par Petank SORO | Avr 1, 2026 | Spatial
Fig 1. Représentation d’artiste de l’orbiteur de Cassini vu entre la planète Saturne et ses plus proches anneaux, durant le « Grand Finale » (2017). (Crédit : NASA)
En septembre dernier, la communauté scientifique célébrait, à l’Observatoire de Paris, le 20e anniversaire de la descente de la sonde Huygens sur le sol de Titan, le plus gros satellite de Saturne [1]. La centaine de participants présents a revécu les moments clés de la mission Cassini-Huygens, lancée conjointement par la Nasa et l’Esa en 1997, qui s’est terminée le 15 septembre 2017 par le « Grand Finale », une plongée spectaculaire dans l’atmosphère de Saturne. Au-delà de la célébration d’une aventure spatiale exceptionnelle, fruit d’une collaboration internationale exemplaire, le colloque a permis d’évoquer les perspectives d’exploration des lunes de Saturne.
Le défi est de taille. Au cours de ses treize années d’opération, la mission Cassini-Huygens a accumulé les découvertes et les surprises [1]. Conçue et développée à la suite des résultats des missions Voyager qui avaient révélé l’intérêt exceptionnel du satellite Titan – ce nouvel analogue d’une « Terre primitive » –, la mission Cassini-Huygens s’était d’emblée focalisée sur l’analyse approfondie du plus gros satellite de Saturne, en déposant à sa surface la sonde Huygens. De plus, le radar de l’orbiteur Cassini a découvert à la surface de Titan, à haute latitude, de vastes lacs d’hydrocarbures qui évoluent selon le cycle des saisons. Mais une autre découverte encore plus surprenante a défrayé la chronique : dès 2005, les instruments de l’orbiteur Cassini (fig. 1) ont mis en évidence une activité interne au sein du petit satellite Encelade. Il s’est avéré que les plumes (éjections de gaz composées majoritairement de vapeur d’eau) issues du pôle Sud d’Encelade étaient à l’origine de l’anneau E qui entoure Saturne. Les mesures réalisées sur la petite lune tout au long de la mission ont révélé la présence d’un océan liquide composé d’eau et de sels sous la surface du satellite, probablement en contact avec la surface silicatée du satellite. Des sources hydrothermales pourraient-elles y être présentes, comme dans le cas des fosses marines terrestres ? Cette hypothèse a projeté Encelade à la tête des cibles les plus prometteuses en matière d’exobiologie.
Au lendemain du « Grand Finale », les questions scientifiques autour du système de Saturne ne manquaient donc pas. Mais le défi était immense : la mission Cassini-Huygens avait bénéficié d’une collaboration internationale exceptionnelle, rendue possible – en dépit des difficultés – par un concours de circonstances favorables et le contexte politique de l’époque. Cette opportunité de collaboration spatiale internationale à grande échelle ne s’est pas reproduite depuis, comme l’illustrent les missions vers le système de Jupiter lancées en parallèle par l’Europe (Juice) et les États-Unis (Europa Clipper). Le projet TSSM (Titan Saturn System Mission), proposé conjointement en 2009 par l’Esa et la Nasa pour envoyer un ballon dans l’atmosphère de Titan et y déposer un atterrisseur, n’a pas été sélectionné, la priorité ayant été donnée à l’exploration des lunes glacées de Jupiter. Comment ajouter une pierre significative à l’héritage de Cassini-Huygens sans une collaboration internationale majeure et dans un contexte budgétaire plus contraint que jamais ?
La mission Dragonfly : l’exploration de la surface de Titan
La réponse est venue de la Nasa, avec la mission Dragonfly. Sélectionnée en 2019 dans le cadre des missions « New Frontiers » (plafonnées à un milliard de dollars), cette mission a pour objectif l’exploration de la surface et de la basse atmosphère de Titan au moyen d’un « aérobot », sorte d’hélicoptère capable d’effectuer de multiples vols de courte durée (fig. 2 et 3) [2, 3]. Le lancement est prévu pour juin 2028, pour une arrivée sur Titan en décembre 2034. La durée prévue pour la mission est de trois ans, soit 74 jours sur Titan (mais les missions sont très souvent prolongées bien au-delà de leur durée nominale, aussi longtemps que les instruments fonctionnent et que les données sont reçues sur Terre). L’environnement de Titan, dont l’atmosphère est quatre fois plus dense que celle de la Terre et la gravité sept fois plus faible, est particulièrement favorable à l’exploration par hélicoptère. Des vols successifs, programmés tous les jours ou tous les deux jours, permettront d’explorer une trentaine de sites sur des distances de plusieurs dizaines de kilomètres.
Fig 2. Représentation d’artiste de la descente (sous parachute) de l’aérobot Dragonfly (à gauche) puis de son envol pour une campagne d’observations (à droite). (Crédit : NASA/E. Z. Turtle)
Fig 3. L’aérobot Dragonfly (représentation d’artiste). L’énergie est fournie par des RTG (générateurs thermoélectriques à radio-isotopes). On voit les quatre systèmes d’hélices et, sur l’aérobot, la grande antenne qui communique avec la Terre. (Crédit : NASA/E. Z. Turtle)
Le site d’atterrissage (fig. 4), assez proche de celui de la sonde Huygens, a été choisi de manière à pouvoir caractériser une variété de terrains identifiés par la mission Cassini-Huygens (dunes riches en matériaux organiques, zones inter-dunes riches en eau, résidus de cratères d’impact).
Fig 4. Carte de la surface de Titan réalisée à partir des images prises par les instruments VIMS et SSI de Cassini dans l’infrarouge proche. Les sites d’atterrissage de Huygens et de Dragonfly y sont représentés. (Crédit : B. Seignovert et al., LPSC Conference, abstract 1423.pdf, 2019)
Les instruments scientifiques comportent un jeu de caméras, un spectromètre de masse associé à un système de forage pour prélever des échantillons sous la surface et en faire l’analyse chimique, un spectromètre à rayons gamma pour analyser la composition de la surface, ainsi qu’un instrument dédié à la météorologie (pression, température, mesure des vents) et à la sismologie, pour évaluer le niveau d’activité sismique. Alors que, pendant treize ans, la mission Cassini-Huygens a opéré depuis l’hiver (hémisphère Nord) jusqu’au solstice d’été (hémisphère Nord), la mission Dragonfly (fig. 4) arrivera et sera opérationnelle pendant l’hiver (hémisphère Nord), juste une saison saturnienne après Cassini-Huygens (fig. 5). En effet, comme Titan est en rotation synchrone autour de Saturne (présentant toujours la même face à la planète), son cycle saisonnier est celui de Saturne, dont la période de révolution autour du Soleil est proche de trente ans.
Fig 5. L’orbite de Saturne autour du Soleil et le positionnement des missions spatiales en fonction du cycle saisonnier. Comme Titan est en orbite synchrone autour de Saturne, le cycle saisonnier de Titan reflète celui de Saturne. L’arrivée de Dragonfly en 2034 devrait coïncider avec l’hiver boréal de Titan, comme c’était le cas trente ans plus tôt pour l’arrivée de Cassini-Huygens. (Crédit : NASA)
Après Titan, l’exploration d’Encelade
La découverte des geysers d’Encelade (fig. 6), impliquant l’existence d’un océan interne d’eau liquide, a introduit une nouvelle priorité dans les perspectives d’exploration future du système de Saturne. Ainsi, aux États-Unis, le rapport décennal de la Nasem (National Academy of Sciences, Engineering and Medecine) dédié à la planétologie et à l’exobiologie, publié en 2022, a classé en seconde priorité de ses missions « Flagship » (les plus ambitieuses, d’un budget supérieur au milliard de dollars) une mission vers Encelade comportant un orbiteur et un module de descente, la première priorité ayant été donnée à l’exploration d’Uranus. Conscient des difficultés budgétaires laissant peu d’espoir pour la réalisation de deux missions « Flagship », le comité de la Nasem a également recommandé, parmi les missions « New Frontiers », une mission de survols multiples d’Encelade, selon une approche analogue à celle d’Europa Clipper.
Fig 6. Représentation schématique de l’intérieur d’Encelade. Les plumes sont émises vers l’extérieur au travers de fissures à partir d’une poche d’eau liquide sous pression à une température proche de 0 °C. L’énergie nécessaire pour chauffer cette poche provient sans doute des forces de marée liées à la proximité de Saturne, ainsi que des éléments radioactifs présents dans le noyau d’Encelade. (Crédit : NASA)
De son côté, en 2021, l’Agence spatiale européenne, dans son programme « Voyage 2050 » définissant les grands axes de sa politique d’exploration robotique spatiale pour les trois décennies à venir, a également placé l’exploration des lunes glacées en première priorité des futures missions « L4 » (comme « Large » et quatrième appel d’offres), les plus ambitieuses. En 2024, le comité d’experts chargé de la définition de cette mission en a sélectionné la cible – Encelade – et en a défini les contours – un orbiteur muni d’un module de descente (lander) [4]. L’objectif majeur est de caractériser l’habitabilité du satellite, en utilisant trois approches : 1) l’analyse de la composition et la structure de son océan interne ; 2) l’étude des interactions et des échanges d’énergie entre l’océan et la surface glacée ; 3) la recherche d’éventuelles biosignatures.
Dans un contexte budgétaire particulièrement contraint, l’approche adoptée par la mission L4 vise à privilégier une instrumentation de plus en plus petite et performante, grâce aux progrès réalisés en miniaturisation. L’atterrisseur, positionné à proximité du pôle Sud d’Encelade (la région active du satellite, fig. 7) devrait avoir une durée de vie d’au moins deux semaines. Le choix du site d’atterrissage sera crucial, et des capteurs seront nécessaires pour caractériser la surface afin d’assurer un atterrissage réussi du module de descente (fig. 8). Le sondage de l’océan interne se fera au moyen de l’analyse chimique des plumes, réalisée par l’orbiteur. La mission comprendra aussi des survols répétés des autres satellites de Saturne, selon une stratégie analogue à celle de la mission Juice dans le système de Jupiter.
Fig 7. La région active située au pôle Sud d’Encelade, observée par la caméra de Cassini. Elle est caractérisée par de profondes fissures (les tiger stripes ou griffes de tigre) par lesquelles s’échappent les plumes provenant de l’océan d’eau liquide présent sous la surface. La température (91 K, soit –182 °C) est de 10 degrés supérieure à celle de son environnement. (Crédit : NASA)
Fig 8. Image de la surface d’Encelade prise par la caméra de l’orbiteur Cassini le 14 octobre 2005. On y voit de multiples cratères traversés par de nombreuses fissures, par lesquelles s’échappent les plumes issues de l’océan interne. Une reconnaissance très précise du sol d’Encelade sera nécessaire pour assurer une dépose sans risque du module de descente de la mission L4. (Crédit : NASA)
Selon le calendrier prévisionnel actuel, le lancement pourrait avoir lieu entre 2040 et 2045, au moyen de deux tirs successifs par deux fusées Ariane 6. L’assemblage du vaisseau spatial se ferait en orbite terrestre dans l’année suivant les lancements. L’arrivée dans le système de Saturne aurait lieu entre 2050 et 2055. Après une succession de survols autour d’Encelade et des autres lunes de Saturne, l’atterrisseur serait déposé à l’horizon 2055-2060 pour une durée d’opération de quelques semaines, tandis que le véhicule principal, en orbite autour d’Encelade, poursuivrait son exploration. Si jamais ce scénario n’était pas compatible avec les ressources budgétaires disponibles, la solution de repli consisterait, comme dans le cas de la Nasa, à réaliser une série de survols multiples d’Encelade, comme va le faire la sonde Europa Clipper pour explorer Europe. Voilà des perspectives propres à nous faire rêver… en attendant leur réalisation !
Article écrit pat Thérèse ENCRENAZ │ Observatoire de Paris-PSL
[Notes]
- Encrenaz T., « De la naissance de J.-D. Cassini à la mission Cassini-Huygens», l’Astronomie, no196, septembre 2025, p. 18-21.
- Griton L., « Dragonfly, une libellule sur Titan », l’Astronomie, no135, février 2020.
- Turtle E. Z. et Lorenz R., « Dragonfly: in situ exploration of Titan’s prebiotic chemistry, habitability, meteorology, geology and geophysical characteristics », Conférence présentée au colloque « 20 years celebration of the Huygens landing and the Cassini mission’s success », Paris, 16-18 septembre 2025.
- Helbert J., « The mission to Enceladus – The ESA L4 mission », Conférence présentée au colloque « 20 years celebration of the Huygens landing and the Cassini mission’s success », Paris, 16-18 septembre 2025.
par Petank SORO | Avr 1, 2026 | Zoom Sur
Fig 1. La comète de Halley, photographiée le 8 mai 1986 par W. Liller, île de Pâques, Large Scale Phenomena Network, IHW. (Crédit : NASA/NSSDC)
L’année 1986 a été marquée par l’apparition de la célèbre comète de Halley, connue depuis l’Antiquité, qui vient nous visiter tous les 76 ans. Lors de son passage au périhélie, le 11 février 1986, elle se trouvait malheureusement derrière le Soleil, et le spectacle a été décevant pour les observateurs terrestres. En revanche, la moisson scientifique a été exceptionnelle, grâce en particulier aux cinq sondes spatiales qui l’ont approchée.
Aucune comète n’est aussi connue que la comète de Halley (1P/Halley, fig. 1). Elle doit sa célébrité à la sagacité de l’astronome anglais Edmond Halley qui, au début du xviiie siècle, a compris que les comètes brillantes apparues en 1305, 1380, 1456, 1531, 1607 et 1682 n’étaient en fait qu’un seul et même objet dont la période était de 76 ans. Il prédit avec succès pour 1759 le retour de la comète qui porte désormais son nom. Ensuite, on a retrouvé la trace de l’objet dans des archives plus anciennes, notamment en 1066 sur la tapisserie de Bayeux (fig. 2) et en 1301 sur la fresque peinte par Giotto à la chapelle des Scrovegni de Padoue. Les apparitions ultérieures de 1835 et de 1910 furent l’objet de toutes les attentions. En particulier, la configuration géométrique de 1910 était particulièrement favorable, la comète passant de nuit près de la Terre, ce qui a gratifié les astronomes d’images spectaculaires (fig. 3).
Fig 2. La comète de Halley, représentée sur la tapisserie de Bayeux. Elle est interprétée comme un mauvais présage par le roi Harold et son entourage (Harold sera tué peu après dans la bataille d’Hastings en 1066). (Crédit : Wikimedia Creative Commons/Myrabella)
Fig 3. La comète de Halley photographiée à l’observatoire du pic du Midi le 29 mai 1910. Elle était beaucoup plus brillante que lors de l’apparition de 1986. (Crédit : Observatoire de Bordeaux)
Les observateurs étaient donc mobilisés pour l’apparition de 1986. On savait que la géométrie ne favoriserait pas l’observation depuis la Terre (fig. 4) ; en revanche, on était entré dans l’ère de l’exploration spatiale. Dès 1974, les agences spatiales américaine et européenne ont commencé à étudier la possibilité d’envoyer un engin spatial à proximité de la comète. En effet, si le spectacle de celle-ci fascine le public, les scientifiques, quant à eux, veulent comprendre sa nature physique : les comètes sont les objets les plus primitifs du Système solaire car, du fait de leur petite taille, elles n’ont subi aucune modification depuis leur origine. La comète de Halley constitue la meilleure cible possible, et ce pour deux raisons : elle est brillante et sa trajectoire est parfaitement connue. Celle-ci présente toutefois un inconvénient : la comète se déplace dans le sens contraire de la révolution des planètes. Lors de la rencontre, les sondes croiseront donc la comète arrivant en sens inverse, ce qui limitera la durée d’observation. La rencontre aura lieu lorsque la comète traversera le plan de l’écliptique, celui de l’orbite terrestre.
Fig 4. La trajectoire de la comète de Halley en 1986. On voit qu’au moment de son périhélie (9 février 1986), elle est de l’autre côté du Soleil par rapport à la Terre. Les deux périodes les plus favorables pour l’observation au sol sont novembre 1985 et avril 1986. (Crédit : A.-C. Levasseur-Regourd et Ph. de la Cotardière, Halley, le roman des comètes, Denoël, 1986)
Les grandes manœuvres des agences spatiales
Du côté de la Nasa, le projet initial est très ambitieux : il vise à accompagner la comète sur son orbite, ce qui nécessite une source d’énergie indépendante des carburants traditionnels. Cependant, les développements nécessaires impliquent un gros budget que le Congrès américain refuse à la Nasa : après la réponse négative apportée en 1976 par la mission Viking à la question de l’existence de vie à la surface de Mars, l’enthousiasme pour la recherche spatiale est retombé et l’heure est à l’austérité. En 1979, la Nasa et l’Esa envisagent une mission commune visant à s’approcher de la comète de Halley pour rejoindre ensuite une autre comète périodique bien connue, 10P/Tempel 2. Mais là aussi, le projet échoue pour des raisons budgétaires, au grand dam des scientifiques américains et européens qui s’étaient investis dans la préparation des instruments.
Les ingénieurs de l’Esa, toute jeune agence spatiale, créée en 1975, envisagent alors l’étude d’un projet indépendant et, du côté européen, l’Esa voit une occasion de lancer sa première mission vers le Système solaire : ce sera la mission Giotto qui s’approchera à moins de 1 000 km de la comète de Halley (fig. 5). Le projet est approuvé par les instances de l’Esa en juillet 1980. Il faut mettre les bouchées doubles, car le rendez-vous avec la comète ne peut être différé ! Au prix d’efforts acharnés, au sein de l’agence comme dans les laboratoires qui réalisent les instruments, le pari sera tenu et, le 2 juillet 1985, la mission Giotto sera lancée par une fusée Ariane depuis le centre spatial de Kourou, en Guyane.
Fig 5. La sonde Giotto. Le cylindre central, de 1,85 m de diamètre, est surmonté d’une antenne pour les télécommunications avec la Terre ; la hauteur de l’ensemble est de 2,85 m. Le cylindre est protégé par un double blindage pour assurer un maximum de protection contre les impacts cométaires. L’ensemble pèse 960 kg (ergol compris). (Crédit : ESA/Gerhardt Schwehm)
Troisième partenaire, l’Union soviétique va elle aussi se lancer dans l’aventure cométaire. Depuis les années 1960, la coopération spatiale franco-soviétique est très active, en particulier dans le cadre du programme Venera d’exploration de la planète Vénus. À la fin des années 1970, un nouveau projet est à l’étude, Venera-84, qui consiste à explorer l’atmosphère de Vénus au moyen d’un ballon. Ce projet est porté, côté français, par Jacques Blamont, alors directeur scientifique et technique du Cnes, l’agence française de l’espace. En septembre 1980, lors des journées franco-soviétiques qui se tiennent à Ajaccio, il est proposé d’utiliser l’orbiteur de Venera-84 pour larguer l’atterrisseur avec le ballon dans l’atmosphère de Vénus, puis de se rediriger vers la comète de Halley. Roald Sagdeev, directeur de l’Institut de recherche spatial de Moscou, saisit la balle au bond et mesure d’emblée l’impact scientifique, médiatique et politique d’un tel projet, à l’heure où la Nasa a été contrainte de se retirer : ce sera la mission Vega (contraction en russe de Venera-Halley). S’engage alors une course contre la montre, rendue encore plus difficile par l’ouverture à l’ensemble de la communauté internationale de l’appel d’offres à réaliser les instruments scientifiques (fig. 6).
Fig 6. Modèle des deux sondes Vega1 et 2. Dérivé des sondes Venera, il est beaucoup plus volumineux que Giotto et pèse près de 5 tonnes. Les grands rectangles bleus sont les panneaux solaires. L’antenne de télécommunication est visible sur le côté à droite. La sphère rouge est l’atterrisseur qui sera déposé sur le sol de Vénus avant la rencontre avec la comète. (Crédit : Wikimedia Creative Commons/Daderot)
Enfin, l’agence spatiale japonaise Isas rejoint elle aussi le ballet des sondes cométaires en mettant sur pied une double mission de survol éloigné de la comète, destinée à étudier l’interaction de celle-ci avec le vent solaire. Les sondes Suisei et Sakigake seront lancées successivement en janvier et août 1985. C’est donc une armada de cinq sondes spatiales qui s’approchera de la comète de Halley entre le 6 et le 13 mars 1986, avec le plus grand succès.
La physique cométaire avant 1986
Que sait-on des comètes avant l’apparition de 1986 ? Ce sont de petits corps glacés, de quelques kilomètres de diamètre, situés sur des orbites très elliptiques qui les font voyager du plus loin au plus près du Soleil. Depuis les travaux d’Ernst Öpik en 1932, puis de Jan Oort en 1950, on sait que les comètes proviennent de deux réservoirs distincts : 1) le nuage de Oort, vaste coquille sphérique située à quelque 50 000-100 000 ua, d’où proviennent les comètes nouvelles, ou de très longue période, qui sont les plus brillantes ; 2) la ceinture de Kuiper, située au-delà de Neptune, entre 30 et 100 ua, d’où sont issues les comètes de courte période, de faible inclinaison, qui deviennent peu actives en raison de leurs multiples passages à proximité du Soleil.
Lorsqu’une comète s’approche de son périhélie, la glace de sa surface se sublime sous l’effet du rayonnement solaire et les molécules gazeuses libérées, entraînant avec elles des grains de poussière, forment la coma ou chevelure. Selon le modèle de la « boule de neige sale » proposé par l’astronome américain Fred Whipple en 1950, la comète est constituée essentiellement de glace d’eau. La molécule d’eau n’a pas été directement identifiée, mais son radical OH (résultant de la dissociation de l’eau par le rayonnement ultraviolet solaire) a été observé en abondance par spectrométrie à la fois dans l’ultraviolet et dans le domaine radio, ce qui suggère que l’eau est un constituant majoritaire des comètes. L’enjeu de l’exploration de la comète de Halley est donc d’abord de détecter directement la molécule d’eau, mais aussi d’identifier les autres molécules présentes dans le noyau de la comète (on les appelle les molécules mères).
La redécouverte
Revenons au début des années 1980. La comète, alors située à plus de 10 ua, n’est constituée que de son noyau et est donc très difficile à détecter. Les observateurs se lancent à sa recherche, d’abord sans succès, jusqu’à ce qu’en octobre 1982, elle apparaisse enfin sur une image prise par une caméra numérique à transfert de charge (CCD) d’un nouveau modèle, installée au Mont Palomar en Californie (fig. 7). Les capteurs CCD deviendront rapidement l’élément sensible des systèmes d’imagerie de l’astronomie, mais aussi de tous les appareils photographiques modernes. La comète a été retrouvée à moins de 10 secondes d’arc de la position prédite par les éphémérides du Jet Propulsion Laboratory, ce qui illustre la qualité du travail des astrométristes.
Fig 7. Image de la redécouverte de la comète de Halley au Mont Palomar le 16 octobre 1982. La comète est le petit point noir au centre du cercle. La caméra CCD qui a enregistré cette image sera montée sur le télescope spatial Hubble qui sera lancé en 1989. (Crédit : D. Jewitt et G. E. Danielson, JPL/California Institute of Technology)
Dès lors, la comète de Halley est régulièrement observée par les grands télescopes. Une structure internationale, l’IHW (International Halley Watch), pilotée par la Nasa, se met en place dès 1980 afin d’assurer la meilleure coordination possible entre les observateurs. L’IHW jouera un rôle très bénéfique pour structurer la communauté cométaire et pour rallier les astronomes amateurs qui jouent un rôle très actif dans les observations aux côtés des professionnels. Au début de 1985, la comète devient accessible aux télescopes de petite taille. Le premier spectre visible obtenu en Arizona, en mars 1985, montre les bandes de CN dans le proche ultraviolet et de C2 dans le visible.
La campagne d’observation au sol et en orbite terrestre
Nous l’avons vu, les conditions d’observation sont peu favorables. Les deux fenêtres les plus propices, correspondant au moment où la comète est le plus près de la Terre, se situent en novembre 1985 et avril 1986, cette dernière fenêtre n’étant accessible que depuis l’hémisphère Sud. En revanche, les astronomes disposent d’un avantage notoire par rapport à leurs prédécesseurs en 1910 : ils disposent de nouvelles techniques. Depuis les années 1970, la spectroscopie s’est ouverte aux domaines infrarouge et millimétrique. Or, ces domaines spectraux sont précieux, car ils portent les signatures spectrales des molécules mères, alors que les domaines ultraviolet et radio ne donnaient accès qu’aux radicaux et aux ions, produits de dissociation de ces molécules.
Dès l’automne 1985, les astronomes sont à pied d’œuvre et les télescopes prêts à pointer la comète. Le temps, malheureusement, est généralement médiocre, en Europe comme aux États-Unis et au Chili. De plus, en novembre 1985, la comète, vue de la Terre, se présente de face, peu brillante et très peu spectaculaire. Il n’empêche, chacun veut voir la comète et les associations d’astronomes, amateurs et professionnels, sont parfois dépassées par la demande du public. À l’Observatoire de Paris, les coups de téléphone affluent et sont parfois cocasses : « Vous avez vu la comète ? Vous êtes damné !!! » ou bien : « À quelle heure la comète passera-t-elle au-dessus de Tarbes ? »… Souvent, il faut faire face à la déception du public qui a longuement attendu pour voir l’objet au télescope et le trouve finalement fort décevant !
Heureusement, les radioastronomes ne sont pas gênés par la météo et la station de radioastronomie de Nançay, en Sologne (fig. 8), peut observer régulièrement le radical OH qui est un bon indicateur de l’activité de la comète, c’est-à-dire de son taux de dégazage. Les radioastronomes français découvrent la molécule HCN grâce à la nouvelle antenne de 30 m de l’Iram (Institut de radioastronomie millimétrique) fonctionnant dans le domaine millimétrique à Pico Veleta, en Espagne. De leur côté, en décembre 1985, des astronomes américains réalisent une très belle observation de la comète dans l’infrarouge proche, depuis l’avion stratosphérique KAO (Kuiper Airborne Observatory). Ils détectent enfin la bande spectrale de la vapeur d’eau (fig. 9), apportant la première preuve de l’existence de cette molécule, principal constituant cométaire. Les dernières observations depuis le sol sont faites en janvier 1986 ; la comète est maintenant vue de profil et sa queue est visible sur les images (fig. 10). Puis elle disparaît derrière le Soleil ; elle ne réapparaîtra qu’en avril, et sera observée par les télescopes du Chili. Entre-temps, elle aura été visitée par la flottille des sondes spatiales.
Fig 8. Le radiotélescope de Nançay, en Sologne. L’observation quotidienne de la comète de Halley à la longueur d’onde de 18 cm a permis de mesurer l’abondance du radical OH dans la coma, et donc d’en déduire l’évolution du taux de production de H2O de la comète en fonction du temps. (Crédit : Jean-Philippe Letourneur, CRDP Orléans)
Fig 9. Première détection de la vapeur d’eau dans une comète (Halley) par spectroscopie infrarouge à haute résolution depuis l’avion stratosphérique KAO (Kuiper Airborne Observatory), en décembre 1985. En haut : spectre de la Lune, montrant la transmission atmosphérique (les raies d’absorption sont surtout dues au CO2 terrestre) ; en bas : le spectre de Halley. Les raies de la vapeur d’eau apparaissent en émission. (Crédit : M. J. Mumma et al., Science, 232, 1986, 1523)
Fig 10. Image de la comète de Halley prise avec le télescope de Schmidt du Cerga (observatoire de la Côte d’Azur) le 12 janvier 1986. (Crédit : T. Lavergé/CERGE-CNRS)
L’exploration spatiale
Les sondes spatiales arrivent toutes les cinq à proximité de la comète entre les 6 et 14 mars 1986. Entre le 4 et le 10 mars, toute la communauté scientifique est réunie à Moscou pour assister au survol de la comète par les deux sondes identiques Vega 1 et 2. C’est une première, rendue possible par l’arrivée au pouvoir de Mikhaïl Gorbatchev qui, en entreprenant un programme de libéralisation économique, politique et culturelle (la perestroïka), a permis l’ouverture à l’Ouest. Tous les instruments ont fonctionné, au moins sur l’une des deux sondes, et les résultats s’accumulent ; c’est une heure de gloire – peut-être la dernière – pour les scientifiques soviétiques. Premier résultat marquant, les images du noyau cométaire, bien que floues, montrent déjà une structure allongée, voire bilobée. La première expérience de spectroscopie infrarouge, réalisée par des laboratoires français, montre la présence de plusieurs molécules mères : il y a l’eau, bien sûr, mais aussi CO, CO2, H2CO, et aussi un ensemble complexe de molécules à base d’hydrocarbures dont la présence n’était pas attendue (fig. 11). Ce sont les fameux « CHON », les éléments légers C, H, O et N qui seront détectés en abondance par les spectromètres de masse de Vega, puis de Giotto. Voilà de quoi alimenter les débats et les recherches à venir !
Fig 11. Premier spectre infrarouge d’une comète (Halley) entre 2 et 5 mm, enregistré par le spectromètre français IKS de la sonde Vega. Comme sur la figure 9, les bandes spectrales cométaires apparaissent en émission, car elles sont excitées par fluorescence. Le spectre montre la signature de H2O à 2,7 mm (c’est, à basse résolution, la même bande spectrale que celle de la figure 9), les bandes de H2CO, CO2 et CO, ainsi que la bande notée CH-X, correspondant à des composés hydrocarbonés aussi présents dans la matière interstellaire, dont la présence dans la comète était inattendue. (Crédit : M. Combes et al., Icarus, 76, 40, 1988)
Le 13 mars, c’est la sonde européenne Giotto qui s’approche au plus près de la comète, à une distance d’environ 600 km. Là aussi, le succès est complet et l’image du noyau (fig. 12), de qualité bien supérieure à celle des sondes Vega, fait rapidement le tour du monde. Le noyau y apparaît allongé et recouvert partiellement de matériau carboné, avec des régions actives, couvertes de glace d’eau qui se sublime, et d’où s’échappent des jets de gaz et de poussière. Le passage des sondes japonaises, le 8 et le 11 mars, est plus discret, car les survols sont beaucoup plus éloignés (150 000 km et 7 millions de km respectivement), mais les données recueillies seront précieuses pour l’étude de l’interaction entre la comète et le vent solaire.
Fig 12. Le noyau de la comète de Halley vu par la caméra de la sonde Giotto, depuis une distance de 16 400 km le 14 mars 1986 (à gauche) et le schéma explicatif (à droite). (Crédit : ESA/Max-Planck-Institut für Astronomie, Lindau/J. Lequeux et T. Encrenaz, À la rencontre des comètes, Belin, 2015)
Qu’avons-nous appris ?
Au second semestre de l’année 1986, trois conférences internationales se tiennent en Europe, permettant aux scientifiques d’échanger leurs découvertes. La première, organisée par le Cospar (Comité pour la recherche spatiale) en juillet 1986, se concentre sur les missions spatiales et sur l’étude de l’interaction de la comète de Halley avec le vent solaire. La deuxième est organisée par l’Esa à Heidelberg en octobre 1986, et la troisième se tient à Paris, sous l’égide de la division des sciences planétaires de l’Association américaine d’astronomie (AAS-DPS). Ces réunions sont l’occasion d’une large confrontation entre les observations, acquises depuis le sol et dans l’espace, et les modèles théoriques de physique cométaire, mais aussi de formation stellaire ; il y règne une grande excitation et une ambiance de fête.
Premier résultat : le modèle de la « boule de neige sale » de Fred Whipple est bien confirmé. Le noyau de la comète de Halley est constitué d’eau à 80 % en masse. Mais il est aussi beaucoup plus sombre que prévu, car il est partiellement recouvert d’une couche de matériau carboné réfractaire, probablement formée par l’irradiation, par le rayonnement ultraviolet solaire, des produits organiques contenus dans les glaces du noyau. Au fur et à mesure des passages successifs de la comète à proximité du Soleil, les glaces de sa surface se subliment et sa fraction « active » diminue au profit de la couche réfractaire. La présence d’éléments légers (H, C, N, O), les « CHON », dans les grains cométaires a aussi été mise en évidence par les spectromètres de masse des sondes Vega et Giotto, ce qui souligne l’analogie entre le matériau cométaire, formé à l’origine du Système solaire, et la matière interstellaire dont il est issu. Autre résultat important obtenu par le spectromètre de masse de la sonde Giotto, la mesure du rapport D/H (deutérium/hydrogène) indique un enrichissement en deutérium de la comète d’un facteur de l’ordre de 2 par rapport à la valeur D/H des océans terrestres qui sert de référence (VSMOW = 1,6 10–4). Cet enrichissement, qui sera ultérieurement confirmé sur d’autres comètes, est un diagnostic de l’origine de l’eau sur Terre et suggère que celle-ci provient majoritairement des corps glacés du Système solaire extérieur, dans lesquels le rapport D/H est enrichi par rapport à la phase gazeuse.
Les résultats de la campagne d’observation de Halley vont occuper les scientifiques pendant plus d’une décennie. L’observation des comètes va se poursuivre avec l’apparition de deux comètes nouvelles particulièrement brillantes, C/1996 B2 Hyakutake et C/1995 O1 Hale-Bopp qui passera au périhélie en 1997. Dans les décennies qui suivent, plusieurs comètes de courte période (19P/Borrelly, 81P/Wild 2, 9P/Tempel 1, 103P/Hartley 2) seront survolées par des sondes spatiales américaines. En 2004, l’Agence spatiale européenne lance l’ambitieuse mission Rosetta qui explorera la petite comète 67P/Churyumov-Gerasimenko (« Choury ») entre 2014 et 2016, déposant à sa surface le petit robot Philae.
Il y a deux ans, vers la fin de l’année 2023, la comète de Halley est passée à l’aphélie de sa trajectoire, au-delà de l’orbite de Neptune, à plus de 35 ua du Soleil. Elle revient donc vers nous, et sa prochaine apparition interviendra en juillet 2061. Alors s’écrira un nouveau chapitre de l’exploration de cet astre qui n’en finit pas de fasciner les humains et de passionner les astronomes.
Article écrit par Thérèse ENCRENAZ │ LIRA, Observatoire de Paris
par Petank SORO | Avr 1, 2026 | Sur le Terrain
Une nouvelle ère pour la science planétaire africaine
Du 9 au 15 novembre 2025, le Ghana est devenu l’épicentre des sciences planétaires africaines. Pour la première fois, la conférence AICAC (Arab and Africa Impact Cratering and Astrogeology Conference) s’est tenue en Afrique subsaharienne, une réalisation historique menée par le département des sciences de la Terre de l’université du Ghana et l’Initiative africaine pour les sciences planétaires et spatiales (AFIPS), avec le soutien d’autres institutions partenaires et ONG.
L’AICAC V avait deux objectifs principaux : renforcer la communauté émergente des sciences planétaires en Afrique et utiliser un site géologique de classe mondiale comme espace pédagogique à ciel ouvert. La décision d’organiser l’AICAC au Ghana était stratégique. Il ne s’agissait pas seulement de présentations scientifiques. Il s’agissait de donner aux chercheurs, en particulier aux étudiants et aux chercheurs en début de carrière, un accès direct à un site d’importance mondiale comme le cratère d’impact de Bosumtwi et de mettre en relation les chercheurs africains avec la communauté scientifique internationale des planétologues.
Objectifs de l’AICAC V
De façon plus détaillé Le contenu va ici[/learn_more] e, la conférence avait pour but de :
– Renforcer les capacités par la formation : le programme a débuté par un atelier pré-conférence dédié. Trente-deux participants, dont une grande partie venait du Ghana et des pays voisins, ont reçu une formation pratique sur l’identification des cratères d’impact et des météorites, compétences directement applicables à la recherche sur les cratères d’impact et les météorites en Afrique.
– Mettre en valeur le patrimoine géologique du Ghana : l’excursion de quatre jours sur le site du cratère d’impact de Bosumtwi, classé au patrimoine géologique mondial par l’IUGS, a été le temps fort de la conférence. Il ne s’agissait pas d’une simple excursion géologique, mais d’une formation pratique sur le terrain au cours de laquelle les participants ont prélevé et examiné des suévites et des brèches d’impact, reliant ainsi les connaissances théoriques à la géologie de terrain et discutant du potentiel du site pour les recherches futures et le géo-tourisme durable.
– Favoriser les échanges interdisciplinaires : la conférence a fait le pont entre différentes disciplines et secteurs. Des sessions scientifiques sur les cratères d’impact, les météorites et l’exploration du système solaire ont été organisées parallèlement à une exposition technologique par la première start-up spatiale privée du Ghana, Xavier Space Solutions, et à une exposition artistique et culturelle par l’artiste béninois Jimas Ametonou, ainsi qu’à une observation du ciel. Cette approche holistique a élargi le dialogue autour des sciences spatiales.
La conférence a bénéficié d’un parrainage et d’un soutien essentiels. Des subventions généreuses de la Meteoritical Society et de la Barringer Crater Company ont spécifiquement financé le voyage de cinq chercheurs en début de carrière, garantissant ainsi une plus large représentation africaine. Le soutien de Celestron LLC, de l’IRD et du CNRS, du Ghana Space Science and Technology Institute (GSSTI), de la Geological Society of Africa (GSAf), de la Société astronomique française (SAF), de l’Association des jeunes géologues et environnementalistes du Sénégal (AJGES), de la Fondation ATTARIK et des autorités locales de la région de Bosumtwi a été très apprécié.
Tout le soutien apporté par les sponsors et les institutions partenaires, qu’il soit financier ou autre, a constitué un investissement dans le capital humain et a permis de légitimer et d’élargir le réseau. Il a également contribué à réduire les obstacles pour les étudiants talentueux et les jeunes chercheurs qui sont essentiels à l’avenir de ce domaine en Afrique.
La caractéristique déterminante de l’AICAC V a été le rôle dynamique des étudiants ghanéens. Ils ont participé non seulement en tant que participants, mais aussi en tant que bénévoles à part entière et contributeurs actifs. De l’aide à la logistique à la participation à des discussions techniques pendant l’atelier et l’excursion sur le terrain, leur implication a été un exercice pratique dans l’organisation de conférences dans un cadre multiculturel. Pour beaucoup d’entre eux, c’était la première fois qu’ils interagissaient avec autant d’experts internationaux en sciences planétaires. Le fait de faire partie de l’équipe organisatrice et de participer à l’excursion sur le terrain au cratère d’impact de Bosumtwi leur a montré que le domaine des sciences planétaires est actif, accessible et plein d’opportunités au Ghana.
La conférence s’est terminée par une table ronde tournée vers l’avenir, qui a abouti à une proposition officielle pour que l’Égypte accueille l’AICAC VI dans les deux ans. Cela garantit la continuité de la dynamique créée à Accra.
L’AICAC V a démontré qu’avec une collaboration stratégique entre des initiatives panafricaines telles que l’AFIPS et des institutions locales engagées telles que le département des sciences de la Terre de l’université du Ghana, le Ghana peut accueillir avec succès des conférences scientifiques de niveau mondial. En donnant la priorité à la formation, en tirant parti des atouts locaux uniques et en impliquant activement la prochaine génération, la conférence a fait plus que partager des recherches : elle a semé les graines d’une communauté scientifique planétaire durable et en pleine croissance en Afrique.
Pour en savoir plus, consultez le livre des résumés et les programmes de la conférence et explorez la galerie de photos en visitant le site web de l’AICAC V https://aicacv.org/.
Images prises lors de l’atelier préliminaire et de la conférence, montrant (a, b) des photos de groupe des participants à l’atelier et à la conférence, respectivement ; (c, d) des participants à l’atelier en train de réaliser des activités pratiques ; (e, f) un échantillon des participants lors d’une séance d’exposés oraux et aux expositions, respectivement ; (g, h) des participants à la soirée d’observation du ciel. Crédits photos : Département des sciences de la Terre, Université du Ghana.
Excursion sur le terrain après la conférence : (a) bloc de suévite à environ 1 500 m au nord du bord du cratère, (b) bloc de suévite, même emplacement que (a), (c) affleurement de brèche d’impact mis à nu par une tranchée routière, situé à l’est du cratère, au sommet du bord du cratère, (d) coupe routière exposant des métasédiments du Supergroupe du Birimien, située sur le bord du cratère vers l’entrée nord-ouest de celui-ci, (e) brèche altérée de métasédiments du Birimien située à environ 10 km du centre du cratère, à la lisière des dépôts d’éjectas, (f) vue d’ensemble du cratère d’impact de Bosumtwi depuis le nord-ouest, au sommet du bord du cratère, en regardant vers le nord-est. Crédits photos : (a, c, d) Myriam Telus, (b) Cheikh Ahmadou Bamba Niang, (e) Wassim Fitouri, (f) Marian Selorm Sapah.
Article rédigé par le Dr Marian Selorm Sapah, président du comité d’organisation de l’AICAC V, traduit par Pétanki Soro, Université Félix Houphouët-Boigny, participant à l’AICAC V
par Petank SORO | Avr 1, 2026 | Au fil des étoiles
Vous connaissez tous l’histoire : un astéroïde colossal s’est abattu du ciel, a entraîné l’extinction des dinosaures et a laissé au Yucatán une cicatrice de 180 km de large, le fameux Chicxulub. C’est précisément ce cataclysme qui a éveillé mon intérêt pour les cratères d’impact.
Fig. 1 : Le dernier regard des Tyrannosaurus rex, il y a 66 Ma. (Illustration paléo-artistique par Ahmed AMIROUCHE)
Comment se forment les cratères d’impact ?
Un cratère d’impact se forme quand un projectile cosmique suffisamment grand et cohérent (dépassant 50 m de diamètre pour un corps rocheux et 20 m pour un objet ferreux plus cohérent) percute le sol à sa vitesse cosmique d’origine (>11 km/s).
Une fois que l’objet atteint la surface, l’impact se déroule en trois phases qui se chevauchent :
- Contact et compression : le projectile touche la cible et transmet une onde de choc qui comprime le matériau.
- Excavation : la roche comprimée se décompresse, éjecte du matériel en forme de couronne et crée une cavité dite transitoire.
- Modification : les parois du bassin s’effondrent partiellement, les matériaux en fusion se redistribuent et la topographie finale se stabilise.
Selon la taille et la nature de la cible, deux morphologies principales apparaissent :
- Cratères simples : forme de bol (d < 2 – 4 km) partiellement remplie par la brèche.
- Cratères complexes : plus grands (d > 2 – 4 km), développent un soulèvement central distinct sous forme de crête et/ou d’anneau, de cuvette annulaire, et une jante effondrée.
La distribution des cratères d’impact sur Terre
Fig. 2 : Distribution des cratères d’impact dans le monde.
On observe, d’après la carte de répartition mondiale des cratères d’impact (Fig. 2), que l’Afrique ne compte qu’environ 10 % des structures identifiées, alors que le Canada, dont la superficie est trois fois moindre, en regroupe près de 15 %. Cette disproportion suggère que la distribution des impacts n’est pas proportionnelle à la superficie terrestre, mais plutôt influencée par d’autres facteurs.
Les structures d’impact africaines demeurent largement sous-explorées comparées à leurs homologues d’Amérique du Nord ou d’Europe. Il est donc très probable que de nombreux cratères restent encore non répertoriés sur le continent.
Des initiatives récentes ont cherché à identifier de nouvelles structures susceptibles d’être des cratères d’impact, notamment au Maroc et en Mauritanie, où le territoire a été intégralement survolé à l’aide d’imageries satellitaires [respectivement dans Chabout et al., (2015) et Ould Mohamed Navee et al., (2024)]. En Algérie, un travail similaire a été mené dans le cadre de mon mémoire de master (2024), sous la direction de M. Moulley Charaf Chabou et de David Baratoux. Nous avons adopté la même approche que celle décrite par Ould Mohamed Navee en Mauritanie, qui repose sur l’analyse combinée d’imagerie satellite, de données topographiques et géologiques, pour recenser systématiquement les structures circulaires du pays et évaluer leur potentiel d’origine impactitaire.
Les cratères d’impact en Algérie : état des connaissances
À la date de rédaction de cet article, quatre cratères algériens sont répertoriés dans l’Earth Impact Database (EID) :
1- Tin Bider – structure concentrique à anneaux multiples d’environ 6 km de diamètre, située sur le plateau de Tadmaït, à ≈ 265 km au ENE d’In Salah, au sein des formations crétacées. Ce cratère est décrit pour la première fois par Guillemot, (1962), interprété comme un impact météoritique par Busson, (1972), puis confirmé par Lambert et al., (1980), qui ont mis en évidence du quartz choqué. Une étude plus récente (Kassab et al., 2021) réaffirme l’origine météoritique.
2- Amguid – situé à ≈ 236 km de Tamanrasset, il s’agit d’un cratère circulaire de 550 m de diamètre et de 60 m de profondeur, creusé dans des terrains du Dévonien inférieur de la plateforme saharienne. Karpoff, (1954) fut le premier à signaler l’existence de ce cratère. Une première investigation sur le terrain est réalisée par Jean-Philippe Lefranc le 2 mai 1968, suivie d’une note publiée en 1969. Lambert et al., (1980) fournissent les preuves de son origine météoritique.
3- Ouarkziz – Cratère d’environ 3,5 km de diamètre, situé à 170 km au nord-est de Tindouf, près de la frontière algéro-marocaine. Il est incisé dans des formations carbonifères inférieures. Découvert par Fabre et Greber., (1956) et identifié comme d’origine météoritique par Fabre et al., (1970). Lambert et Lamali., (2009) appellent à des analyses pétrographiques et géochimiques supplémentaires pour confirmer l’impact.
4- Talemzane – forme de dépression circulaire de 1,75 km de diamètre, le plus visité d’Algérie, située à 40 km au sud‑est d’Hassi Delaa (wilaya de Laghouat) dans des roches éocènes. Découvert en 1928, il a d’abord été étudié dans les années 1950 (par Rousseau puis Brady). Karpoff et Brady, (1953) ont été les premiers à proposer une origine d’impact, hypothèse confirmée par Lambert et al. (1980). Des travaux récents contestent ce scénario et proposent d’autres explications.
Fig. 3 : Vues satellitaires des cratères d’impact en Algérie. (a) Tin Bider, (b) Amguid, (c) Ouarkziz, (d) Talemzane.
Résultats de la recherche systématique des structures circulaires en Algérie
Nos investigations des structures circulaires en Algérie, réalisées à l’aide d’imageries satellitaires et de SIG, ont permis de détecter 866 structures, dont une vingtaine était déjà connue. Au départ, l’objectif était d’identifier uniquement les meilleurs candidats à une origine météoritique ; cependant, le projet a rapidement évolué vers un inventaire exhaustif incluant toutes les structures circulaires et quasi‑circulaires du pays, quelles que soient leurs origines (magmatiques, tectoniques, diapiriques, etc.).
Fig. 4 : Distribution des structures circulaires en Algérie.
Nous avons produit trois cartes pour chaque structure : une topographique, une à partir des images Bing/ESRI, et une à partir de la carte géologique couvrant la structure. Une étude morphométrique détaillée a ensuite été menée, au cours de laquelle toutes les grandeurs géométriques ont été calculées. Les structures ont été nommées en fonction de la carte géologique qui les couvre (échelle 1 : 50 000 pour le nord, 1 : 200 000 pour le sud). Lorsqu’une même carte couvre plusieurs structures, le nom est suivi d’un indice numérique correspondant à l’ordre croissant de leur diamètre. Les données collectées lors de la cartographie, de l’analyse morphométrique et les informations géologiques disponibles ont permis d’attribuer à chaque structure une origine plausible.
Cette procédure nous a permis de sélectionner les structures présentant le meilleur potentiel d’impact parmi les 866 identifiées. Deux d’elles, déjà mentionnées par Chabou, (2017), sont Oufrane (d ≈ 2,5 km) et Hassi Chebaba (d ≈ 4,5 km), des cratères complexes fortement érodés. Hassi Chebaba, étudiée et nommée ‘Tabaloulet’ par Mahboubi et al., (2023), montre des traces de métamorphisme de choc et deux types de brèches (calcaire béchique et brèche de retombée), bien que des investigations géophysiques et géochimiques supplémentaires soient nécessaires.
Fig. 5 : Vue satellitaire (Haut) et carte du relief (bas) de (a) Oufrane et (b) Hassi Chebaba.
Notre inventaire, incluant les données morphométriques, lithostratigraphiques et géographiques, est disponible sur Zenodo (Yalla et al., 2025). Une carte interactive des structures identifiées est également mise à disposition sur mon site personnel.
Le nombre de structures circulaires identifiées en Algérie est 16 fois supérieur à celui recensé en Mauritanie ; ce chiffre, bien que impressionnant, reste susceptible d’augmenter avec l’utilisation d’autres méthodes de détection.
Les structures candidates à un impact, sélectionnées dans l’inventaire, doivent être étudiées à l’aide d’analyses structurales, pétrographiques et géochimiques. De même, les cratères déjà répertoriés dans l’EID requièrent des investigations complémentaires.
Enfin, nous appelons à l’extension de cette méthodologie de détection par imagerie satellitaire, à d’autres pays africains, car elle s’avère très efficace pour un balayage à grande échelle, comblant ainsi les lacunes cartographiques et guidant des travaux de terrain ciblés.
Codes Qr de (a) L’inventaire des structures circulaires en Algérie et (b) de carte interactive des structures circulaires en Algérie.
Article rédigé par Yalla Samira
Références
Busson. (1972). Principes, méthodes et résultats d’une étude stratigraphique du Mésozoïque saharien. Mémoires du Muséum National d’Histoire Naturelle, Tome XXVI, 443 p.
Chaabout, S., Chennaoui Aoudjehane, H., Reimold, W. U., Baratoux, D., & Youbi, N. (2015). Prospecting for possible impact structures in Morocco. Journal of African Earth Sciences, 112, 339–352. https://doi.org/10.1016/j.jafrearsci.2015.08.002
Chabou, M. C. (2017). Two new possible impact structures in the Algerian Sahara. The Fourth Impact Cratering and Astrogeology Conference (AICAC IV), 9-12 April 2017, USTHB, Algiers, Algeria.
Fabre, J., & Greber, C. (1956). Présence d’un cratère de météorite à l’Ouarkziz (Sahara occidental). Comptes Rendus de l’Académie des Sciences, 242, 2843-2844.
Fabre, J., Kazi-Tani, N., & Megartsi, M. (1970). Le rond de l’Ouarkziz (Sahara nord-occidental), un astroblème. Comptes Rendus Acad. Paris, Sér. D, 270, 1212-1215.
Guillemot, A. (1962). Structures anticlinales circulaires d’origine mal connue. Photo-Interprétation, 929, Technip Éditions, Fascicule 4.
Karpoff, R. (1954). Un cratère de « météorite » à Talemzane dans le Sud algérien. Proceedings CR Congrès Géol. Intern., 233-241.
Karpoff, R., & Brady, L. F. (1953). The meteorite crater of Talemzane in Southern Algeria (cn = + 1002 0041,333). Meteoritics, 1(1), 31-38. https://doi.org/10.1111/j.1945-5100.1953.tb01304.x
Kassab, F., Ferrière, L., & Belhai, D. (2021). Shock-metamorphic microstructures in quartz grains from Albian sandstones from the Tin Bider impact structure, Algeria. Meteoritics & Planetary Science, 56(12), 2273-2280. https://doi.org/10.1111/maps.13766
Lambert, P., & Lamali, A. (2009). Impact structures in Algeria. The 1st Arab Impact Cratering and Astrogeology Conference, Amman, pp. 50-53.
Lambert, P., McHone Jr., J. F., Dietz, R. S., & Houfani, M. (1980). Impact and impact-like structures in Algeria — Part I: Four bowl-shaped depressions. Meteoritics, 15(2), 157-179. https://doi.org/10.1111/j.1945-5100.1980.tb00518.x
Lefranc, J.-P. (1969). Exploration of a meteorite crater at Amguid (Mouydir, central Sahara). Académie des Sciences, Paris, Comptes Rendus, Série D, 268, 900-902.
Mahboubi, M., Mammeri, C., Matsa, T. A., Seddiki, A., Benhamou, M., Zeroual, I., Kheddoum, O., & Mahboubi, S. (2023). Sur la découverte d’un important cratère météoritique dans le Tademaït oriental (Sahara algérien). Bulletin du Service Géologique de l’Algérie, 31(1), 59-78.
Ould Mohamed Navee, E., Baratoux, D., Chennaoui Aoudjehane, H., Si Mhamdi, H., & Raji, M. (2024). Systematic search of circular structures using satellite imagery to identify potential new impact structures in Mauritania. Journal of African Earth Sciences, 105303. https://doi.org/10.1016/j.jafrearsci.2024.105303
Yalla, S., Chabou, M. C., & Baratoux, D. (2025). Inventory of circular geological structures in Algeria [Data set]. Zenodo. https://doi.org/10.5281/zenodo.17713915
par Petank SORO | Avr 1, 2026 | Au fil des étoiles
Au Burkina Faso comme de par le monde, chaque année, le début de jeûne musulman commence par l’annonce de la confirmation de l’observation réelle du croissant lunaire. Voir cet astre marque le début du mois sacré du Ramadan. Son observation guide par ailleurs la fixation de la date de fin de ce mois de pénitence.
Voilà déjà cinq ans qu’au Burkina Faso, cette observation qui jadis traditionnelle s’appuie de plus en plus sur l’apport des scientifiques et notamment des astrophysiciens, qui utilisent les connaissances modernes en astronomie pour mieux comprendre et prévoir l’apparition de la lune.
Dans la tradition islamique, le début du Ramadan est déterminé par l’observation du croissant lunaire, visible à l’œil nu ou à l’aide d’instruments optiques. Au Burkina Faso, cette mission est coordonnée par la commission nationale chargée de l’observation de la lune, mise en place par la Fédération des Associations Islamiques du Burkina (FAIB). Les observations se déroulent généralement le 29ᵉ jour du mois de Chaabane, juste après le coucher du soleil.
En collaboration avec l’Observatoire d’astrophysique à l’Université Joseph KI-ZERBO, un pôle du Laboratoire de Physique et de Chimie de l’Environnement (LPCE), les astrophysiciens et la membre de la FAIB vont ensemble à la confirmation de l’observation du croissant lunaire. Les scientifiques burkinabè contribuent aujourd’hui à améliorer les méthodes d’observation de la lune. Grâce aux calculs astronomiques les astronome déterminent les probabilités d’observation, par région. Ils indiquent à la commission d’observation avec précision la position de la lune, sa luminosité en prenant en compte les conditions nécessaires pour qu’elle soit visible depuis une région donnée.
Ainsi l’équipe d’astrophysiciens conduit par le Dr S. Zacharie KAM, composé de ses passionnés étudiants et doctorants engagés dans la promotion de l’astronomie, s’investie au début et à la fin du mois de Ramadan, pour accompagner et donner des arguments scientifiques pour les décisions de la FAIB. De nos jours la confirmation l’observation du croissant lunaire ne repose plus uniquement sur l’œil nu, elle est scientifique avec l’implication d’universitaires utilisant des télescopes et d’autres outils d’astronomie pour faciliter la détection du croissant lunaire. Ces outils permettent d’améliorer la précision des observations et d’accompagner les décisions religieuses. Cette année encore l’équipe était au rendez-vous.
Cette collaboration entre religieux et scientifiques représente une avancée importante, car elle permet de concilier tradition et science tout en consolidant le vivres ensemble des communautés. L’engagement des astrophysiciens burkinabè contribue également au développement de la recherche scientifique dans le pays. À travers des projets de vulgarisation, la création de clubs d’astronomie et la promotion des sciences auprès des jeunes, ils encouragent une nouvelle génération à s’intéresser à l’espace et aux phénomènes célestes.
« Ainsi, l’observation du croissant lunaire pour le Ramadan devient non seulement un moment spirituel pour la communauté musulmane, mais aussi une opportunité de valoriser la science et l’expertise des chercheurs burkinabè. »
Article rédigé par Dr Sié Zacharie KAM, Astrophysicien,
Maître de Conférence à l’Universite Joseph KI-ZERBO du Burkina Faso.
