané-taires. On distingue habituellement laturbulence au voisinage de l’instrumentde la turbulence d’altitude. L’observateurpeut agir sur la première en choisissantjudicieusement son emplacement. Enrevanche, il subit complètement laseconde. Si le vent souffle, ou si vous nepouvez placer votre instrument qu’àproximité immédiate d’un mur de pierrequi a été exposé au Soleil toute la jour-née, vous risquez de ne voir qu’un disquese gondolant sous l’effet de la turbulen-ce, et quasiment aucun détail. Enrevanche, il est souvent préférable de seplacer au milieu d’un terrain gazonné(par exemple, un terrain de sport) par une

nuit sans vent. La présence d’une légèrebrume est souvent le signe d’une atmo-sphère calme, et ne nuit pas intrinsèque-ment à l’observation, car les planètessont suffisamment lumineuses. La proli-fération des éclairages nocturnes, instal-lés sans réglage, crée un halo de lumièreau-dessus des villes qui empêche d’ob-server le ciel nocturne. Les observationsastronomiques ne peuvent être menéesqu’à grande distance des villes.Heureusement, les planètes, justementtrès lumineuses, échappent à cettecontrainte et peuvent aisément êtreobservées en centre ville. Ne vous instal-lez quand même pas sous un lampadai-re ! Pour cette raison, l’observation desplanètes constitue souvent la cible par-faite pour un premier contact avec l’as-tronomie. Signalons que certains astro-nomes amateurs se sont bâti desérieuses réputations à l’aide de photo-graphies planétaires prises en pleineville. En revanche, l’observation desobjets plus faibles et diffus, tels que lescomètes, est plus aisée loin des lumièresartificielles.

Comète C/1995 O1 Hale-Bopp au-dessus du massif des Bauges.L’appareil photo, équipé d'un objec-tif de 58 mm, a été placé sur un piedphoto pour une pose de 1 s, sur film400 ASA. (crédit : Emmanuel et LatifaDesvoivres)


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Avec vos premières observations plané-taires, vous aurez rapidement envie deconserver un souvenir. Il y a deux manièresd’aborder cette question.

En premier lieu, vous pouvez prendre uneprise de vue « lointaine » de la planète avecquelques éléments du paysage environ-nant, particulièrement pendant les éclipsesou les conjonctions. Cela est facile avec unappareil photographique, classique ounumérique, pourvu que celui-ci offre àl’utilisateur la possibilité d’effectuermanuellement les réglages. Même si l’envi-ronnement est sombre, ne cédez par à latentation d’utiliser un film trop sensible. Legrain de ces films nuit souvent à la qualitéde l’image. Une sensibilité de 400 ASA estun maximum. Il faudra alors faire une posede 2 à 3 secondes. Un coup de flash peutpermettre d’éclairer le premier plan et d’ob-tenir un résultat très esthétique. Évitez lesobjets disgracieux dans le champ, tels queles lignes électriques ou les antennes. Lerecours à un pied est indispensable pourassurer la stabilité de l’ensemble.

Vous pouvez aussi être tenté par l’acqui-sition de vues plus rapprochées de la pla-nète, faisant apparaître les détails vus àl’œil. Cette spécialité, souvent appeléephotographie planétaire à haute résolu-tion, est probablement la plus difficile etla plus technique qui soit. Elle nécessiteune longue expérience, un matériel trèsspécialisé, et enfin des conditions atmo-sphériques parfaites. Néanmoins, depuisquelques années, le monde de l’astrono-mie amateur connaît une véritable révo-lution en la matière. Certains observa-teurs ont eu l’idée de placer une webcamderrière leur télescope. Les planètes sontsuffisamment lumineuses pour que ces

petites caméras puissent en enregistrerune image correcte. L’acquisition auto-matique de plusieurs centaines ou mil-liers d’images, suivie de leurs traite-ments, permet d’obtenir un peu plusfacilement des résultats remarquables.Cette technique requiert cependant uneexpérience certaine.

Le premier problème qui se pose à l’obser-vateur débutant est de savoir quoi « observer, où et quand ». Il ne suffit pas delever les yeux vers le ciel pour y découvririnstantanément un astre fascinant. Denombreux outils sont là pour nous aider.

Les principales planètes sont des astressuffisamment brillants pour être repérésà l’aide d’une simple carte du ciel,comme celles disponibles pour le pro-chain mois dans la majorité des revuesd’astronomie. Néanmoins, il est néces-saire de recourir à des outils plus précisdès lors qu’on souhaite observer une pla-nète plus délicate (Mercure par exemple).

Un astre est repéré dans le ciel par deuxangles, à l’instar de la longitude et de lalatitude qui permettent de se repérer à lasurface de la Terre. La hauteur est l’angleentre la direction de l’astre visé et l’hori-zontale. L’azimut est l’angle entre ladirection du sud et la projection de l’astredans le plan horizontal. Ces deux anglessont visibles sur la figure suivante.


(crédit : LPG/CNRS, d’après « Venus Revealed »de David Harry Grinspoon)


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À titre d’exemple, l’azimut de l’étoilepolaire, qui se trouve plein nord-est de180°. En raison du mouvement de rota-tion de la Terre, et du mouvement propredes planètes autour du Soleil, hauteur etazimut varient sans cesse. De plus, ilsdépendent du lieu d’observation. Laquestion qui se pose dès lors est d’obte-nir pour une date et un lieu donné la hau-teur et l’azimut d’une planète pour pou-voir la localiser sans peine. Une autreinformation importante est la magnitu-de. Elle désigne l’éclat de l’astre visé. Plusla magnitude est faible, plus l’astre estbrillant. Le tableau en bas de page nousdonne quelques points de repère.

Ces chiffres méritent quelques explica-tions. Sans entrer dans les détails, rete-nons que si deux objets ont des magni-tudes différentes de 5 unités, alors leursbrillances diffèrent d’un facteur 100. Cetteéchelle peut surprendre a priori, mais ellepermet d’utiliser une échelle numériqueraisonnablement restreinte pour desastres dont les éclats sont très différents.

Afin d’obtenir les renseignements vou-lus, une excellente solution est d’utiliserun serveur Internet consacré, commecelui de l’Institut de Mécanique Céleste,http://www.imcce.fr/ephemeride.html.Les observateurs souhaitant disposerd’un logiciel autonome auront l’embar-

ras du choix. Il existe d’excellents pro-duits gratuits et multiplateforme. Lespossesseurs d’ordinateurs de poche(Palm ou Pocket PC) trouveront égale-ment sur Internet pléthore de logiciels,dont beaucoup gratuits.

Conjonction du 15/06/1991, regroupant laLune, Jupiter, Mars et Vénus au-dessus destoits de Paris. Film de 400 ASA, objectif de58 mm, pose de 1 s. (crédit : Emmanuel etLatifa Desvoivres)

Astre Soleil Lune Vénus Jupiter Étoile la plus brillantedu ciel (Sirius)

Étoile la plus faiblevisible à l’œil nu

Magnitudeapproximative -26 -11 -4 -2 -1,6 6


http://www.imcce.fr/ephemeride.html

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Nous allons maintenant passer en revueles différents objets du système solaire (encommençant par les planètes) qui peuventêtre observés avec des moyens simples,afin de savoir ce qu’il est possible de voir.Les planètes peuvent aisément être diffé-renciées des étoiles : on ne voit pas trem-bler les premières sur le fond du ciel, parceque leur étendue spatiale apparente estplus élevée, même si l’œil ne semble voirqu’un point.

Mercure : la première planète du systèmesolaire, la plus proche du Soleil est aussila plus difficile à observer. Cette difficul-té tient justement à sa proximité auSoleil. Mercure ne s’en éloigne jamaisplus de 28°. Ainsi, Mercure n’est visibleque le soir, ou le matin, dans les lueursdu crépuscule ou de l’aube. On n’observejamais Mercure par hasard ! La légendedit même que Copernic ne l’aurait jamaisobservée de ses propres yeux…L’observation doit faire l’objet d’une pré-paration soignée, et tenir compte qu’il nefaut à aucun prix pointer sur le Soleil. Ilfaut choisir un site dont l’horizon estdégagé, et on utilise des éphéméridespour connaître les coordonnées de la pla-nète. Dans ces conditions, on peut voirMercure dans un ciel lumineux.L’utilisation d’un télescope ou d’unelunette peut permettre de suivre l’évolu-tion de la phase de la planète, commepour la Lune. Aucun détail de la surfacen’est visible depuis la Terre avec desmoyens amateurs.

Vénus : comme Mercure, Vénus nes’éloigne jamais beaucoup du Soleil : 43°au maximum. Là s’arrête néanmoins la

comparaison. Vénus est en effet l’astre leplus lumineux du ciel, après le Soleil et laLune. Son repérage ne pose aucun pro-blème. Cette luminosité exceptionnelle,due à l’épaisse couche nuageuse enve-loppant la planète, lui vaut de nombreuxsurnoms : « étoile du Berger », « étoile dusoir », ou « étoile du matin ». Surnomserronés, puisque Vénus n’est pas uneétoile… Sa luminosité permet même del’observer en plein jour, si le ciel est pur.Une paire de jumelles permet de suivrel’évolution des phases de la planète, àcondition de supporter la forte luminosi-té. Le fin croissant vénusien est trèsbeau. L’observation avec un instrumentplus puissant nécessite l’emploi d’unfiltre pour atténuer la luminosité. Unfiltre violet peut permettre de décelerquelques variations de luminosité dansles nuages, mais c’est une observationextrêmement difficile.

Mars : Mars est souvent surnommée laplanète rouge. À l’œil nu, la planète,aussi lumineuse que les étoiles les plusbrillantes, présente en effet une jolieteinte rouge orangée. Mars est une peti-te planète, et son observation nécessiteune lunette ou un télescope.L’observation des calottes polaires estaisée. Un observateur attentif peut aussipercevoir les principaux reliefs, tels queOlympus Mons. Attention au choix dusite, la turbulence étant un ennemiredoutable aux grossissements néces-saires. L’observation des deux satellitesmartiens, Phobos et Deimos, nécessitel’utilisation d’éphémérides et un instru-ments de plus de 300 mm de diamètre.



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Jupiter : la plus grosse planète du systè-me solaire est probablement la plusspectaculaire après la Lune. Son repéragene pose aucun problème, puisque sa cou-leur légèrement jaunâtre, et son éclatimportant la rendent très facile à repérer.Une simple paire de jumelles permet dediscerner le disque de la planète et devoir les quatre satellites galiléens. C’estavec une lunette ou un télescope, mêmede petit diamètre, que l’observationdevient spectaculaire : les bandesnuages, la grande tache rouge, l’ombredes satellites sur la planète, les tem-pêtes… Un filtre jaune léger permetd’augmenter le contraste des formationsnuageuses. On peut remarquer aussi quele disque de la planète n’est pas parfaite-ment circulaire. La rotation rapide de laplanète entraîne un léger aplatissementaux pôles. Des heures d’observationssont possibles !

Saturne : le repérage de la planète à l’œilnu est facile : la planète présente unejolie teinte jaune. Elle est moins lumi-neuse que Jupiter, car souvent plus éloi-gnée de la Terre. Une bonne paire dejumelles peut permettre, dans de bonnesconditions, de discerner les anneaux.Ceux-ci deviennent vraiment visiblesavec une lunette ou un télescope. Un ins-trument puissant, et de très bonnesconditions atmosphériques, permettentde distinguer la division Cassini, etquelques formations nuageuses à la sur-face de la planète. Titan, principal satelli-te de Saturne, est facilement visible,ainsi que d’autres satellites. L’emploid’éphémérides est cependant indispen-sable. La première observation est par-fois décevante, car la planète reste petite

du fait de son éloignement. N’oublionspas que les spectaculaires images decette planète qui inondent les livres d’as-tronomie sont prises avec les meilleurstélescopes du monde, ou bien depuis dessondes spatiales. L’observation directe dela planète reste cependant émouvante.

Uranus et Neptune : les deux géantesgazeuses situées aux confins du systèmesolaire ne sont pas visibles à l’œil nu. Ilfaut recourir à des éphémérides précisespour les repérer. Le seul point remar-quable avec des moyens amateurs estleur couleur, bleu-vert pour Uranus etfranchement bleutée pour Neptune.Quelques satellites peuvent être obser-vés avec des moyens à la portée d’ama-teurs chevronnés, tels que les camérasCCD.

Pluton : sa taille et sa distance au Soleilla rendent trop petite pour être observéeavec des moyens d’amateur. Néanmoins,un télescope de très gros diamètre (supé-rieur à 400 mm) pourra vous permettrede l’apercevoir comme une étoile à lalimite de visibilité…

Le Soleil : même si cela semble évident,rappelons-le : le Soleil est l’astre le plusbrillant du ciel ! Il ne faut jamais le regar-der directement, à l’œil nu, ou au traversd’un instrument d’optique non spéciali-sé, ce qui pourrait entraîner la cécité enquelques secondes. Ne tentez pas nonplus de recourir aux bricolages tels que leverre fumé, le reflet sur une bassined’eau, les empilements de lunettes deSoleil, ou même les lunettes de soudeur.Ces moyens peuvent garantir une filtra-tion satisfaisante pour la lumière visible,


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mais ne bloquent pas les autres rayonne-ments, notamment les ultraviolets, trèsnocifs pour les yeux. À titre indicatif, 27 personnes qui n’ont pas utilisé delunette d’éclipse en France se sont brûléesla rétine lors de l’éclipse du 11 août 1999. Sivous possédez encore des lunettesd’éclipse dans des tiroirs, ne les utilisezplus : elles peuvent avoir des micro-rayures qui laissent passer le rayonne-ment solaire. Ne les utilisez que si ellesont été conservées au sec, dans leuremballage d’origine, sans être pliées.

L’observation peut néanmoins se fairesans risque en projetant l’image forméepar un instrument d’optique sur un écranblanc. Depuis quelques années, un dis-positif nommé « Solarscope » est com-mercialisé. Il réalise la projection d’uneimage du Soleil, d’environ 15 cm de dia-mètre. On voit alors clairement appa-raître les taches solaires. On remarqueaussi que les bords du disque solaire sontmoins lumineux que le centre. Cet effetgéométrique est nommé assombrisse-ment centre-bord. Pour l’observer,prendre une vieille paire de jumelles donton ne craint plus d’abîmer l’optique.Pointer l’objectif vers le Soleil, et au lieude regarder à travers l’oculaire, projeterl’image sur une feuille de papier en refai-sant la mise au point.

Il existe également des instrumentsbeaucoup plus perfectionnés, tels que lescoronographes. Il s’agit de lunettesastronomiques équipées d’un dispositifmasquant parfaitement le disque solaire,de manière à reproduire les éclipses deSoleil. La couronne solaire et les protubé-rances deviennent alors visibles. Ces

lunettes sont bien sûr pourvues defiltres, afin de protéger l’œil. Depuisquelques années, certains fabricants defiltres astronomiques ont lancé sur lemarché des lunettes et des télescopeséquipés de filtre « H-alpha » . Ces dispo-sitifs permettent d’observer simultané-ment les taches de la surface solaire etd’autres formations telles que les fila-ments et les protubérances.

La Lune : c’est bien sûr la cible de prédi-lection des observateurs des planètes.Ses dimensions apparentes importantes,et le nombre impressionnant de forma-tions à sa surface peuvent occuper n’im-porte quel observateur pendant desannées. L’observation à l’œil nu permetde repérer les principales plaines, injuste-ment nommées mers, plus sombres quele reste. Une simple paire de jumellessuffit pour commencer à distinguer lerelief. Mais c’est avec une lunette ou untélescope que l’observation devientspectaculaire. On a alors l’impression desurvoler les chaînes de montagnes, et deparcourir les vallées. Vous remarquerezrapidement que c’est à la limite entre lapartie éclairée et la partie à l’ombre,appelée « terminateur », que les détailssont les plus nombreux. Les reliefs y sonten effet éclairés par le côté. Les zonesensoleillées, où le Soleil est plus hautdans le ciel lunaire, et où les ombres desreliefs sont plus courtes, présententmoins d’intérêt.

Les comètes : la visibilité d’une comèteest sujette à de grandes variations. Descomètes sont toujours visibles dans leciel nocturne. L’immense majoritéd’entre elles ne sont visibles qu’avec des



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moyens quasiment professionnels, etl’observation ne permet de distinguerqu’une petite tache laiteuse sur le fonddu ciel. De temps à autre, une comètedevient suffisamment brillante pour êtrevisible à l’œil nu, parfois même en pleinjour. Les dernières grandes comètes quiont traversé notre ciel étaient lescomètes C/1996 B2 Hyakutake, et C/1995O1 Hale-Bopp en 1996 et 1997 respective-ment. Le spectacle est alors impression-nant. Dans un site préservé des lumièresnocturnes artificielles, la chevelure d’unecomète peut s’étirer sur plus de 90° !L’œil nu permet de profiter pleinementdu spectacle, et une bonne paire dejumelles de commencer à déceler parfoiscertaines structures dans la chevelure.

Les astéroïdes : les astéroïdes ne sontjamais visibles à l’œil nu (sauf si un asté-roïde venait à s’approcher suffisammentprès de la Terre, ce qui pourrait constituerun vrai danger). Leur repérage nécessitel’usage d’éphémérides et de cartes pré-cises, avec une lunette ou un télescopepuissant. Même avec ces moyens, necomptez pas observer autre chose qu’unpoint lumineux, d’aspect parfaitementstellaire.

Après la première découverte, nous allonsmaintenant essayer d’aller un peu plusloin, à travers plusieurs activités baséesautour de l’observation.

Détermination de la période de rotation du Soleil

Observez l’image du Soleil par projec-tion. Placez une feuille de papier auniveau de l’image sur laquelle on auratracé un disque de même dimension que

l’image du Soleil. Repérez la position destaches solaires. Notez l’heure de l’obser-vation. Renouvelez l’expérience plusieursfois à 24 heures d’intervalle. Les tachesse déplacent sensiblement d’un jour àl’autre. On peut ainsi mesurer qu’il fautenviron 14 jours pour parvenir d’un borddu Soleil à l’autre, soit environ 28 jourspour faire un tour. Sachant qu’elles sedéplacent parallèlement à l’équateur duSoleil, il est possible de repérer l’axe despôles. Des observations soignées peu-vent mettre en évidence que la vitesse derotation du Soleil dépend de la latitude,le Soleil étant visqueux et non rigide.

Éphémérides des satellites de Jupiter

Observez Jupiter et ses satellites, enchoisissant un grossissement moyen.Repérez les positions des quatre satel-lites galiléens (s’ils sont visibles…). Faitesun croquis respectant les distances entreJupiter et les satellites. Notez l’heure soi-gneusement. Renouvelez l’opération plu-sieurs fois dans la soirée, à environ uneheure d’intervalle. Recommencez la nuitsuivante. À l’aide des ces observations,vous pouvez disposez de suffisammentde données pour prévoir la position dessatellites le lendemain soir. Si l’opérationest renouvelée sur plusieurs nuits, la pré-cision ne sera que meilleure.

La même démarche peut être utiliséepour Titan, principal satellite de Saturne.

Historiquement, la dérive des éphémé-rides construites ainsi a permis à Römerde réaliser la première estimation de lavitesse de la lumière.


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Les rétrogradations

Repérez à l’œil nu la position des pla-nètes visibles le soir où vous observez.Faites un schéma indiquant la positionde chacune par rapport aux étoiles voi-sines. Notez l’heure et la date.Renouvelez l’opération un ou deux soirspar semaine pendant quelquessemaines. La trajectoire d’une planètedans le ciel n’est pas rectiligne. Elle peutrevenir en arrière pendant quelquesjours. Ces rétrogradations ont amené lesastronomes à remettre en cause lemodèle de Ptolémée (chapitre I).

Les étoiles filantes

Il s’agit probablement de l’observation laplus simple à faire. Il faut prendre la pré-caution de s’éloigner des zones éclairées,afin de bénéficier d’un ciel suffisammentnoir ; d’éviter les soirs où la Lune estvisible, puis d’attendre en regardant lesétoiles. On finit toujours par voir unetraînée lumineuse zébrer le ciel.Incorrectement appelées « étoilesfilantes », ces traînées lumineuses sontdues à des objets qui appartiennent bienà notre système solaire. Il s’agit en effetde poussières pénétrant dans l’atmo-sphère de la Terre et s’y consumant. Pourles observer, les instruments tels que lesjumelles, lunettes et télescopes ne sontd’aucune utilité. Seul l’œil nu offre unchamp de vision suffisamment largepour permettre d’observer un nombresatisfaisant d’étoiles filantes. Il peut êtreutile de s’allonger sur une couverture oumieux, dans un transat, pour augmenterle temps d’observation, et donc la proba-bilité d’observation.

Le nombre d’étoiles filantes visibles dansun intervalle de temps donné est trèsvariable. Certaines périodes de l’annéesont plus riches que d’autres, lorsque laTerre croise l’orbite d’une comète, qui aprécédemment enrichi le milieu interpla-nétaire en poussières. On parle alorsd’essaim d’étoiles filantes. Ainsi, la mi-août est propice à l’observation d’unessaim d’étoiles filantes appelées per-séides. L’heure de l’observation est éga-lement importante. On voit souvent plusd’étoiles filantes en deuxième partie denuit qu’en début de nuit.

Il est facile d’estimer le nombre d’étoilesfilantes par unité de temps. Il est pos-sible d’observer à plusieurs. Chaque per-sonne s’attribue une partie du ciel, etcompte les étoiles filantes qui y passentpendant 10 ou 20 minutes. On doitannoncer à voix haute chaque nouvelleapparition, pour éviter qu’une étoileapparue en bordure de deux zones nesoit comptée deux fois. Si l’on observeseul, on peut se restreindre à un quart duciel et multiplier le résultat par quatre.De nombreux sites Internet recensent lesobservations de ce type, afin d’améliorerles statistiques et permettre d’aboutir àdes résultats fiables.

Notons enfin que le plasma engendré parla destruction de la poussière peutconduire à des interférences radios. Desastronomes amateurs ont ainsi mis aupoint des dispositifs reliés à des postesde radio réalisant des comptages auto-matiques d’étoiles filantes.



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Aurores boréales

Les aurores boréales sont difficiles àobserver pour plusieurs raisons. En pre-mier lieu, elles sont encore difficilementprévisibles. En second lieu, elles sontsouvent ténues et leur observationnécessite de s’éloigner un peu descentres urbains et de leurs lumières. Laprésence de la Lune gêne aussi considé-rablement une observation. Il est parailleurs préférable d’être situé à proximi-té ou sous l’un des ovales auroraux (ficheVI-3). Nul besoin malgré tout de partir enexpédition polaire, mais il faut avoirconscience que les aurores visibles enFrance sont moins nombreuses quecelles visibles en Laponie ou dans le norddu Canada. Les aurores boréales étantdues aux bouffées de particules chargéesémises par le Soleil, les périodes de forteactivité solaire sont évidemment plusfavorables à leur survenue. Ainsi, obser-ver une aurore est souvent le fruit duhasard.

Dessins lunaires

Après avoir observé la Lune quelquesfois, vous ressentirez probablement l’en-vie d’en conserver une trace visuelle.Bien que la démocratisation des tech-niques numériques de prises de vue per-mette de simplifier quelque peu ce travail,obtenir de belles images lunaires restecomplexe. Alors pourquoi ne pas essayerle dessin ? Il n’est pas nécessaire de savoirpeindre ou dessiner pour s’exercer.

Avant tout, il faut bien se couvrir (il faitsouvent plus froid la nuit…), pour pou-voir rester 30 minutes minimum à l’exté-

rieur. Ensuite, il suffit de prendre unefeuille de papier placée sur un supportrigide (style sous-main), un crayon àpapier et une gomme. N’oubliez pas lalampe de poche pour éclairer votre feuillede papier. Attention, les lampes habi-tuelles sont bien trop brillantes. Il fautmettre un papier rouge devant l’ampouleafin de ne pas nuire à la vision nocturne.Les porte-clés à diode rouge sont trèsbien adaptés à ce type de travail.Commencer par repérer une structure (uncratère, une montagne) à la limite de lazone d’ombre à la surface de la Lune, oùles reliefs sont bien visibles. En tracer lesprincipaux contours. Il est préférable degriser les zones après en avoir porté leslimites préalablement.

Après quelques essais forcément déce-vants (mais qu’il faut conserver quandmême !), on parvient rapidement à repro-duire de façon assez précise les princi-pales formations lunaires. Notez tou-jours l’instrument utilisé, le grossisse-ment, la date de l’observation. Ce travailpermet de développer significativementson sens de l’observation.

Occultation

Une occultation est le passage d’un astredevant un autre. Les occultations les plusfréquentes sont dues au passage de laLune devant une étoile. Même si ce typed’événement n’offre plus d’intérêt auniveau scientifique, le spectacle de ladisparition d’une étoile brillante derrièrela Lune reste une curiosité. Ces occulta-tions sont assez simples à prévoir à l’aided’un logiciel d’éphémérides, mais ellessont presque toujours annoncées à


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l’avance par les revues spécialisées ou lessites Internet consacrés à l’astronomie.Plus rares et plus instructives sont lesoccultations d’étoiles par des planètesou par des satellites. Il arrive que Vénus,Jupiter, Saturne, ou leurs satellites mas-quent une étoile pendant un certainintervalle de temps. Ces événementssont alors l’occasion d’obtenir de pré-cieuses informations sur l’atmosphèrede ces planètes en analysant les modifi-cations de la lumière de l’étoile qui passealors derrière. Ce type d’analyse est diffi-cilement à la portée d’un astronomeamateur, mais le chronométrage précisde l’occultation, plus accessible, permetde déterminer avec grande précision ladistance qui nous sépare du satellite oude la planète. Notons que les anneaux deNeptune furent découverts à l’occasionde l’occultation d’une étoile parNeptune.

Éclipses et transits

Il s’agit probablement des plus beauxspectacles que nous offrent les planètes.Le Soleil et la Lune ayant sensiblement lemême diamètre apparent, il est possibleque la Lune masque exactement le Soleil.C’est alors une éclipse de Soleil. Le mêmephénomène se produit sur la Lunelorsque la Terre passe devant le Soleil.Depuis la Terre, on voit la Lune qui s’en-fonce progressivement dans l’ombre denotre planète jusqu’à prendre une teinterouge parfois si sombre qu’elle sembledisparaître quasi totalement. C’est uneéclipse de Lune. Là encore, ces phéno-mènes n’offrent plus guère d’intérêtpour la recherche, mais le spectacle n’en

reste pas moins remarquable. L’obser-vation d’une éclipse de Soleil peut êtreaussi dangereuse que l’observation duSoleil. On aura donc recours aux mêmesprécautions (voir le paragraphe consacréà l’observation solaire).

Beaucoup plus rares et très spectacu-laires sont les passages de planètesdevant le Soleil. Bien évidemment, celane concerne que Mercure et Vénus, quisont les deux seules planètes situéesentre le Soleil et la Terre. Les passages (outransits) de Vénus ne surviennent qu’àraison de deux, séparés de huit ans, tousles cent trente ans. À la date de l’écriturede ce livre, le dernier s’est produit le 8 juin 2004. Le prochain surviendra le 6 juin 2012, mais ne sera pas visible enFrance.

Les transits de Mercure sont eux plus fré-quents, mais le faible diamètre apparentde la planète les rend un peu plus diffi-ciles à observer. Le recours à un télescopeou une lunette, équipé de filtres adé-quats est indispensable. À la date derédaction, le prochain est prévu pour le 8 novembre 2006.

Notons que les transits simultanés deMercure et Vénus devant le Soleil sontpossibles. Mais il faudra attendre l’an69163 !

De toutes les manières, conserveztoujours une trace écrite de chaqueobservation. Heure, date, lieu, conditionsd’observation (température, conditionsatmosphériques), bref descriptif del’observation.



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Vénus passant devant le Soleil le 08 juin 2004, à 7h52 TU. Photographie prise avec un solarscope.(crédit : Emmanuel et Latifa Desvoivres)

Vénus au bord du disque solaire, à 11h02 TU. Photographie prise avec un solarscope.(crédit : Emmanuel et Latifa Desvoivres)


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En France, la dernière éclipse totale duSoleil par la Lune eut lieu le 11 août 1999.La prochaine (visible en France métropo-litaine) aura lieu le 5 novembre 2059.Nous pourrons voir une éclipse annulairedepuis le sud de la France et il faudraattendre le 3 septembre 2081 pour enavoir une totale, visible du nord de notrepays. Chaque éclipse représente un évé-nement que partagent les populations etqui dépasse largement le simple phéno-mène astronomique. De quoi s’agit-il ?

Le Soleil est éclipsé par la Lune lorsquel’observateur se trouve juste derrière elle.S’il est un peu trop au nord, il voit unepartie du Soleil par-dessus l’astre sélè-ne2. S’il est trop au sud, il voit une partiedu Soleil par en dessous. On dit alorsqu’il est dans la pénombre. Cependant, ilest un hasard assez extraordinaire surlequel nous pouvons nous arrêter unmoment : si l’éclipse totale est rendue

possible, c’est parce que vue de la Terre,la Lune a un diamètre apparent à peuprès identique au diamètre apparent duSoleil (le tableau donne quelques dimen-sions essentielles pour l’éclipse). Et defait, quatre cent fois plus petite que leSoleil, la Lune nous en est aussi quatrecent fois plus proche. Si l’on y regarde deprès, on s’aperçoit que l’orbite de la Luneautour de la Terre décrit une ellipse, demême que l’orbite de la Terre décrit uneellipse autour du Soleil. De sorte que par-fois, un peu trop éloignée, la Lune paraîtun peu trop petite, et laisse passer unanneau de la lumière du Soleil. L’éclipseest alors annulaire. Ce n’était pas le cas le11 août 1999, qui offrit le spectacle d’unevéritable éclipse totale.

Ces proportions respectées de 400 doi-vent-elles nous étonner ? Pas outremesure, car elles ne sont pas figées. Eneffet, la Lune s’éloigne de la Terre à

Une éclipse de Soleil totaleVIII-1

Taille réelle Taille réduite

Diamètre de la Terre 12 740 kilomètres 15 cm

Diamètre de la Lune 3476 kilomètres 4,1 cm

Distance Terre/Lune 384 400 kilomètres 4,53 m

Diamètre du Soleil1 392 000 kilomètres (109 diamètre terrestre~400 diamètre lunaire)

16,4 m

Distance Terre/Soleil 150 000 000 kilomètres(~400 distance Terre-Lune) 1,77 kilomètres

Voici quelques caractéristiques des distances et dimensions entre la Terre, la Lune et le Soleil. Pourmieux comprendre ce qu’elles représentent, nous les avons comparées à une Terre qui aurait un dia-mètre de 15 centimètres.

2 Qui est relatif à la lune.


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raison d’environ quatre mètres par siècle,de telle sorte que nos lointains descen-dants ne pourront plus voir d’éclipsetotale, la Lune leur apparaissant de plusen plus petite. Quant aux animaux vivantil y a 650 millions d’années, ils ne pou-vaient certainement pas admirer d’éclip-se annulaire, car la distance Terre Luneétait d’environ 58,4 rayons terrestres,contre 60,4 aujourd’hui. Le rapport 400est donc un rapport fugitif au sens desâges astronomiques. Le fait que noussoyons là au « bon » moment pour enprofiter n’est qu’un hasard.

Notons enfin une récente découverte dueà l’astronome Jacques Laskar, du bureaudes longitudes à Paris. Selon ses modèlesde mouvement céleste, basés sur lathéorie mathématique du chaos, l’axe derotation de la Terre n’est pas stable. C’estla Lune qui stabilise la Terre. Inéluc-tablement, leur éloignement respectifdeviendra tel que l’effet stabilisateur dis-paraîtra à une échelle de temps de plu-sieurs milliards d’années.

La Lune, au cours de son périple, passeparfois devant le Soleil (fiche VIII-2). Est-ce que cela arrive souvent ? Pas vraiment,car d’une part, la Lune a une orbite incli-née autour de la Terre, par rapport au plandans lequel la Terre tourne autour duSoleil. Ce dernier, qui est aussi grossière-ment le plan dans lequel la plupart desplanètes tournent autour du Soleil, ainsique celui de l’équateur solaire, est appeléplan de l’écliptique. D’autre part, la tra-jectoire de la Lune ne passe que deux foispar an entre le Soleil et la Terre. Il fautdonc qu’au cours d’une de ces deux fois,la Lune soit dans le plan de l’écliptique.Qu’elle arrive juste trop tôt ou trop tard,et l’éclipse est partielle. De plus, il estnécessaire pour l’observer que l’ombre dela Lune passe au-dessus d’un continent.Or, ceux-ci ne couvrent qu’environ unquart de la surface du globe. Les éclipses,rares, sont donc rarement visibles. C’estsans doute ce qui les rend si précieuses, simystérieuses en apparence. Le 11 août1999, les conditions étaient réunies au-dessus du nord de la France pour unegrande fête astronomique.

Cette photographie des grains deBailly précédant l’éclipse totale aété prise par Pierre, Nicole etJean-François Mein, du DASOP.(crédit : observatoire de Paris-Meudon). On voit également lachromosphère rouge.


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Au moment où la Lune va cacher le Soleil,la dernière lumière visible ne prend pasl’aspect d’un croissant comme on pourraits’y attendre, mais de grains de lumière.C’est Jean Sylvain Bailly qui, au XVIIe siècle,en a donné l’interprétation correcte etdéduit que la présence de cette dernièrelumière est la preuve que la Lune n’estpas totalement sphérique, mais couvertede plaines et de montagnes. Les rayonslumineux sont ceux du Soleil passant au-dessus de vallées, alors que les montsenvironnants cachent déjà notre étoile.

Un liséré rouge apparaît très nettementautour de la Lune pendant l’éclipse, par-ticulièrement notoire lorsque la couron-ne est encore invisible, c’est-à-dire justeavant ou juste après la période d’éclipsetotale. Il s’agit d’un phénomène solaire,et non lunaire : on voit la photosphère,qui est la basse couche de l’atmosphèresolaire et dont l’hydrogène, chauffé àquelques milliers de degrés, rayonnedans le rouge. La photosphère n’est pasvisible avec les coronographes et sonétude dépend encore largement deséclipses du Soleil. Dès que la Lune cachetotalement le Soleil apparaît la couronne

solaire, si brillante que la photosphèredevient difficile à distinguer. Brus-quement, mille flammes dansent autourdu Soleil éclipsé. Le 11 août, leur formeétait relativement sphérique, témoind’une période active magnétiquement.Cependant, des structures très nettesétaient présentes, comme de longs filstraversant toute la couronne depuis leSoleil.

Au cours des deux minutes que dural’éclipse, des protubérances restèrentvisibles. La couronne paraissait station-naire, rien ne semblant évoluer à cetteéchelle de temps. La luminosité fut unmillion de fois moindre que celle duSoleil entier, équivalente à celle de lapleine Lune. La clarté du ciel en fut dimi-nuée, mais pas totalement éteinte, lebleu devenant profond, presque marine.La température connut une chute bruta-le d’une dizaine de degrés, tout aussiimpressionnante.

Puis, la Lune et la Terre suivant leur balletastronomique, le phénomène cessa et enpeu de secondes, la clarté revint.

Une éclipse de Soleil totale

Éclipse totale de Soleil.(Crédit : S. Koutchmy, IAP)


Chapitre 9

La vie dans l’univers ?


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Un livre sur le système solaire seraitincomplet s’il n’abordait pas la questionclé que tout passionné des planètes sepose : qu’en est-il de nos connaissancessur la vie extraterrestre ? La réponse exigeavant tout de définir ce qu’est le vivant.Pour cela, il faut envisager, et synthéti-ser, plusieurs approches.

La première s’appelle la taxonomie. Elleconsiste à classer les êtres vivants et àcréer des ensembles d’individus liés pardes caractères communs. À ses débuts,au XVIIe siècle, la taxonomie visait àdécrire le vivant. Aujourd’hui, elle conti-nue à constituer une approche précieuse,car elle aborde la question du nombre etde la variété des espèces. S’il ne peutexister qu’une quantité réduite d’es-pèces, chacune détectable par une obser-vation spécifique, l’astronome peut seconcentrer sur ce type d’observations.On connaît aujourd’hui entre deux ettrois millions d’espèces, mais ce nombren’est pas définitif. C’est le naturalistesuédois Carl Von Linné (1707-1778) quiétablit la première classification, auXVIIIe siècle.

Les premières classifications retenaientdeux règnes : les Animaux et lesVégétaux (la majuscule indique le règne).En 1969, Whittaker a proposé une classi-fication en 5 règnes, communémentadmise aujourd’hui. Les trois règnes sup-plémentaires sont les Mycètes, règne deschampignons, les Monères, qui incluentla plupart des bactéries et les Protistes.Cette dernière est un fourre-tout danslequel ont été mis les êtres vivants qui nepeuvent être clairement identifiéscomme appartenant à un des autresrègnes des êtres, souvent unicellulaires.

Depuis, le nombre d’espèces connuescontinue à augmenter, mais de moins enmoins vite. De surcroit, la notion d’espè-ce elle-même va être controversée. Peuaprès Linné, le zoologiste et paléontolo-giste français Cuvier (1769-1832) la décri-vait ainsi : « l’espèce est une collectionde tous les organismes nés les uns desautres ou des parents communs qui leurressemblent autant qu’ils se ressem-blent ». Il revient à Lamarck (1744-1829) etDarwin (1809-1882) d’avoir compris qu’ilen va tout autrement. Selon eux, l’espèceévolue dans le temps, ce qui renvoie àune plus grande diversité. Les notionsd’évolution et de temps amènent à envi-sager la vie de façon plus complexe quesous l’angle simple des organisationsanatomique, morphologique ou mêmecellulaire des êtres vivants. Ce qui était ladéfinition de l’espèce chez le taxonomis-te a donc évolué au cours des deux der-niers siècles et repousse de ce fait, leslimites de la diversité du vivant.

La taxonomie sépare le monde du vivanten classes. Or, il existe certainement despoints communs, transversaux, qui uni-fient même ces classes. Le physiologistetraite des fonctions organiques par les-quelles la vie se manifeste. Il considère levivant par la capacité de reproductiondes individus dans les espèces, par leursmétabolismes et leurs échanges. Lemétabolisme est une notion essentielle.Il s’agit de l’ensemble des transforma-tions subies par les substances quiconstituent un organisme vivant : réac-tions de synthèse ou de dégradation. Lemétabolisme concerne aussi leséchanges entre un être vivant et l’exté-rieur. Ce sont en premier lieu deséchanges de matière, mais pas unique-

9. La vie dans l’univers ?


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ment : il existe aussi des échangesd’énergie, et même des échanges demolécules informatives comme le sontles protéines fonctionnelles telles que lesenzymes. L’approche taxonomiste estféconde, puisque les organismes unicel-lulaires, bactéries, protistes, certainschampignons, certains végétaux, cer-tains animaux réalisent des échangesavec l’extérieur par l’alimentation quileur assure leur survie. Elle permet doncde caractériser beaucoup d’espèces.

Les organismes pluricellulaires sont, deplus, assujettis aux échanges intercellu-laires. Ils ne peuvent s’y soustraire souspeine de mort assurée. Ainsi, dans cetteoptique physiologique, la vie est l’échan-ge entre les cellules ; les membranes cel-lulaires fonctionnent de façon orientée,en dépensant de l’énergie pour maintenirune polarité électrique, ou pour assurerun échange de molécules ou d’ions entreles deux compartiments qu’elles délimi-tent. C’est ainsi que dans les tubesrénaux, le glucose est réabsorbé dans lesang alors que l’urée est éliminée dansl’urine. La mort peut alors se traduire parla fin des échanges sélectifs entre l’inté-rieur et l’extérieur.

On en arrive alors naturellement à la bio-logie moléculaire, dont la démarchesemble s’imposer forte du pouvoir quereprésente la génétique avec ses manipu-lations potentielles autour du génome.Elle concerne la transmission des infor-mations héréditaires d’un organisme àun autre, d’une cellule à une autre, d’unemolécule à une autre. En particulier, c’estgrâce à cette discipline que le mystérieuxmécanisme de la transmission héréditai-

re a été éclairci. Logé dans une moléculeexceptionnelle par son universalité dansle vivant sur Terre, l’ADN (acide désoxyri-bonucléique), le patrimoine héréditaire,est codé.

Dans cette conception, l’origine de la viese trouve au sein de la molécule d’ADN,de son organisation exceptionnelle, deson séquençage. En analysant le génomedes individus, il est parfois possible decomprendre le rapport entre l’informa-tion héréditaire et les caractéristiquesphénotypiques, c’est-à-dire l’ensembledes caractéristiques morphologiques,anatomiques ou physiologiques de cesindividus. Il est même possible de lesprévoir à partir du génome et dans cer-tains cas de créer expérimentalementcertains caractères phénotypiques. Lorsde manipulations génétiques, il a, parexemple, été possible de créer des souriset des plantes transgéniques.

Pour le chercheur de vie extraterrestre, ilest essentiel de considérer égalementque son regard ne lui donne que l’arrêtsur image d’un film qui se déroule conti-nûment. Les espèces évoluent, apparais-sent ou disparaissent. La paléontologie aainsi beaucoup à apporter à la connais-sance du vivant, en se fondant sur l’étu-de des fossiles. Cette approche du vivantest avant tout historique, et par natureévolutionniste. Grâce à elle, nousconnaissons les mammouths, les dino-saures, et bien d’autres espèces aujour-d’hui éteintes, mais dont des animauxcontemporains sont de lointains cousins.La paléontologie considère la mort desespèces comme faisant partie de l’histoi-re de la vie et permet de trouver les liens


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qui existent entre des animaux ayantvécu à des époques différentes, et ainside définir la vie dans la continuité et nondans la fixité. Elle élargit la notion dedéterminisme génétique : pour expliquerles processus de création du vivant — ouplus précisément des nouvelles espècesvivantes — elle intègre des facteurs envi-ronnementaux pris au sens large : milieudans lequel vit l’individu aussi bien queson environnement cellulaire voire molé-culaire. La notion de mutation génétiqueest au cœur des explications concernantl’évolution des populations et desespèces. La paléontologie nous apprendqu’il n’est pas suffisant de chercher la vieprésente, mais qu’il faut étudier égale-ment la vie passée pour comprendre lefutur. Elle nous éclaire sur le mécanismede l’apparition de la vie sur Terre, et sur lavalidité d’une généralisation à d’autresconditions planétaires.

Il est enfin nécessaire, pour la recherched’une vie extraterrestre, de considérer lepoint de vue de la physique. Le conceptprimordial est celui-ci : il n’y a pas de viesans déséquilibre thermodynamique.Nous échangeons avec notre environne-ment des substances que nous transfor-mons en énergie pour maintenir coûteque coûte un déséquilibre. Chez lesmammifères par exemple, la températu-re corporelle doit être à peu prèsconstante, quelle que soit la températureextérieure.

De ces différentes approches se dessineune définition de la vie dont chaque motdissimule des pans entiers de rechercheset de disciplines. La vie est l’association

d’une information génétique codée, etd’un métabolisme, qui peut être macro-scopique ou moléculaire. Elle est un pro-cessus évolutif et en déséquilibre ther-modynamique 3. Et chacun de ces mots ades implications dans la recherche d’unevie extraterrestre. Donnons-en quelquesexemples.

L’information génétique se fait, sur Terre,au moyen de deux acides aminés, et deuxseulement. L’ADN (acide désoxyribonu-cléique) et l’ARN (acide ribonucléique).Ces deux acides sont composés de brinsqui tournent les uns autour des autres,en une structure de double hélice, miseen évidence pour la première fois parWatson et Crick en 1953. Or, une spiralepossède un sens : elle tourne à gauche ouà droite. En laboratoire, toutes les molé-cules spiralées fabriquées artificielle-ment se répartissent pour moitié engauche et pour moitié en droite. Il n’enva pas de même dans le cycle du vivant :toutes les molécules d’ADN et d’ARN sontgauches, sans aucune exception. Il n’y apas d’explication à cette constatation.Mais une autre constatation : dans lamétéorite de Murchison, les protéinessont plutôt gauches. Pas toutes, maisune nette majorité d’au moins 59 %. Est-ce une simple coïncidence, ou l’indiceque la vie vient de l’espace ? Est-ce unecaractéristique universelle du vivant ?Les espèces vivantes d’une planète doi-vent-elles toutes être homochirales,c’est-à-dire toutes tourner dans un sensidentique ? S’il en va ainsi, quel mécanis-me les y contraint ? Une possibilité pour-rait être la proximité d’une étoile dontl’éclairement serait, lui aussi, spécifique.


3 Chacun de ces points est développé dans La fourmiet l’infini, Éditions des archives contemporaines, Jean Lilensten et E. Riou Kerangal.


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On ne parle pas de chiralité pour lerayonnement stellaire, mais de polarisa-tion, qui caractérise le sens de rotationde la lumière. La recherche de lumièrefortement polarisée dans l’univers pour-rait donc constituer une piste pour larecherche de vie extraterrestre.

Le métabolisme conduit, sur terre, à laformation de molécules spécifiques. Ledi-oxygène en est une. Sa transformationen ozone peut faire de cette autre molé-cule un témoin intéressant de la vie.Lorsqu’elles sont éclairées par une étoile,ces molécules rayonnent avec leur propresignature (leur propre « couleur spectra-le »), qu’on peut détecter même à trèsgrande distance. Une telle détection per-mettrait de suspecter une activité biolo-gique sur une planète extrasolaire.D’autres molécules, ou associations demolécules peuvent également nousmener sur la piste de la vie. Par exemple,la présence simultanée de méthane etd’ammoniac peut être l’effet de bactériesanaérobies, c’est-à-dire d’une activitémicrobienne. Cela ne signifie pas pourautant qu’elle soit la preuve d’une vieplanétaire : ce couple chimique existe eneffet dans les atmosphères des planètesgéantes du système solaire, sans quenous ayons pu y détecter quelque autretémoin d’activité biologique.

La chimie de la vie sur Terre est à base decarbone. Peut-on imaginer une chimiedu vivant à base d’un autre support ? Lesilicium pourrait être un bon candidat,car il possède des caractéristiques iden-tiques au carbone, tout particulièrementle fait de pouvoir former simultanémentquatre liaisons chimiques. La recherche

pourrait donc s’intéresser aux traces desilicium dans l’univers. Las, parmi les 110molécules différentes identifiées dansles nuages denses de gaz et de pous-sières du milieu interstellaire, 83 contien-nent du carbone et seulement 7 du sili-cium. Cet élément, moins abondant quele carbone, semble également moinsapte à créer des molécules complexesdans le milieu spatial. Cela signifie-t-ilque la chimie du carbone, cette « chimieorganique » terrestre est universelle ?

Que cela soit le cas ou non, nous savonsque pour la chimie organique, la présen-ce d’eau est nécessaire. Cette simpleconstatation conduit à s’interroger sur laposition qu’une planète doit avoir dansun système planétaire pour que la pré-sence d’eau y soit possible sous formeliquide. On définit ainsi une « zone habi-table », qui est la zone où l’eau est liqui-de à la surface d’une planète pendant aumoins une période de son histoire assezlongue pour permettre l’émergence de lavie. Si la planète est trop près de l’étoile,les océans s’évaporent dans l’espace.Trop loin, les océans gèlent. Une étoilevieillissante devient de plus en plus lumi-neuse et la zone habitable a la propriétéde balayer, en s’étendant, différentes dis-tances autour de l’étoile. Par exemple, lesétoiles super-géantes, qui constituent unstade d’évolution très avancée d’étoilessemblables au Soleil, peuvent réchaufferdes planètes à la surface desquelles l’eauétait initialement gelée. Ces conditionsde température autorisant la présenced’eau liquide sont dans certains cas suf-fisamment durables pour permettre à lavie d’apparaître.


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Une équipe internationale a évalué ladurée du phénomène autour de vieillesétoiles. Cette équipe a comparé la duréede balayage de la zone habitable autemps requis pour permettre l’émergen-ce de la vie. Actuellement, il n’y a qu’unesource de comparaison : le dévelop-pement de la vie sur Terre dont les plusvieux fossiles connus, des cyanobacté-ries, ont un âge de 3,5 milliards d’années,pour une Terre vieille de 4,5 milliardsd’années. La vie est peut être mêmeapparue avant -3,5 milliards d’annéesmais depuis, l’activité géologique de laTerre a recyclé les plus vieilles roches,interdisant la découverte de très vieuxfossiles. Une trace indirecte basée surl’analyse d’isotopes du carbone, suggèrenéanmoins que la vie a existé quelquescentaines de millions d’années aupara-vant.

On peut aujourd’hui considérer qu’il afallu au plus quelques centaines de mil-lions à un milliard d’années pour per-mettre l’émergence de la vie. Les résul-tats de l’équipe montrent que le balaya-ge de la zone habitable, pour des pla-nètes situées entre 2 et 15 UnitésAstronomiques de leur étoile parente,dure de quelques millions d’années àenviron 2 milliards d’années. En conclu-sion, il s’agit d’une durée suffisammentlongue pour que la vie émerge autour desvieilles étoiles cataloguées dans la famil-le des sous-géantes et géantes rouges.

Le processus évolutif pose la question del’histoire de la planète. Outre les spéci-mens présentés ci-dessus, Mars en estl’exemple le plus médiatisé dans le systè-me solaire lui-même. Si les conditions

actuelles ne sont pas favorables à la pré-sence du vivant, il n’en a pas toujours étéainsi. Une atmosphère différente, desocéans, y ont certainement favorisé lachimie du vivant. Mais en se basant surnos connaissances terrestres, nous avonspu évaluer le temps nécessaire aux muta-tions génétiques. Il ne semble pas, à l’au-ne de ces recherches, que les conditionsmartiennes favorables aient perduré suf-fisamment pour mener à des êtres trèscomplexes. Ce que nous devons chercherest alors la trace d’acides aminés dans lesfossiles martiens. Leur découverte a étéplusieurs fois annoncée, y compris dansune météorite retrouvée sur Terre et sup-posée provenir de Mars. Elle n’a pasencore été totalement confirmée.

La notion de déséquilibre est, elle aussi,féconde, car celle du vivant s’étend àcelle de la planète. Quels sont lestémoins de déséquilibres sur Terre ? Cesont par exemple les éclairs, le volcanis-me, la tectonique des plaques… Chacunde ces phénomènes s’accompagne de sasignature propre, qui peut être chimiqueou physique (changement de propriétésélectriques ou magnétiques parexemple). Chercher de tels témoins surd’autres planètes, qui démontreraient undéséquilibre, peut mener en ricochet surles traces de la vie.

Ces pistes, brossées à grands traits depinceau, ne sont pas les seules. CarlSagan a proposé de chercher non la vie,mais une intelligence extraterrestre. Leprincipe est le suivant : si une espèceextraterrestre est « intelligente », ellecommunique. La façon la plus efficace decommuniquer à distance est d’utiliser



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des ondes électromagnétiques, parexemple pour la radio ou la télévision.Ces ondes, lorsqu’elles échappent à laplanète émettrice, voyagent à l’infini jus-qu’à rencontrer un obstacle. SelonSagan, il s’agissait alors simplement detourner nos radiotéléscopes vers le ciel àl’écoute des chaînes de radio et de télévi-sion extraterrestres ou, plus modeste-ment, d’un signal radio cohérent, diffé-rent d’un bruit de fond. Ce programme

appelé SETI (Search for an Extra TerrestrialIntelligence), qui s’expose à la critiquefondée d’anthropomorphisme, a suscitéun grand enthousiasme, mettant enréseau les ordinateurs du monde entier, ycompris ceux des particuliers volontaires(http://setiathome.ssl.berkeley.edu).Mené essentiellement à partir du radard’Arecibo, à Porto Rico, il n’a pas été cou-ronné de succès jusqu’à présent.

La nébuleuse de la Tarentule.Nébuleuses et galaxiesconstituent peut-être desréservoirs d’une chimieconduisant à la vie.(crédit : European SouthernObservatory)


http://setiathome.ssl.berkeley.edu

Tableau bleu (crédit : Geneviève Sartre)


Annexes


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OBJECTIFS

Les objets du système solaire, planètes,satellites et petits corps, sont les champsd’étude du LPG.

L’aéronomie de la Terre et des planètes apour objectif de comprendre les interac-tions entre le Soleil et les parties neutresou ionisées (ionosphères) des atmo-sphères. La météorologie de l’espaces’attache à prévoir l’ensemble desimpacts terrestres de l’activité solaire.

La matière moléculaire à la surface desobjets du système solaire et dans lesmétéorites est étudiée comme témoin del’état actuel et de l’origine de ces objetsainsi que des diverses évolutions physi-co-chimiques qu’ils ont subies.

La structure et les évolutions physico-chimiques de l’intérieur et des sous-solsenseignent sur la formation et sur la pos-sible différenciation des objets étudiés.

L’étude de la propagation électromagné-tique (ondes radio, lumière) à travers desmilieux naturels constitue le fondementde nos méthodes d’observation.

L’exploration planétaire est au cœur deces activités scientifiques. Elle s’appuiesur le développement technique, lamodélisation et l’étalonnage d’instru-ments spatiaux.

OBJETS

La haute atmosphère terrestre des lati-tudes polaires est le lieu privilégié desinteractions Soleil-Terre. Les ionosphèresplanétaires (Titan, Jupiter, Saturne etMars) sont les traceurs de leurs thermo-sphères.

Les surfaces et les sous-sols des planèteset des satellites (Mars, Io, Europe, Titan,Pluton) ont été modelés par des phéno-mènes internes (volcanisme) aussi bienqu’externes (champ de rayonnement et de

Annexes

t-

Le laboratoire de planétologiede Grenoble

Bâtiment D de Physique, 122 rue de laPiscine, BP 53, 38041 Grenoble Cedex 9

Tel : (+33) 04 76 82 51 41 51 - Fax : (+33) 0476 82 51 41 46

Site : http://lpg.obs.ujf-grenoble.fr



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particules interplanétaires). En étudiantl’état géologique et physico-chimiqueactuel des surfaces, nous essayons dedécrypter cette histoire. Par exemple, lescalottes et le pergélisol de Mars consti-tuent des archives de son climat passé etprésent.

Les comètes, astéroïdes et météoritessont les témoins privilégiés de l’originedu système solaire.

MÉTHODES

Les missions spatiales embarquent desinstruments (radars, spectro-imageurs)dont certains sont développés et étalon-nés par le laboratoire. Ils permettentl’observation rapprochée et in situ desionosphères, atmosphères, surfaces etsub-surfaces des objets du systèmesolaire : Mars (Mars-Express), Titan etsatellites de Saturne (Cassini/Huygens),astéroïdes et comètes (Rosetta).

Les observations au sol sont la base desétudes de l’ionosphère et de la thermo-

sphère terrestre (radar EISCAT, interféro-mètre optique EPIS…). Les grands instru-ments de l’astronomie (VLT…) permet-tent l’observation spectroscopique dessurfaces planétaires.

La modélisation numérique est utiliséepour simuler la propagation électroma-gnétique et le transfert radiatif à diffé-rentes longueurs d’onde dans les sur-faces, sub-surfaces et atmosphères pla-nétaires et pour inverser les observationsen termes de composition et de proprié-tés physiques et structurales. Elle permetaussi l’étude de la physique de l’iono-sphère et des noyaux cométaires.

Les expériences de laboratoire ont pourbut de simuler la formation et l’évolutiondes matériaux solides planétaires(glaces, matière organique…) dans lesconditions du système solaire et d’enétudier les propriétés spectroscopiqueset structurales. Elles permettent aussil’étude fondamentale de l’interactionrayonnement-surface et la validation desmodèles.


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Glossaire

Achondrite : (sans chondre) météoriteconstituée de silicates et issue du man-teau d’un corps parent différencié.

Accrétion : processus de formation d’uncorps planétaire par accumulation dematière (gaz, poussière, petits objets)captée par attraction gravitationnelle.

Acides aminés : composés organiquescomportant un groupement amino-acideet un groupement carboxylique. Ce sontles unités élémentaires des protéines. Aunombre de vingt, ils possèdent à la foisdes fonctions chimiques communes etchacun une partie qui lui est propre, ledistinguant des autres et le rendant de cefait potentiellement porteur d’informa-tion.

Aéronomie : domaine de l’astronomieconsistant en l’étude spécifique desmoyennes et hautes atmosphères plané-taires.

Aérosols : très petites gouttelettesliquides ou particules solides en suspen-sion dans les atmosphères. Leur taillevarie généralement du centième demicromètre à quelques micromètres.

Albédo : grandeur caractérisant la pro-portion d’énergie lumineuse réfléchie oudiffusée par un corps éclairé. L’albédo esttoujours compris entre 0 et 1. Il varie sui-vant la longueur d’onde. Un albédo nul àune longueur d’onde donnée caractériseun corps qui absorbe parfaitement toutce rayonnement. Une valeur de 1 caracté-

rise un réflecteur parfait pour cette lon-gueur d’onde.

Altération spatiale : ensemble des pro-cessus d’altération des roches de surfaceexposées au vent solaire et au bombar-dement micrométéoritique.

Altimétrie : technique permettant demesurer des distances (hauteurs) parfaisceau radar ou laser, afin de cartogra-phier le relief de la surface d’un objet.L’altimétrie fournit également desrenseignements sur la forme d’une pla-nète tellurique, d’un satellite, d’un asté-roïde, etc.

Andésite : roche éruptive à petits cris-taux issue de la fusion de roches basal-tiques en présence d’eau. Se trouve sur-tout dans le volcanisme dominant deszones de subduction (arc insulaire,marge continentale active).

Anneau (de planète) : ceinture globale-ment circulaire constituée d’une multi-tude de petits corps solides — poussières,grains, cailloux ou gros blocs de rochesou de glaces — se déplaçant chacun à savitesse propre, et que l’on observe autourdes grosses planètes du système solaire.

Anneau de courant : zone de la magné-tosphère au-dessus d’une altitude de 4 rayons terrestres dans laquelle circuleions et électrons, sous l’effet conjuguédu champ de gravité et du champ géo-magnétique.

Aphélie : voir apoastre

Annexes


283

Apoastre : point de l’orbite d’un satellitele plus éloigné du centre de l’astre autourduquel il gravite. Ex : apogée (lorsquel’astre est la Terre), apolune (Lune), apo-jove (Jupiter), aphélie (Soleil), etc.

Apogée : voir apoastre

Asthénosphère : partie de la Terre situéeau-dessous de la lithosphère, entre 70 et670 kilomètres de profondeur. C’est unecouche en fusion partielle, plus ductileque la lithosphère.

Astéroïde : petit corps rocheux, carbonéou métallique orbitant autour du Soleil,et dont la taille est généralement com-prise entre un millier de kilomètres etune fraction de kilomètre. Il en existeraitau moins un million ayant plus d’un kilo-mètre de diamètre. La plupart d’entreeux gravitent entre les orbites de Mars etJupiter à une distance moyenne compriseentre 2,17 et 3,3 unités astronomiques.C’est ce que l’on nomme la « ceintured’astéroïdes ».

Astre : corps céleste naturel. Les étoiles,les planètes et leurs satellites naturels,les comètes et les astéroïdes sont desastres.

Astrobiologie : voir « Exobiologie ».

Astronomie : science qui étudie les posi-tions, les mouvements et la structuredes objets célestes (étoiles, planètes,galaxies, satellites naturels, etc.).

Astrophysique : branche de l’astronomiequi étudie la physique et l’évolution desdivers composants de l’Univers.

Atmosphère : enveloppe de gaz entou-rant certaines planètes du système solai-re. Sur Terre, c’est l’enveloppe qui noussépare de l’espace (voir « Troposphère », « Stratosphère », « Thermosphère », « Ionosphère »).

Aurore polaire : phénomène atmosphé-rique lumineux dû à la désexcitation dugaz atmosphérique, excité à la suite decollisions avec des particules précipitéesissues du vent solaire.

Basalte : lave sombre basique qui consti-tue — avec les andésites — l’essentiel deslaves continentales et océaniques ter-restres.

Brèche : roche issue de fragments d’ori-gines différentes.

Ceinture de Kuiper : vaste région du sys-tème solaire peuplée de quelques cen-taines de milliards de corps glacés, nom-més « objets transneptuniens » (TNO) quis’étendrait, dans le plan de l’écliptique,au-delà de l’orbite de Neptune et jusqu’à500 unités astronomiques du Soleil.

Ceintures (de radiation) de Van Allen :zones de la magnétosphère entourant laTerre, dans lesquelles sont piégées desparticules de haute énergie électrique-ment chargées.

Centaures : famille d’objets en orbitehéliocentrique entre Jupiter et Neptune.Les Centaures croisent les orbites d’aumoins une planète géante, Saturne,Uranus ou Neptune. Ces objets provien-nent probablement de la ceinture deKuiper.


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Champ magnétique interplanétaire :champ magnétique porté par le ventsolaire.

Champ géomagnétique : champ magné-tique de la Terre.

Chondre : inclusion minérale sphéroïdalecomposant les chondrites. Les chondresont été formés en apesanteur à partir degouttelettes de liquide silicaté ayantcristallisé dans la nébuleuse solaire.

Chondrite : (du grec chondrion, granule)météorite issue d’un corps parent nondifférencié dont les chondres, structuresminérales sphériques inconnues surTerre, peuvent constituer jusqu’à 80 %de la matière. Chondres, particules car-bonées et métalliques sont réunis par unmatériau finement cristallisé : la matrice.Les chondrites sont les météorites pier-reuses les plus communes et les plusanciennes.

Chromosphère : région d’une atmosphè-re stellaire, et en particulier solaire, au-dessus de la photosphère et en dessousde la couronne, caractérisée par une aug-mentation brutale de la température. Elleest nommée ainsi parce qu’elle apparaîtlors d’éclipses totales du Soleil commeune mince couche rose vif. Cette couleurest due principalement à l’émission del’hydrogène à 656,3 nanomètres. Sonépaisseur sur le Soleil est de l’ordre de 10 000 kilomètres.

Chute : se dit d’une météorite dont la

chute a été observée, et qui a été récupérée

sur le sol terrestre immédiatement après.

Cœur nucléaire : centre d’une étoile oùse déroulent les réactions de fusionnucléaire qui fournissent l’énergie.

Coma : autre nom donné à la chevelured’une comète. Elle consiste en une enve-loppe de gaz sublimés du noyau et despoussières entraînées par ceux-ci. Sa par-tie visible peut s’étendre jusqu’à des cen-taines de milliers de kilomètres dunoyau.

Comète : petit astre du système solaireformé d’un noyau de glaces et de pous-sières agglomérées et orbitant autour duSoleil généralement sur des orbites trèsexcentriques. Sa taille est généralementcomprise entre quelques centaines demètres et quelques dizaines de kilo-mètres. L’échauffement du noyau au voi-sinage du Soleil, éjecte une atmosphèreconstituée de gaz et de poussières. Lachevelure ou queue ainsi formée peuts’étendre sur des millions de kilomètres(le noyau est indiscernable).

Composition élémentaire : compositiond’un matériau en terme d’abondance desdifférents atomes (éléments) qui le com-posent.

Composition isotopique : compositiond’un matériau en terme d’abondancesdes isotopes d’un élément chimiquedonné.

Constante solaire : puissance solairetotale reçue par une surface de 1 mètrecarré perpendiculaire au rayonnementsolaire à une distance de 1 unité astrono-mique (1367 watts par mètre carré).

Annexes


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Convection : transfert d’énergie ther-mique accompagné d’un transport dematière au sein d’un fluide (gaz ouliquides). Les mouvements de convectioninterviennent par exemple lorsqu’onchauffe de l’eau dans une casserole.

Cornet polaire : zone de la magnéto-sphère dans laquelle les lignes de forcedu champ géomagnétique sont ouvertessur la magnétogaine et sur l’espace.

Corotation : rotation conjointe de l’at-mosphère et d’une planète.

Corps parent : astéroïde ou comète d’oùest issue une météorite (synonyme demétéoroïde).

Couronne solaire : région de haute tem-pérature de l’atmosphère solaire, au-des-sus de la chromosphère, contenant unplasma piégé par le champ magnétiquelocal, ou s’évadant vers l’espace si leslignes de force du champ magnétiquesont ouvertes.

Cratons : partie stable des plaques conti-nentales terrestres qui n’ont pas étédétruites par la tectonique des plaques(ex : bouclier Canadien et continentAustralien).

Croûte : partie la plus superficielle etrigide d’un astre. Pour la Terre, son épais-seur varie de 6 à 70 kilomètres. La croûtecontinentale est essentiellement grani-tique, d’une épaisseur en moyenne de 35 kilomètres. La croûte océanique,essentiellement basaltique, est épaissede 10 kilomètres en moyenne, elle estgénérée à partir des dorsales océaniqueou rides médio-océaniques.

Cryomagma : lave de glaces fluides,issue du manteau d’un satellite de glacepar cryovolcanisme (ce terme). Sur lessatellites glacés ce cryomagma est pro-bablement de la glace d’eau mélangée àde l’ammoniaque et à d’autres moléculesvolatiles (qui abaissent sa températurede fusion).

Cryovolcanisme : épanchement deglaces fluides (d’eau, d’ammoniaque, outoute autre composition) à basse tempé-rature à la surface d’un satellite auniveau de failles ou de cratères.

Deutérium : isotope lourd de l’hydrogèneconstitué d’un proton et d’un neutron.Sa masse, double par rapport à celle del’hydrogène, conduit à de fortes diffé-rences de comportements physiques(sublimation, diffusion…) et chimiques(réaction) surtout à basses températures.C’est donc un excellent indicateur del’existence de ces processus et de l’origi-ne de la matière.

Diapirisme : remontée d’un matériaupeu dense à travers une couche de surfa-ce plus dense (ex : dômes de sel).

Différenciation (d’un astre) : évolutiond’un astre, ayant généralement lieu dansles premières centaines de millions d’an-nées après son accrétion, conduisant à laséparation de ses constituants (métaux,roches, glaces, gaz…) et créant générale-ment une structure en coques concen-triques (noyau, manteau, croûte, atmo-sphère).

Différencié (astre) : se dit d’un objetdont la matière à l’intérieur n’est plushomogène mais s’est structurée, généra-


286

lement en couches, sous l’effet de latempérature et des forces de gravité.

Dissociation (d’une molécule) : méca-nisme chimique conduisant à la ruptured’une molécule généralement en deuxmorceaux. Les principales sources dedissociation sont le rayonnement ultra-violet et les particules énergétiques(électrons et ions).

Doppler-Fizeau (effet) : souvent appelésimplement « effet Doppler ». Phénomènequi se produit lorsqu’une source de vibra-tions (un son par exemple) ou de rayonne-ments électromagnétiques (lumière, onderadio) d’une fréquence donnée est enmouvement par rapport à un observateur,qui se traduit pour celui-ci par une modi-fication de la fréquence perçue. L’effetDoppler permet ainsi de déterminer lavitesse d’un objet mobile émettant duson ou de la lumière, en mesurant ledécalage de la fréquence reçue par rap-port à la fréquence émise.

Écliptique (plan de l’) : plan de l’orbite dela Terre autour du Soleil.

Effet de marée : déformation d’un corpsliée à l’interaction gravitationnelle entredeux ou plusieurs objets. La principaleconséquence est généralement une dis-sipation d’énergie à l’intérieur (ex : volca-nisme actif sur Io par effet de marée avecJupiter et Europe).

Effet de serre : augmentation de la tem-pérature de surface d’une planète parrapport à celle qu’elle aurait sans atmo-sphère. Il est dû à l’absorption par l’at-

mosphère du rayonnement thermiqueinfrarouge rayonné par la surface chauf-fée par le rayonnement solaire.

Éjection de masse coronale : éjectionbrutale de masse du Soleil au sens le pluslarge.

Émission thermique : émission de rayon-nement, principalement dans la gammede l’infrarouge, d’une surface ou d’uneatmosphère qui contribue à leur faireperdre de l’énergie et à les refroidir. Cetteémission dépend très fortement de latempérature, assez fortement de la com-position pour les gaz et dans unemoindre mesure pour les matériauxsolides.

Éruption : éjection de masse du Soleil,liée à une protubérance.

Espace : terme général faisant référence àl’espace extra atmosphérique, au-delà del’atmosphère terrestre. C’est le milieu oùévoluent les corps célestes et tous lesengins spatiaux.

Étoile : astre émettant sa propre lumière(ex : le Soleil). Une planète ne fait querenvoyer la lumière reçue.

Excentricité : l’excentricité d’une orbitecorrespond au rapport de la distance deses foyers à la longueur du grand axe.L’excentricité est nulle pour un cercle,comprise entre 0 et 1 pour une ellipse,égale à 1 pour une parabole et supérieureà 1 pour une hyperbole.

Annexes


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Exobiologie : science qui a pour objectifl’étude des possibilités d’existence de viedans l’Univers en dehors de la Terre.Synonyme : astrobiologie.

Exoplanète : planète qui gravite autourd’un étoile autre que le Soleil.

Fenêtre atmosphérique : partie duspectre d’une atmosphère n’absorbantpas la lumière (ou plus généralement lerayonnement) par l’un de ses consti-tuants (ex : fenêtres de l’eau sur Terre, duméthane sur Titan). Ces fenêtres permet-tent l’observation de la surface d’unobjet possédant une forte atmosphère.

Ferromagnétisme : propriété physiquequ’ont certains corps de s’aimanter trèsfortement sous l’effet d’un champmagnétique extérieur, et pourcertains (les aimants) de garder uneaimantation importante même après ledisparition du champ extérieur.

Filament : longue structure qui apparaîtprès de lignes d’inversion du champmagnétique sur le Soleil. Vu contre lasurface brillante du Soleil, un filamentapparaît plus sombre, parce que plusfroid. Vu sur le côté du Soleil, lorsqu’iltraverse l’atmosphère solaire peu brillan-te, il apparaît brillant (voir protubérance).

Fibrille : structure sombre et allongée dela couronne solaire, délimitant probable-ment le champ magnétique chromo-sphérique.

Fluorescence : propriété qu’ont certainscorps d’absorber un rayonnement

(visible ou invisible) et de l’émettre ànouveau avec une longueur d’onde iden-tique ou différente.

Four nucléaire : centre du Soleil, au seinduquel de la fusion nucléaire entretientune génération d’énergie (cœur nucléaire).

Géocroiseurs : astéroïdes dont l’orbiteintercepte celle de la Terre.

Glaces : nom générique, donné parextension, à l’ensemble des solidesmoléculaires volatils, c’est-à-dire àtoutes les molécules simples (H2O, CH4,CO, N2, CO2, NH3…) condensées à l’étatsolide. Le terme « la glace » sans préci-sion de nature est généralement réservéà la glace d’eau.

Granulation : structure de la photosphè-re solaire, vue comme une cellule de1 200 kilomètres en moyenne et d’unedurée de vie moyenne de 18 minutes,brillante. Entre les granulations, la matiè-re paraît plus sombre. Ces granules corre-spondent au bouillonnement de la zoneconvective.

Gravitation : phénomène physique d’at-traction des corps matériels les uns parles autres.

Gravité : force attractive exercée par unastre sur un corps quelconque.

Graviter : subir la gravitation. Tous lescorps célestes gravitent : les satellites(naturels ou artificiels), les planètes, lescomètes, les astéroïdes, etc. Synonyme :orbiter.


288

Héliocentrique : se dit de l’orbite d’unobjet gravitant autour du Soleil.

Héliosphère : cavité du milieu interstel-laire entourant le Système solaire etdominée par le vent solaire.

Hydrocarbures : large famille de moléculesconstituée d’atomes de carbone (C) etd’hydrogène (H). Exemple : CH4 (le plussimple), C2H6, C6H6…

Imagerie : ensemble des techniques deproduction, de traitement et de restitu-tion de signaux images.

Imageur : qualifie un instrument ou unappareillage qui permet d’obtenir uneimage. Exemple : radar imageur, radio-mètre imageur, etc.

Inclinaison (d’une orbite) : angle entre leplan de l’orbite d’un objet avec le plan del’écliptique pour une orbite héliocen-trique ou avec le plan de l’équateur de laplanète pour un satellite.

Inclusion réfractaire (acronyme CAI) :assemblage de minéraux riches en cal-cium et en aluminium, que l’on trouvedans certaines chondrites, et qui sont lesminéraux les plus anciens du systèmesolaire.

Infrarouge (rayonnement) : partie duspectre de rayonnement située au-delàdu visible et couvrant approximative-ment la gamme de 0,8 à 800 micro-mètres. Il représente environ 40 % del’énergie rayonnée par le Soleil. On scin-de généralement cette gamme spectraleen trois : le proche infrarouge (de 0,8 à

3 micromètres), l’infrarouge moyen (de 3à 30 micromètres) et l’infrarouge lointain(de 30 à 800 micromètres).

In situ : dans le vocabulaire spatial, lesobservations in situ correspondent auxobservations faites sur le terrain avec desmoyens terrestres, par opposition auxobservations satellitaires.

Ionosphère : couche de la haute atmo-sphère terrestre, ou de certaines pla-nètes, composée de gaz de particuleschargées (ions et électrons). Cettecouche est mélangée à la thermosphèrepour former l’atmosphère des hautesaltitudes.

Jet coronal : éjection de gaz solairedepuis la couronne.

Jour sidéral : durée d’une rotation d’unastre sur lui-même autour de l’axe despôles. Elle varie selon l’astre : 23 h 56 mn4 s pour la Terre, 58 jours 16 h terrestrespour Mercure, une dizaine d’heures pourJupiter et Saturne.

Jour solaire : le mot « jour » utilisé cou-ramment correspond au temps mis par laTerre pour se retrouver dans la mêmeposition apparente pour un observateursolaire. Par définition, il a été posécomme l’intervalle de temps valant 24 h.

Limbe : bord lumineux du disque d’unastre.

Limite de Roche : altitude limite en des-sous de laquelle un satellite naturelserait détruit par les forces de marées s’ils’approchait trop de l’astre autour

Annexes


289

duquel il gravite. Du nom du mathémati-cien et astronome français EdouardRoche (1820 – 1883).

Lithosphère : partie externe, rigide de laTerre, de 70 à 150 kilomètres d’épaisseur,située au-dessus de l’asthénosphère. Ellecomprend la croûte terrestre et la partierigide du manteau supérieur ; elle estdivisée en plaques, mobiles les unes parrapport aux autres.

Lithophile : (qui aime la pierre) qualifieles éléments ayant une forte affinitépour les silicates et sont préférentielle-ment inclus dans la croûte (lithium,sodium, potassium, magnésium, …).

Litho-sidérite : météorite composée deminéraux silicatés et d’alliages de fer etde nickel. Certaines litho-sidérites sontissues de l’interface noyau-manteaud’un corps parent différencié (pallasites).D’autres sont des brèches (mésosidé-rites).

Lois de Kepler : trois lois naturelles aux-quelles se conforment les corps célestesdurant leurs déplacements. Découvertesempiriquement par Johannes Kepler,entre 1602 et 1618, ces lois portent sur laforme et les dimensions des orbites et surles vitesses de déplacement. Elles s’appli-quent également aux engins spatiaux.

Longueur d’onde : chaque couleur estcaractérisée par un paramètre appelé lalongueur d’onde unique. Par exemple,630 nanomètres correspondent à durouge. En fait les longueurs d’ondes necaractérisent pas seulement les couleurs,

mais toutes les ondes : radio, X, ultravio-let, etc. Il est très commode, pour dési-gner un rayonnement, de se référer à salongueur d’onde ou à un paramètre quilui est intimement lié, sa fréquence.

Magnétopause : zone frontière entre lamagnétosphère et le vent solaire.

Magnétosphère : région de l’espacesituée autour d’une planète possédantun champ magnétique. À l’intérieur decette région, le plasma est soumis auchamp magnétique, et est relativementprotégé du vent solaire.

Manteau : c’est une des enveloppes de lastructure interne d’un astre située entrela croûte et le noyau. Pour la Terre, elles’étend de profondeurs de 5 à 30 kilo-mètres (croûte) à 2 900 kilomètres(noyau). Le manteau, pourtant solide, estanimé de courants de convection quiévacuent la chaleur et qui sont respon-sables des déplacements des plaques.

Marée (effet de) : terme générique quiindique les déformations de type gravita-tionnel qu’un ou plusieurs corps indui-sent à la surface d’un astre. Dans cer-tains cas, les forces engendrées peuventprovoquer la dislocation des petits corps(voir limite de Roche). La Terre est parti-culièrement sujette aux forces d’attrac-tion de la Lune et du Soleil, lesquelles(particulièrement la première) produi-sent leurs effets les plus sensibles sur lemanteau hydrosphérique (océans etmers) qui recouvre notre planète, maisaussi sur la lithosphère et sur l’enveloppegazeuse de l’atmosphère.


290

Matrice : milieu finement divisé compo-sé de grains de minéraux, de matièreorganique ou encore d’eau présents dansde nombreuses chondrites.

Météore : météorite observée lors de sachute, sous l’aspect d’une ou plusieurstraînées lumineuses dans le ciel.

Météorite : roche d’origine extraterrestreretrouvée sur le sol terrestre.

Météoroïde : astéroïde ou comète d’oùest issu une météorite (synonyme decorps parent).

Molécules volatiles : ce sont les molé-cules pouvant s’évaporer ou se sublimerfacilement à une température donnée.Cela comprend généralement la plupartdes glaces.

Naine blanche : phase d’une étoile detype solaire succédant à celle de géanterouge. La température moyenne de sur-face d’une naine blanche est de l’ordre de10 000 °C et sa luminosité est très faible.La masse volumique moyenne y est del’ordre de la tonne par centimètre cube.

Nébuleuse planétaire : étape d’une étoi-le succédant à son explosion après l’éta-pe de géante rouge. La nébuleuse plané-taire se voit comme un nuage de gaz enexpansion autour du résidu de l’étoile, lanaine blanche.

Nébuleuse solaire : nuage de gaz et depoussières entourant le jeune Soleil àpartir duquel l’ensemble des corps dusystème solaire se sont formés.

Nitriles : large famille de moléculescontenant au moins un atome d’azote(N) et contenant généralement desatomes de carbone (C) et d’hydrogène(H). Exemple : HCN (le plus simple), HC3N,C4N2…

Noyau (d’un astre) : le noyau d’un astreest la partie centrale approximativementsphérique au cœur de sa structure. Il estgénéralement métallique et peut êtresoit solide soit liquide. Pour la Terre, lenoyau planétaire est une masse compac-te de fer et de nickel. Il est probablequ’un noyau sous forme solide soit aucœur d’un noyau externe liquide.

Nuage de Oort : nuage en forme decoquille sphérique entourant le systèmeplanétaire et s’étendant vers 100 000unités astronomiques du Soleil et conte-nant plusieurs centaines de milliards decomètes.

Nuage présolaire : nuage interstellaire degaz et de poussières à partir duquel lesystème solaire dans son ensemble s’estformé.

Obliquité (d’un astre) : angle entre sonaxe de rotation et la perpendiculaire àson plan orbital.

Onde électromagnétique : onde caracté-risée par une variation des champs élec-trique et magnétique. Ex : ondes radio,lumière, etc. Elle se propage en dehors detout support matériel, dans le vide.

Orage magnétique : perturbation impor-tante du champ géomagnétique due à

Annexes


291

son interaction avec le champ magné-tique interplanétaire. Orage : l’effet estplanétaire. Sous-orage : il est localisé auxhautes latitudes.

Orbite : trajectoire décrite par un objetautour d’un astre : Soleil (planète, asté-roïde, comète, etc.), planète (satellite),etc. Elle correspond à l’ensemble despositions successives qu’il occupe dansl’espace. Celle-ci est généralement ellip-tique et est décrite par plusieurs valeursque sont : distance au périhélie, distanceà l’aphélie, excentricité, inclinaison (voirces termes).

Orbiter : décrire une orbite. Synonyme :graviter.

Orbiteur : véhicule spatial destiné à semaintenir en orbite autour d’un astreafin d’effectuer une étude à distance etprolongée.

Organique (molécule, matière) : toutemolécule (hydrocarbures, certainsnitriles, etc.) ou matériau (charbon,matière carbonée, etc.) contenant aumoins un atome de carbone (C).

Ovale auroral : zone de précipitation desparticules ionisées depuis la magnéto-sphère vers la thermosphère. Il y a unovale au sud et un au nord, de façon per-manente. Il va généralement de 65° à 75°de latitude, mais peut s’étendre lorsd’orages ou sous-orages magnétiques.

Paléo-océan : océan ayant existé dans lepassé.

Panspermie : théorie considérant que lavie existe, ou a existé, ailleurs dans l’uni-vers et qu’elle a été amenée sur Terre.Théorie complémentaire à l’origine ter-restre de la vie.

Périhélie : voir périastre.

Périastre : point de l’orbite d’un satellitele plus proche du centre de l’astre autourduquel il gravite. Ex : périgée (lorsquel’astre est la Terre), périlune (Lune), péri-jove (Jupiter), périhélie (Soleil), etc.

Périgée : voir périastre.

Pesanteur : sensation de lourdeur éprou-vée à la surface d’un astre très massif,comme la Terre ou la Lune. C’est aussi laforce attractive exercée par un astre surun corps posé à sa surface ou présentdans son atmosphère. Elle inclut la gravi-té de cet astre et l’effet de sa rotation surlui-même.

Photochimie : chimie induite par lesphotons, incluant la photodissociation.

Photodissociation : dissociation (voir ceterme) d’une molécule par un photon(généralement de l’ultraviolet ou duvisible).

Photosphère : surface visible du Soleil enlumière blanche. La majeure partie durayonnement solaire vient de la photo-sphère, une partie minime étant issue dela couronne.


292

Plage chromosphérique : zone de lachromosphère sans tache ni fibrille.

Planète : corps céleste non lumineux parlui-même et gravitant autour du Soleilou par extension, autour d’une étoile.

Planète mineure : autre nom donné auxastéroïdes.

Planète géante : qualifie les 4 plusgrosses planètes du système solaire(Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune)situées le plus loin du Soleil.Essentiellement composées d’hydrogèneet d’hélium, dotées d’une épaisse atmo-sphère, elles possèdent un noyau solide,un système d’anneaux et de nombreuxsatellites naturels. Par extension, ceterme désigne aussi les grosses planètesgazeuses observées dans les autres sys-tèmes planétaires. Synonyme : planètesgazeuses.

Planète tellurique : qualifie les planètesayant des points communs avec la Terre,notamment les dimensions, la surfacesolide et la relative proximité du Soleil.Dans le système solaire, les planètes tel-luriques sont au nombre de 4 : Mercure,Vénus, la Terre et Mars.

Planétésimaux : petits corps, du kilo-mètre à la dizaine de kilomètres de dia-mètre, formés au début du systèmesolaire par accrétion de poussière et deglaces dans la nébuleuse solaire.

Plasma : fluide (ou par extension solide)au sein duquel des particules chargées(ions, électrons) sont libres. Dans lesplasmas géophysiques, il y a neutralitédes charges, c’est-à-dire globalement

autant de charges négatives que decharges positives en moyenne.

Pression cinétique : pression exercée parun gaz.

Pression magnétique : pression exercéepar un champ magnétique.

Prograde (orbite) : déplacement sur l’or-bite dans le sens de la rotation de la pla-nète pour un satellite, (ex : satellites gali-léens) ou du Soleil (pour toutes les planè-te ou pour un objet à orbite héliocen-trique).

Prograde (rotation) : rotation d’un objetdans le même sens que son mouvementorbital. Terme opposé : rotation rétrograde.

Protoplanète : objet en orbite autourd’une étoile et en cours d’accumulationde masse pour devenir une planète.

Protubérance de région active : proémi-nence de matière solaire pouvantatteindre une altitude de 10 000 kilo-mètres et d’un champ magnétique del’ordre de la cinquantaine de Gauss (5 10-3

Tesla) (voir filament).

Protubérance quiescente : protubérancede Soleil calme, pouvant atteindre unealtitude 100 000 kilomètres et d’unchamp magnétique de l’ordre de la dizai-ne de Gauss (10-3 Tesla).

Radar : technique permettant la détec-tion, la localisation d’un objet ou ladétermination de certaines de ses carac-téristiques grâce à l’émission d’ondesradioélectriques et l’analyse des ondesréfléchies en retour par l’objet. La durée

Annexes


293

du trajet aller-retour des ondes permetde déterminer la distance de l’objet.Appareil utilisant cette technique.

Radiomètre : récepteur passif permet-tant de collecter et de mesurer l’énergied’un rayonnement électromagnétique(généralement infrarouge ou millimé-trique), par exemple celui émis naturelle-ment par une surface planétaire. Cet ins-trument est utilisé sur de nombreuxsatellites d’exploration planétaire et per-met en particulier de déterminer la tem-pérature des surfaces.

Radioactivité éteinte : se dit d’un élé-ment radioactif à courte période de vie,qui existe aujourd’hui sous forme de l’es-pèce fille, isotopiquement stable.

Radionucléides : atomes qui émettentdes radiations lors de leur désintégrationradioactive et qui, comme les métauxlourds, sont présents naturellement dansles roches et les sols. Synonyme : élé-ment radioactif.

Rayonnement : énergie transportée sousforme d’ondes.

Rayonnement cosmique : flux de parti-cules à très haute énergie (protons, parti-cules alpha, voire des noyaux plus lourds)d’origine solaire, galactique ou extraga-lactique. L’emploi erroné du terme « rayonnement » est ici historique.

Régolite : produit d’altération de la roched’une surface d’un objet planétaire sousl’effet de l’altération spatiale, c’est-à-direprincipalement le vent solaire et le bom-bardement micrométéoritique.

Résolution : aptitude d’un instrument demesure à distinguer deux valeurs voi-sines. Dans l’imagerie satellitaire, larésolution spatiale désigne la plus petitesurface pouvant être discernée.

Résonance dynamique : deux objetssont dits en résonance x:y lorsque le pre-mier parcours x fois son orbite pendantque le second fait y tours (ex : Neptune etPluton sont en résonance 3:2).

Rétrograde (orbite) : déplacement surl’orbite dans le sens inverse de la rotationde la planète (pour un satellite, ex :Triton) ou du Soleil (pour un objet à orbi-te héliocentrique).

Rotation synchrone (d’un satellite) :rotation d’un satellite à la même vitesseangulaire que son déplacement sur l’orbi-te. L’objet présente donc toujours lamême face à la planète (ex : la Lune). Il pré-sente donc aussi une face « avant », à 90°de la précédente et faisant face à la trajec-toire de l’orbite, et une face « arrière ».

Rover : engin spatial capable de se dépla-cer à la surface d’un astre solide.

Satellite : du latin satellitis, escorte,garde du corps. Objet céleste animé d’unmouvement périodique autour d’uncorps de masse plus importante. Retenupar la gravité de ce dernier, le satellitedécrit une orbite circulaire ou elliptiqueautour de son astre. On distingue lessatellites artificiels, couramment appe-lés satellites, des satellites naturels tour-nant autour des planètes ou d’autrespetits corps (astéroïdes, etc.).


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Sidérite : météorite composée d’un allia-ge de fer et de nickel, issue du noyaud’un astéroïde différencié.

Sidérophile : (qui aime le fer) qualifie leséléments ayant une faible affinité pourl’oxygène ou le soufre et qui sont fré-quemment associés au fer (cobalt, nic-kel, or, platine, etc.).

Silicate : minéral dont la molécule élé-mentaire est formée à partir d’un atomede silicium et quatre atomes d’oxygène.Les silicates constituent la principalefamille de minéraux. Ils entrent dans lacomposition de la majorité des rochesmagmatiques et métamorphiques.

Sonde (spatiale) : véhicule spatial auto-matique conçu pour l’exploration du sys-tème solaire, susceptible d’évoluer à desmillions ou des milliards de kilomètresde la Terre. En 40 ans, une centaine desondes ont été lancées dans le systèmesolaire, dont la moitié vers la Lune. Lessondes interplanétaires ne font que sur-voler des astres (ex : les sondes Voyager 1et 2), tandis que les sondes planétairespénètrent l’atmosphère d’un astre (s’il enpossède une) jusqu’à leur surface. Unetroisième catégorie est constituée desorbiteurs.

Spectre (lumière) : ensemble des radia-tions monochromatiques résultant de ladécomposition de la lumière, ou plusgénéralement d’un rayonnement électro-magnétique, en fonction de la longueurd’onde. Lorsque ces radiations sontémises, diffusées ou absorbées sélective-ment (c’est-à-dire à des longueurs d’on-

de spécifiques) par un objet ou un maté-riau, le spectre permet d’identifier leurscomposants.

Spectromètre : instrument permettantde mesurer l’intensité d’un rayonnementen fonction de la longueur d’onde ou dela fréquence.

Spectromètre de masse : instrumentpermettant de mesurer la distribution enmasse d’une substance afin d’en déter-miner la composition.

Spectroscopie : science de la décomposi-tion de la lumière en fonction de la lon-gueur d’onde.

Spicule : jet de matière dans la partiesupérieure de la chromosphère.

Spirale d’Archimède : figure géomé-trique dont l’exemple est la trajectoiredessinée par l’eau éjectée d’un arrosoirde jardin circulaire.

Stratosphère : couche de l’atmosphèreentre la troposphère et la mésosphère (de12 kilomètres à 50 kilomètres d’altitudeenviron sur Terre). La température y croitavec l’altitude (de – 55 °C à 0 °C sur Terre).

Subduction : enfoncement d’une plaquelithosphérique de nature océanique sousune plaque adjacente, généralement denature continentale. La subduction s’ac-compagne souvent de séismes.

Sublimation : passage de la phase solideà la phase vapeur.

Annexes


295

Supergranulation : granulation solairede plus grande taille (30 000 kilomètres).

Système solaire : ensemble constitué parle Soleil et les astres qui gravitent autourde lui : planètes, satellites naturels,comètes, astéroïdes, objets transneptu-niens… Tous ces objets sont sous l’in-fluence gravitationnelle du Soleil.

Tache solaire : zone sombre de la photo-sphère, d’un diamètre moyen de l’ordrede quelques milliers de kilomètres. Lestaches sont des lieux de fort champmagnétique, qui paraissent sombresparce qu’elles sont plus froides que laphotosphère.

Tachocline : zone à l’intérieur du soleil,entre la zone convective et la zone radia-tive, où se trouve l’origine du champmagnétique solaire.

Tectonique : décrit les structures géolo-giques d’échelle kilométrique et plus etles mouvements géologiques d’une pla-nète ou d’un satellite par une force inter-ne ; elle génère des plissements et desfailles. Pour la Terre, cette discipline estdirectement rattachée à la tectoniquedes plaques.

Télédétection : technique qui consiste àcapter de loin, sans le moindre contactphysique, le rayonnement électromagné-tique provenant d’un objet afin d’enconnaître les caractéristiques. Elle per-met notamment de recueillir des infor-mations sur l’atmosphère ou le sol d’uneplanète.

Télémétrie : mesure de distance par desprocédés optiques, radioélectriques ouacoustiques.

Télescope : instrument d’optique équipéd’au moins un miroir utilisé pour l’obser-vation des objets éloignés, notammentles astres.

Temps universel : temps civil du méri-dien de Greenwich (Angleterre).

Thermosphère : zone de croissance detempérature de l’atmosphère neutre (au-dessus d’environ 80 kilomètres d’altitu-de pour la Terre).

Titius-Bode (loi de) : loi empirique indi-quant la position des planètes du systèmesolaire.

Troposphère : couche inférieure de l’at-mosphère dont l’épaisseur augmente dupôle vers l’équateur (de 6 kilomètres à 17 kilomètres sur Terre). La température ydécroît régulièrement avec l’altitude (àraison de 6 °C par kilomètre sur Terre).

Trou coronal : région de la couronnesolaire où les lignes de force du champmagnétique sont ouvertes sur l’espace,et desquelles s’échappe le vent solairerapide.

Trouvaille : se dit d’une météorite dont lachute n’a pas été observée, et qui estrécupérée après un temps indéterminéde résidence sur le sol terrestre.

Ultraviolet (rayonnement) : partie duspectre de rayonnement située entre


296

0,004 et 0,4 micromètre. Il représente 9 %de l’énergie rayonnée par le Soleil.

Unité astronomique : distance moyenneentre le Soleil et la Terre (149 597 870,66kilomètres) utilisée comme unité pra-tique de distance dans le système solaire(notée U.A.).

Vent solaire : flux de particules chargées(protons et électrons essentiellement)expulsées du Soleil de façon permanenteet constituant le plasma interplanétaire.Son expansion est contrôlée par lechamp magnétique du Soleil.

Vent solaire lent : vent solaire éjecté au-dessus de la photosphère calme (vitessesde l’ordre de 300 à 450 kilomètres parseconde).

Vent solaire rapide : vent solaire éjectéau-dessus des trous coronaux, ou lors dephénomènes éruptifs (vitesses de l’ordrede 700 à plus de 2 000 kilomètres parseconde).

Visible (rayonnement) : partie du spectrede rayonnement située entre 0,4 et

0,8 micromètre auquel notre œil d’humainterrien est sensible. Il représente environ50 % de l’énergie rayonnée par le Soleil.

Volatils : matériaux produisant une pres-sion de gaz significative à une tempéra-ture donnée (exemple : la glace d’eau au-dessus de -50 °C). On attribue générale-ment ce terme aux glaces (voir moléculesvolatiles).

Zone convective : région externe de l’in-térieur du Soleil. L’énergie produite par lecœur nucléaire y est transmise parconvection : c’est le bouillonnement dela matière solaire.

Zone de transition : région de l’atmo-sphère solaire entre environ 3 000 kilo-mètres et environ une quarantaine demilliers de kilomètres où la températurepasse de dix mille degrés à plus d’un mil-lion de degrés.

Zone radiative : région de l’intérieur duSoleil comprise entre le four nucléaire etla zone convective. L’énergie produite parle cœur nucléaire y est transmise parrayonnement.

Annexes


297

Du même auteur

Regards sur l’espace, éditions du Sorbier, 1992.

Camille Flammarion ou l’astronomie populaire, éditions du Sorbier, 1998.

J. Lilensten et P.L. Blelly, Du Soleil à la Terre, aéronomie et météorologie de l’es-pace, collection « Grenoble Sciences », EDP Sciences, janvier 2000.

J. Lilensten et J. Bornarel, Sous les feux du Soleil : vers une météorologie del’espace, collection « Grenoble Sciences », EDP Sciences, novembre 2001. (encours de traduction en anglais pour les éditions Springer)

J. Lilensten et E. Riou-Kérangal, La fourmi et l’infini, Éditions des ArchivesContemporaines (Gordon and Breach), juin 2002.

J. Lilensten et P. Dupond, La fourmi et la philosophie, Éditions Odin, octobre2005.

J. Lilensten et J. Bornarel, Space weather, Environment and Societies, Ed.Springer, décembre 2005.


298

Glossaire des noms et des sigles

CNES : Centre National d’ÉtudesSpatiales, agence spatiale française(http://www.cnes.fr)

CNRS : Centre National de RecherchesScientifiques (http://www.auteuil.cnrs-dir.fr)

ESA : Agence spatiale européenne (« European Space Agency »)(http://www.esrin.esa.it/export/esaCP/index.html)

NASA : Agence spatiale des États-Unisd’Amérique (« National Aeronautic andSpace Administration »,http://www.nasa.gov)

Introduction


http://www.cnes.fr

http://www.auteuil.cnrs-dir.fr

http://www.esrin.esa.it/export/esaCP/index.html

http://www.esrin.esa.it/export/esaCP/index.html

http://www.nasa.gov

Index



301

A

Absorption spectroscopique . . . . . . . 238Achondrites . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 18Activité cométaire . . . . . . . . . . . . . . . 157Activité solaire . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 52Activité solaire éruptive . . . . . . . . . . . 56Activité volcano-glaciaire (Mars) . . . . 82Adams . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 122ADN. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 273Âge de la terre. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 21Âge du système solaire . . . . . . . . . . . . 21Âge modèle. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 21Airy . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 122Albédo . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 30, 133Ammoniac . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 105Anneau de courant. . . . . . . . . . . 192, 206Anneau E. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 108Anneau Epsilon . . . . . . . . . . . . . . . . . . 114Anneau F . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 113Anneaux. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 112Anneaux (A, B, D, E). . . . . . . . . . . . . . . 112Anneaux de Jupiter . . . . . . . . . . . . . . . 114Anneaux de Saturne. . . . . . . . . . 108, 207Astéroïdes. . . . . . . . 14, 18, 24-27, 30, 208Atmosphère (composition chimique). 64Atmosphère de Pluton . . . . . . . . . . . . 173Atmosphère de Triton. . . . . . . . . . . . . 173Atmosphères (dynamique des) . . . . . 116Atmosphères (télédétections des) . . 244Atmosphères primitives (planètes

telluriques) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 90Atterrisseurs. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 223Aurore. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 207Aurore boréale (observer soi-même) 265Aurores polaires . . . . . . . . . . . . . . . . . 192Azote atomique . . . . . . . . . . . . . . . . . 190Azote moléculaire . . . . . . . . . . . . . . . 190

B

Bailly (grain de) . . . . . . . . . . . . . . . . . 270Biologie moléculaire . . . . . . . . . . . . . 273Bombardement météorique . . . . . . . . 25Bombardement micrométéorique . . . 27Bouvard . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 122Brèches . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 32Bulge . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 120

C

Callisto . . . . . . . . . . . . . . . . . 108, 142, 145Callisto (champ magnétique) . . . . . . 199Callisto (composition de surface) . . . 142Callisto (composition interne). . . . . . 143Callisto (érosion) . . . . . . . . . . . . . . . . 142Callisto (océan interne) . . . . . . . . . . . 143Callisto (palimpsestes). . . . . . . . . . . . 142Callisto (structure et composition

interne) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 140Calotte polaire . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 68Calottes polaires (Mars) . . . . . . . . . . . 86Carbone (chimie du) . . . . . . . . . . . . . 275Carte Hora XXI . . . . . . . . . . . . . . . . . . 122Cassini . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 242Cassini (sonde de) . . . . . . . . . . . . . . . . 118Cassini (division de) . . . . . . . . . . . . . . 112Cassini-Huygens (mission) 109, 184, 224,

237Ceinture d’astéroïdes . . . . . . . . . . . . . 24Ceinture de Kuiper . . . . . . . . . 14, 136, 163Ceinture de radiation . . . . . . . . . . . . 206Ceinture de Van Allen. . . . . . . . . 192, 206Cellules de convection. . . . . . . . . 77, 206Centaures. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 14, 137Centaures (albédo de surface) . . . . . . 137Centaures (orbites) . . . . . . . . . . . . . . . 137


302

Cérès. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 24Chaleur (mécanisme de transport). . . 74Challis . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 122Champ électrique . . . . . . . . . 191, 206, 211Champ magnétique. . . . . . . 68, 104, 206Champ magnétique (Mars) . . . . . . . . 218Champ magnétique interplanétaire . 48,

201, 218Champ magnétique jovien . . . . . . . . . 111Champ magnétique solaire. . . . . . . . . 53Champ magnétique interplanétaire . 211Champs magnétiques (géantes

gazeuses) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 110Champs magnétiques planétaires . . 196Changement climatique (Terre) . . . . . 84Changements climatiques (Mars) 80, 83Charon . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 136, 170Chauffage radioactif . . . . . . . . . . . . . . 70Chevelure des comètes . . . . . . . . . . . 155Chimie du carbone. . . . . . . . . . . . . . . 275Chondres. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 19Chondrites . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 16, 18Chondrites ordinaires . . . . . . . . . . . 19, 31Choralité . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 275Chromosphère. . . . . . . . . . . . . . . . 40, 50Chronomètres radioactifs . . . . . . . . . . 20Churyumov-Gerasimenko (comète) . 246Chute. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 18Classe taxinomique . . . . . . . . . . . . . . . 28Classes . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 272Climat . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 64Climat des planètes telluriques . . . . . 84CNES . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 246Cœur nucléaire . . . . . . . . . . . . . . . . . . 44Coma . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 193Comète Churyumov-Gerasimenko. . 246Comète de Halley . . . . . . . . . . 17, 138, 223Comètes . . . . . . . 14, 24, 126, 132, 210, 212Comètes (activité) . . . . . . . . . . . . . . . 157Comètes (composition) . . . . . . . . . . . 158Comètes (histoire des) . . . . . . . . . . . . 154

Comètes (observer soi-même) . . . . . 262Comètes (structure des). . . . . . . . . . . 155Composition chimique

atmosphérique . . . . . . . . . . . . . . . . . 64Composition des atmosphères

planétaires. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 88Composition isotopique . . . . . . . . . . . 22Condensation (séquence de ) . . . . . . . 15Consert. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 249Constante solaire. . . . . . . . . . . . . . . . . 47Coriolis (forces de) . . . . . . . . . . . . . . . 116Cornet polaire . . . . . . . . . . . . . . . . . . 205Coronae . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 77Coronographe . . . . . . . . . . . . . . . . 50, 56Coronographie . . . . . . . . . . . . . . . . . . 253Corot (mission) . . . . . . . . . . . . . . . . . . 130Corps parent . . . . . . . . . . . . . . . . . . 18, 24Couleurs des planètes géantes . . . . . 126Courant électrique . . . . . . . . . . . . . . 206Couronne solaire . . . . . . . . . . 40, 50, 270Cratères . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 27Cratons. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 66Croûte basaltique secondaire . . . . . . . 71Croûtes primaires . . . . . . . . . . . . . . . . 70Cryovolcanisme . . . . . . . . . . . . . . . . . 174Cycle de Schwabe. . . . . . . . . . . 47, 49, 52Cycle solaire . . . . . . . . . . . . . . . 47, 49, 53

D

Dactyl . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 29Dalton (minimum de) . . . . . . . . . . . . . 52Darwin (mission) . . . . . . . . . . . . . . . . 130Débris spatiaux . . . . . . . . . . . . . . . . . 214Deutérium . . . . . . . . . . . . . . . . . . 22, 106Diapirisme. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 174Différenciation planétaire . . . . . . . . . . 18Diffusion cohérente. . . . . . . . . . . . . . 235Diffusion incohérente . . . . . . . . . . . . 234Dioxyde de carbone (Mars) . . . . . . . . . 98Dioxyde de soufre (Io). . . . . . . . . . . . . 110

Index


303

Disques protoplanétaires. . . . . . . 34, 128Division de Cassini . . . . . . . . . . . . . . . 112Divisions de Encke et Cassini . . . . . . . 113Divisions des anneaux . . . . . . . . . . . . 112Doppler (effet) . . . . . . . . . . . . . . . . . . 252

E

Eau . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 22, 76Eaux (Mars) . . . . . . . . . . . . . . . . . . 80, 216Éclairs . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 195Éclipes . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 266Éclipse solaire . . . . . . . . . . . . . . . . . . 268Écliptique . . . . . . . . . . . . . . . . . . 205, 269Écospace . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 214Édifices volcaniques (Vénus) . . . . . 76, 77Effet Doppler . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 252EISCAT. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 234Éjection de masses coronales . . . . . . . 57Éléments orbitaux . . . . . . . . . . . . . . . . 87Émissions radio (Saturne). . . . . . . . . . 118Encelade (satellite) . . . . . . . . . . . . . . . 134Environnement spatial. . 61, 214, 216, 235Eros . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 28Érosion spatiale. . . . . . . . . . . . . . . . 27, 31Éruption solaire . . . . . . . . . . . 42, 56, 190ESA . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 246Espèces . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 272Étoiles filantes (observer soi-même) 264Europe. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 140Europe (champ magnétique). . . . . . . 199Europe (composition de surface) . . . 148Europe (effets de marée) . . . . . . . . . . 149Europe (magnétisme) . . . . . . . . . . . . 148Europe (satellite) . . . . . . . . . . . . . . . . 134Europe (structure et composition

interne) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 146-148Europe (tatouages). . . . . . . . . . . . . . . 148Exoplanètes. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 128

F

Filaments . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 56Filaments solaires . . . . . . . . . . . . . . . 250Filtres . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 250Forces de Coriolis . . . . . . . . . . . . . . . . 116Galatea (satellite) . . . . . . . . . . . . . . . . 115Galilée . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 108, 122Galileo. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 28, 235Galileo (mission) . . . . . . . . . . . . . . . . 120Galileo (sonde) . . . . . . . . . . . . . . . . . . 109Galle . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 122Ganymède. . . . . . . . . . . 108, 113, 140, 144Ganymède (caractéristiques

générales) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 144Ganymède (champ magnétique). . . . 199Ganymède (environnements

spatiaux) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 194Ganymède (évolution) . . . . . . . . . . . . 145Ganymède (structure et composition

générale) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 144Gardiens. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 113Gaspra . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 28Géante rouge . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 39Géantes gazeuses . . . . . . . . . . . . . . . 104Géantes gazeuses (champs

magnétiques) . . . . . . . . . . . . . . . . . . 110Géologie (objets glacés) . . . . . . . . . . . 132Geysers de Triton . . . . . . . . . . . . . . . . 173Glaces . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 133GPS . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 235Grain de Bailly . . . . . . . . . . . . . . . . . . 270Graine solide. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 196Granulations . . . . . . . . . . . . . . . . 46, 252

H

Hale (loi de polarité de ) . . . . . . . . . . . 52Halley (comète de) . . . . . . . . . . . . 17, 223Halo central . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 114HD209458 (étoile). . . . . . . . . . . . . . . . 129


304

Hélium . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 190Herschel . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 122HST . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 232, 233Hubble . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 118, 237Hubble (télescope spatial). . . . . . . . . . 111Huygens. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 112Huygens (module) . . . . . . . . . . . . . . . 224Hyakutake. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 17Hydrocarbures . . . . . . . . . . . . . . . . . . 105Hydrogène . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 190Hydrogène métallique. . . . . . . . . . . . 104Hypérion . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 134

I

Ida. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 28Imagerie de surface. . . . . . . . . . . . . . 242Inclusions réfractaires . . . . . . . . . . . . . 16Interférométrie. . . . . . . . . . . . . . . . . . 233Inversion du champ magnétique . . . 197Io . . . . . . . . . . . . . . . . . 108, 110, 206, 240Io (di-soufre) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 110Io (dioxyde de soufre) . . . . . . . . . . . . . 110Io (environnements spatiaux) . . . . . . 194Io (éruptions spectaculaires) . . . . . . . 110Ionopause . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 211Ionosphère . . . . . . . . . . . . . 191, 204, 205

J

Japet (satellite) . . . . . . . . . . . . . . . . . . 134Jardinage (effet de) . . . . . . . . . . . . . . 208Jupiter . . . . . . . . . . . . . . . . . 104, 110, 206Jupiter (anneaux de) . . . . . . . . . . . . . . 114Jupiter (environnements spatiaux) . . 194Jupiter (éruptions spectaculaires) . . . 110Jupiter (grande tache rouge) . . . . . . . 118Jupiter (magnétosphère) . . . . . . . . . . . 111Jupiter (noyau métallique). . . . . . . . . 199Jupiter (observer soi-même) . . . . . . . 261Jupiter (ovale auroral) . . . . . . . . . . . . . 111Jupiter (ovales blancs). . . . . . . . . . . . . 118Kepler (mission) . . . . . . . . . . . . . . . . . 130

Kuiper (ceinture de) . . . . . . . . . . . 14, 136

L

Laboratoire de spectroscopie . . . . . . 237Lagrange (points de) . . . . . . . . . . . . . 254Lander . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 248Le Verrier . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 122Ligne du champ magnétique . . . . . . 204Limite de Roche. . . . . . . . . . . . . . . . . . 112Litho-sidérites . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 18Loi de polarité de Hale. . . . . . . . . . . . . 52Lune. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 27, 73, 208Lune (conquête de la) . . . . . . . . . . . . 223Lune (évolution). . . . . . . . . . . . . . . . . . 77Lune (observer soi-même) . . . . . . . . 262Lune (structure et composition

interne) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 77Lunette . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 230Lunette de Galilée. . . . . . . . . . . . . . . . 110

M

Magma (océan de -). . . . . . . . . . . . . . . 70Magnétisme (Mars) . . . . . . . . . . . . . . . 78Magnétopause . . . . . . . . . . . 19, 201, 204Magnétosphère . . . . . . 201, 204, 205, 215Magnétosphère (Jupiter) . . . . . . . . . . . 111Manteau . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 16, 18Manteau inférieur . . . . . . . . . . . . . . . 197Manteau moyen . . . . . . . . . . . . . . . . . 197Manteau supérieur. . . . . . . . . . . . . . . 197Mars . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 78, 210Mars (activité volcano-glaciaire) . . . . 82Mars (atmosphère) . . . . . . . . . . . . . . . 88Mars (calotte polaire) . . . . . . . . . . . . . 86Mars (champ magnétique) . . . . . . . . 218Mars (changements climatiques). 80, 83Mars (changement

climatique récent) . . . . . . . . . . . . 86, 87Mars (circulation atmosphérique) . . 100Mars (cycle du dioxyde de carbone) . . 98Mars (eau) . . . . . . . . . . . . . 80, 81, 86, 216

Index


305

Mars (environnements spatiaux) . . . 194Mars (évolution) . . . . . . . . . . . . . . . . . 79Mars (glace) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 83Mars (mer). . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 81, 82Mars (noyau métallique) . . . . . . . . . . 198Mars (nuages et précipitations) . . . . . 96Mars (observation de) . . . . . . . . . . . . 223Mars (observer soi-même) . . . . . . . . 260Mars (paléo-océan). . . . . . . . . . . . . 81, 82Mars (paléo-glaciers) . . . . . . . . . . . 82-83Mars (structure et composition

interne) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 73Mars (vallées de débâcle) . . . . . . . . . . 80Mars (vallées ramifiées) . . . . . . . . . . . 80Mars (vent solaire) . . . . . . . . . . . . . . . 216Mars Express . . . . . . . . 225, 237, 242, 245Mathilde. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 28Matière organique . . . . . . . . . . . . . . . . 22Matière présolaire . . . . . . . . . . . . . . . . 21Matrice . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 20Mauder (minimum de -) . . . . . . . . . . . 52Mécanisme de transport

de la chaleur . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 74Mer (Mars). . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 81, 82Mercure . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 200Mercure (atmosphère). . . . . . . . . . . . 202Mercure (noyau métallique) . . . . . . . 198Mercure (observer soi-même) . . . . . 260Mercure (structure et composition

interne) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 73Mercure (vent solaire) . . . . . . . . . . . . 201Métal. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 19, 20Météore. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 18Météorite . . . . . . . . . . . . . . . 14, 18, 25, 26Météoroïde . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 18Météorologie de l’espace . . . . . . 195, 214Météorologie planétaire . . . . . . . . . . 100Migration (hypothèse de la) . . . . . . . 130Mimas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 112, 113Minimum de Dalton . . . . . . . . . . . . . . 52Minimum de Mauder . . . . . . . . . . . . . 52Mission Cassini-Huygens . . . . . 184, 224Mission Cassini-Huygens (lacs). . . . . 188

Mission Cassini-Huygens (matièresorganiques) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 186

Mission Cassini-Huygens (pluies) . . . 187Mission Cassini-Huygens (rivières) . . 185Mission Cassini-Huygens (surfaces) . 186Missions spatiales (objets glacés) . . . 132Montagnes. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 66Mouvements ascendants . . . . . . . . . . 116Mouvements de l’atmosphère . . . . . 100Mouvements descendants . . . . . . . . . 116

N

Naine blanche . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 39Near . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 28Nébuleuse planétaire . . . . . . . . . . . . . 39Nébuleuse primitive . . . . . . . . . . . . 13, 14Nébuleuse proto-solaire . . . . . . . . . . . 14Nébuleuse solaire . . . . . . . . . . . . . . . . . 17NEO. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 30Neptune. . . . . . . . . . . . . . . . 104, 122, 207Neptune (anneaux) . . . . . . . . . . . . . . . 115Neptune (champ magnétique) . . . . . 199Neptune (environnements spatiaux) . 194Neptune (observer soi-même). . . . . . 261Neptune (tache sombre). . . . . . . . . . . 118Néréide . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 134Noachien. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 218Noyau métallique . . . . . . . . . 18, 156, 198Nuage de Oort . . . . . . . . . . . . . . . . . . 136Nuage présolaire. . . . . . . . . . . . . . . 17, 20Nuages . . . . . . . . . . . . . . . . . . 66, 94,105Nuages d’ammoniac. . . . . . . . . . . . . . 116

O

Objets binaires . . . . . . . . . . . . . . . . . . 163Objets glacés . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 132Objets glacés (composition

chimique) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 150Objets glacés (liens de parenté) . . . . 166Objets transneptuniens . . . . . . . 136, 162Observation active . . . . . . . . . . . . . . 234


306

Observation du Soleil . . . . . . . . . . . . 250Observation en planétologie . . . . . . 222Observation in situ . . . . . . . . . . . . . . 223Observation ionosphérique . . . . . . . 234Observation passive . . . . . . . . . . . . . 234Occultation . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 244Occultation (méthode par) . . . . . . . . 128Océan de magma . . . . . . . . . . . . . . . . 70Océans terrestres. . . . . . . . . . . . . . . . . 22Olympus Mons . . . . . . . . . . . . . . . . . . 79Oort (nuage de) . . . . . . . . . . . . . . . . . 136Optique adaptative . . . . . . . . . . . . . . 232Orage magnétique . . . . . . . . . . . . . . . 214OTN . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 162OTN classiques . . . . . . . . . . . . . . . . . . 162OTN diffusés . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 163Ovale auroral jovien . . . . . . . . . . . . . . 111Ovales ororaux . . . . . . . . . . . . . . . . . . 192Oxygène . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 190Paléo-océan (Mars) . . . . . . . . . . . . . 81, 82Paléo-glaciers (Mars) . . . . . . . . . . . 82-83Paléontologie . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 273Pan . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 112, 113Pandore . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 113Particules précipitées. . . . . . . . . . . . . 192Pénombre . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 268Perte par ablation. . . . . . . . . . . . . . . . . 18PHILAE . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 246Phoébé. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 135Photosphère solaire . . . . . . . . . . . . . . . 19Photosphère. . . . . . . . . . . . . . . . . 46, 270Plaines de Mars . . . . . . . . . . . . . . . . . . 78Plaines volcaniques . . . . . . . . . . . . . . . 66Planètes extra-solaires . . . . . . . . . 17, 128Planètes géantes . . . . . . . . . . . . . . . . 204Planètes géantes (couleurs) . . . . . . . . 126Planètes telluriques. . . . . . . . . . . . . . . 63Planètes telluriques (accrétion) . . . 70, 71Planètes telluriques (atmosphères

primitives) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 90Planètes telluriques (climat). . . . . . . . 84Planètes telluriques (composition

interne) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 71Planètes telluriques (différenciation). . 70Planètes telluriques (formation). . . . . 70Planètes telluriques (structure

interne) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 71Planétésimaux . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 24Plasma. . . . . . . . . . . . . . . . . . 44, 48, 204Plasmasphère. . . . . . . . . . . . . . . . . . . 205Plates-formes continentales . . . . . . . . 67Plutinos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 170, 176Pluton . . . . . . . . . . . . . . 136, 138, 170, 240Pluton (cycles climatiques) . . . . . . . . 173Pluton (observer soi-même) . . . . . . . 261Point chaud . . . . . . . . . . . . . . . . . . 66, 76Point L1 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 253Points de Lagrange . . . . . . . . . . . . . . 254Polarisation . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 275Pôles magnétiques. . . . . . . . . . . . . . . 197Porosité. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 32Positionnement globaux . . . . . . . . . . 235Poussière interplanétaire. . . . . . . . . . . 14Précipitations . . . . . . . . . . . . . 66, 94, 192Précipitations de particules . . . . . . . 206Prométhée . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1132Propriétés orbitales

des objets glacés . . . . . . . . . . . . . . . 134Propulsion électrique. . . . . . . . . . . . . 227Proto-Soleil . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 14Protubérances . . . . . . . . . . . . . . . 56, 270

Q

Queue de plasma . . . . . . . . . . . . . . . . 212Queues des comètes . . . . . . . . . . . . . 155

R

Radar. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 222Radioscience . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 244Rayonnement cosmique . . . . . . . 58, 190Rayonnement électromagnétique . . 190Rayonnement solaire . . . . . . . . . . . . . 40

Index


307

Rayonnements X . . . . . . . . . . . . . . . . 205Rebond gravitationnel . . . . . . . . . . . 248Réflexion spectroscopique . . . . . . . . 238Région de choc . . . . . . . . . . . . . . 205, 211Région de transition. . . . . . . . . . . . . . . 51Région interne du système solaire. . . 64Règnes . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 272Régolite. . . . . . . . . . . . . . . . . . 27, 30, 208Résonance dynamique. . . . . . . . . . . . 170Révolution . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 64Roche (limite de ) . . . . . . . . . . . . . . . . 112Rosetta. . . . . . . . . . . . . . . . . . 17, 237, 246Rotation . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 64

S

Satellites . . . . . . . . . . . . . . . . 24, 64, 132Satellite Galatea . . . . . . . . . . . . . . . . . 115Satellite SOHO . . . . . . . . . . . . . . . . . . 253Satellites des objets glacés . . . . . . . . 134Satellites des planètes glacées . . . . . 133Satellites galiléens . . . . . . . . . . . 114, 140Saturne. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 104, 206Saturne (anneaux de) . . . . . 108, 112, 207Saturne (émissions radio). . . . . . . . . . 118Saturne (noyau métallique). . . . . . . . 198Saturne (observer soi-même) . . . . . . 261Schwabe (cycle de). . . . . . . . . . 47, 49, 52Scooters . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 118Séquence de condensation . . . . . . . . . 15Séquence principale . . . . . . . . . . . . . . 38Sidérites . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 18SOHO . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 222SOHO (satellite) . . . . . . . . . . . . . . . . . 253Solaire (sursaut) . . . . . . . . . . . . . . . . . 60Soleil . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 38Soleil (composition du) . . . . . . . . . . . 44Soleil (observation) . . . . . . . . . . 223, 250Soleil (observer soi-même) . . . . . . . . 261Soleil actif . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 52Soleil calme . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 52Sondage aux limbes . . . . . . . . . . . . . 244

Sonde Galileo . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 109Sonde Voyager . . . . . . . . . . . . . . 108, 109Sondes interplanétaires . . . . . . . . . . 222Space weathering . . . . . . . . . . . . . 17, 208Spectre . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 250Spectre des couleurs . . . . . . . . . . . . . 126Spectre solaire . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 46Spectrohéliographe . . . . . . . . . . . . . . 250Spectromètre . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 250Spectroscopie . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 237Spectroscopie (laboratoire) . . . . . . . . 237Spectroscopie de surface. . . . . . . . . . 237Spectroscopie des surfaces . . . . . . . 244STARDUST . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 17Sulfures. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 19SUPERDARN . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 235Supergranulations . . . . . . . . . . . . 46, 252Supernova . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 39Sursaut solaire. . . . . . . . . . . . . . . . . . . 60Système solaire . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 8Système solaire (âge du) . . . . . . . . . . . 21Système solaire (région interne) . . . . 64

T

Tache solaire . . . . . . . . . . . . . . . . . 42, 52Taches. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 106, 116Tachocline . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 42, 45Taxonomie . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 272Tectonique de plaques . . . . . . . . . . . . 76Télédétection . . . . . . . . . . . . . . . 223, 237Télédétection des atmosphères . . . . 244Télédétection spatiale . . . . . . . . . . . . 242Télescope spatial de Hubble . . . . . . . . 111Télescopes . . . . . . . . . . . . . . . . . 222, 230Telesto. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 134Température exosphérique . . . . . . . . 210Terre. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 76, 216Terre (âge de la -) . . . . . . . . . . . . . . . . . 21Terre (atmosphère) . . . . . . . . . . . . . . . 88Terre (changement climatique) . . . . . 84Terre (circulation atmosphérique) . . 100


308

Terre (nuages et précipitations) . . 94-96Terre (structure et composition

interne). . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 72, 75Terrestrial planet finder . . . . . . . . . . . 130Téthys . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 134Théories coperniciennes . . . . . . . . . . 108Thermomètre. . . . . . . . . . . . . . . . . . . 240Thermosphère. . . . . . . . . . . . . . . 191, 204Titan . . . . . . . . . . . . . . . 108, 178, 207, 224Titan (aérosols) . . . . . . . . . . . . . . 180, 182Titan (atmosphère). . . . . . . . . . . . . . . 178Titan (azote) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 179Titan (intérieur) . . . . . . . . . . . . . . . . . . 181Titan (méthane) . . . . . . . . . . . . . . . . . 178Titan (nuages). . . . . . . . . . . . . . . . . . . 182Titan (surface). . . . . . . . . . . . . . . . . . . 182Titan (température). . . . . . . . . . . . . . . 181Titius-Bode. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 24Tore . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 111Tours solaires . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 250Trace du pied de Io. . . . . . . . . . . . . . . . 111Transits. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 266Triton . . . . . . . . . . . 134, 136, 137, 170, 240Triton (composition de la surface et de

l’atmosphère) . . . . . . . . . . . . . . . . . . 171Triton (structure interne et géologie) 174Triton (température) . . . . . . . . . . . . . . 171Trous coronaux. . . . . . . . . . . . . . . . . . . 53Trouvaille. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 18Turbulence. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 231Turbulence atmosphérique . . . . . . . 2132

U

Ulysses . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 254Uranus . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 104, 207Uranus (anneaux) . . . . . . . . . . . . . 112, 114Uranus (champ magnétique) . . . . . . 199Uranus (environnements spatiaux) . 194Uranus (observer soi-même) . . . . . . . 261

V

Vallées de débâcle de Mars. . . . . . . . . 80Vallées ramifiées de Mars . . . . . . . . . . 80Valles Marineris . . . . . . . . . . . . . . . . . . 79Van Allen (ceinture de). . . . . . . . 192, 206Vent polaire. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 217Vent solaire . . . . . . . 27, 40, 48, 190, 204,

206, 210, 215, 250Vent solaire (Mars) . . . . . . . . . . . . . . . 216Vent stellaire . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 58Vents . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 116Vénus . . . . . . . . . . . . . . . . 76, 210, 211, 216Vénus (atmosphère) . . . . . . . . . . . . . . 88Vénus (circulation atmosphérique). . 102Vénus (composition interne). . . . . . . . 72Vénus (édifices volcaniques). . . . . . . . 76Vénus (noyau métallique) . . . . . . . . . 198Vénus (nuages et précipitations) . . . . 94Vénus (observation de) . . . . . . . . . . . 223Vénus (observer soi-même) . . . . . . . 260Vesta. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 30Vieux plateaux (Mars) . . . . . . . . . . . . . 78Vitesse radiale . . . . . . . . . . . . . . . . . . 128VLT. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 230, 235Volcanisme . . . . . . 71, 78, 82, 90, 108, 110Volcans. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 66Voyager . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 112Voyager (sonde) . . . . . . . . . . . . . 108, 109Voyager 1 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 179

W, Y, Z

Wild 2 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 17Xanthe Terra. . . . . . . . . . . . . . . . . . 80, 82Zone convective. . . . . . . . . . . . . . . 39, 45Zone radiative . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 39Zone radioactive . . . . . . . . . . . . . . . . . 44

Index


Documents

Le système solaire revisité