par Petank SORO | Juil 1, 2026 | Actualités, Au fil des étoiles
Dans l’histoire des nations spatiales, certaines dates marquent davantage qu’une signature. L’adhésion du Sénégal aux Accords Artémis appartient à cette catégorie d’événements qui, au-delà de leur portée diplomatique immédiate, témoignent d’une ambition plus profonde : celle d’inscrire durablement le pays dans les grandes dynamiques qui façonnent l’avenir du secteur spatial mondial.
Le 24 juillet 2025, le Sénégal est officiellement devenu le premier pays africain francophone à rejoindre les Accords Artemis aux côtés de la NASA, 4e du continent intégrant ainsi un cercle de nations engagées en faveur d’une exploration spatiale pacifique, durable et fondée sur la coopération internationale. La signature historique a été faite par M. Maram KAIRE, Directeur Général de l’Agence Sénégalaise d’Études Spatiales (ASES), en présence de Son Excellence M. Abdoul Wahab Haidara, ambassadeur du Sénégal à Washington.Avec cette adhésion, le Sénégal est devenu la 56e nation signataire de ce cadre de référence qui accompagne le retour de l’humanité vers la Lune et prépare les futures étapes de l’exploration spatiale.
Les Accords Artemis sont un ensemble de principes politiques non contraignants établis par la NASA pour guider l’exploration civile et l’utilisation de l’espace lointain (Lune, Mars, astéroïdes). Ils reposent sur le Traité de l’espace de 1967 et comptent plus de 60 pays signataires.
Pour beaucoup, ces Accords évoquent d’abord les missions lunaires, les astronautes et les ambitions d’exploration du système solaire. Pour le Sénégal, l’enjeu est plus large. Il réside dans la capacité à participer aux réseaux internationaux où se construisent les partenariats scientifiques, les échanges technologiques et les standards qui encadreront les activités spatiales des prochaines décennies.
Cette évolution n’est pas le fruit du hasard. Elle s’inscrit dans une trajectoire portée par l’Agence Sénégalaise d’Études Spatiales (ASES), créée pour structurer une ambition nationale et fédérer les différentes composantes d’un écosystème en pleine émergence. Recherche, formation, innovation, coopération internationale : autant de dimensions que l’ASES s’efforce d’articuler dans une vision cohérente du développement spatial national.
Pour le Sénégal, les apports potentiels sont multiples. Les Accords Artemis ouvrent des perspectives nouvelles en matière de coopération scientifique, de développement des compétences, de formation des ressources humaines et d’accès à des réseaux internationaux de premier plan. Ils constituent également une opportunité de renforcer les capacités nationales dans des domaines stratégiques tels que l’ingénierie, les infrastructures spatiales, l’innovation technologique et le développement industriel.
Quelques mois seulement après son adhésion, le Sénégal est entré dans une phase plus active de cette coopération. Les 24 et 25 mars 2026, l’ASES sous la direction de M. Maram Kaire a participé à l’événement IGNITION organisé au siège de la NASA à Washington D.C., à l’invitation de son administrateur, Jared Isaacman. Cette rencontre a réuni plusieurs des plus grandes agences spatiales mondiales ainsi que l’Agence spatiale européenne.
La présence du Sénégal à cette rencontre revêt une portée particulière. Aux côtés du Rwanda et de l’Angola, il figurait parmi les rares représentants africains conviés à ces échanges stratégiques consacrés à l’avenir du programme Artémis et aux nouvelles orientations de la politique spatiale américaine.
À cette occasion, Jared Isaacman a présenté plusieurs évolutions majeures du programme. Parmi elles figurent la suspension du projet de station lunaire Gateway et la volonté de concentrer davantage les ressources sur l’établissement d’une présence humaine durable à la surface de la Lune. La NASA a également réaffirmé son ambition d’accélérer le rythme des missions habitées grâce à l’utilisation de systèmes réutilisables développés en partenariat avec l’industrie spatiale commerciale.
Au-delà de ces annonces, la participation du Sénégal à ces échanges illustre une évolution plus profonde : celle d’un pays qui ne se contente plus d’observer les transformations du secteur spatial mondial mais qui prend part aux discussions qui en dessinent l’avenir.
Cette démarche revêt également une dimension continentale. Alors que plusieurs pays africains accélèrent leurs investissements dans les technologies spatiales, la question n’est plus de savoir si l’Afrique participera à l’économie spatiale mondiale, mais quelle place elle entend y occuper. En rejoignant les Accords Artémis puis en participant activement aux espaces de concertation qui les accompagnent, le Sénégal démontre qu’un pays africain peut contribuer à la gouvernance internationale du secteur tout en défendant une vision fondée sur la coopération, le partage des connaissances et l’utilisation pacifique de l’espace.
Dans cette perspective, l’ASES agit comme un instrument de politique publique permettant au Sénégal de créer des opportunités, de bâtir les capacités humaines, scientifiques et techniques nécessaires pour tirer pleinement parti des partenariats internationaux.
Au-delà d’être un outil au service du développement durable grâce à ses nombreuses applications dans les secteurs prioritaires, le spatial constitue également un formidable accélérateur de maîtrise technologique. En participant à des projets collaboratifs d’envergure internationale, le Sénégal renforce progressivement ses compétences, développe son expertise et prépare les conditions d’une industrie spatiale nationale capable de créer de la valeur, de l’emploi et de l’innovation.
L’adhésion aux Accords Artémis marque ainsi une nouvelle étape dans le parcours spatial sénégalais. Elle confirme l’émergence d’un pays qui ne se contente plus d’observer les transformations du secteur spatial mondial, mais qui entend désormais contribuer à leur écriture. À travers l’ASES, le Sénégal affirme sa volonté de participer à la construction d’une Afrique spatiale plus visible, plus compétente et davantage intégrée aux grandes dynamiques internationales. En mai 2026, l’ASES a répondu à l’appel à proposions de solutions techniques pour l’installation de bases lunaires lancé par NASA, confirmant la volonté d’une contribution effective au programme Artémis.
Article écrit par Nafissa Diop | Agence Sénégalise d’Etudes Spataiales (ASES)
Quelques images :
par Petank SORO | Juil 1, 2026 | Zoom Sur
Une visualisation du champ magnétique terrestre. (Crédit : NASA/Goddard Space Flight Center)
La source exacte du champ magnétique terrestre ancien, il y a 4 milliards d’années, reste énigmatique. L’océan magmatique qui occupait la base du manteau à cette époque est un candidat possible, mais des simulations numériques remettent cette hypothèse en question.
Le champ magnétique terrestre, qui trouve sa source dans le noyau externe de notre planète et nous protège du vent solaire et des rayonnements cosmiques, n’a pas d’équivalent parmi les autres planètes rocheuses. Mercure possède bien un champ magnétique dont l’origine se situe également dans son noyau externe, mais l’intensité de ce champ est beaucoup plus faible que celle du champ terrestre. Quant à Mars et Vénus, elles ne possèdent pas de champ magnétique d’origine interne. Pour être tout à fait exact, l’analyse de roches martiennes [1] montre qu’un champ magnétique comparable au champ terrestre était toutefois présent sur Mars, il y a 4 milliards d’années (Ga), donc peu de temps après la formation de cette planète. Ce champ a ensuite rapidement décliné et semble avoir totalement disparu vers 3,7 Ga. De même, un champ magnétique semble avoir été présent sur la Lune peu après sa formation, avant de disparaître il y a 3 Ga [2]. Le cas de Vénus reste indécis : à supposer que nous puissions collecter et analyser des roches vénusiennes, la question d’un champ primitif ne serait sans doute pas résolue pour autant, car la surface de cette planète est relativement jeune, environ 700 millions d’années. Les roches de sa surface n’auraient donc pas pu enregistrer la présence d’un champ très ancien, contemporain de la jeunesse de Vénus. On peut toutefois penser qu’à l’instar de Mars et de la Lune, Vénus possédait sans doute un champ magnétique au début de son histoire.
Mais revenons sur Terre. L’analyse de roches très anciennes montre que le champ magnétique terrestre était déjà actif il y a 4 Ga. La présence de champs magnétiques primitifs protégeant les planètes telluriques peu après leur formation apparaît donc la règle plutôt que l’exception. Toutefois, comme nous allons le voir, les conditions régnant à l’intérieur de la Terre à cette époque semblent avoir été peu propices à l’entretien d’un champ magnétique dans le noyau terrestre. D’où l’idée, émise il y a quelques années, que le champ magnétique primitif de notre planète pourrait trouver sa source dans l’océan magmatique qui occupait une partie du manteau terrestre à cette époque. Une étude basée sur des simulations numériques réalisées par des chercheurs des universités de Grenoble et de Lyon apporte de nouveaux éléments à ce débat [3]. Selon ces travaux, un océan magmatique peut effectivement, sous certaines conditions, être la source d’un champ magnétique. Dans l’état actuel de nos connaissances, ces conditions ne semblent cependant pas avoir été réunies dans l’océan magmatique terrestre.
Le champ magnétique terrestre ancien
Les archives géologiques de notre planète montrent que le champ magnétique terrestre a entamé un long déclin vers 3 Ga. Toutefois, à l’inverse du champ martien, il ne s’est pas éteint et a, au contraire, opéré un redémarrage il y a environ 1 Ga. Ce redémarrage est attribué à la cristallisation de la graine (le noyau interne), c’est-à-dire à la solidification du fer et du nickel au centre de notre planète. La chaleur latente libérée par ce changement de phase fournit l’énergie nécessaire à l’entretien de grands mouvements de matière (ou écoulement), lesquels génèrent un champ magnétique via un phénomène de géodynamo. Une géodynamo peut aussi s’enclencher dans un noyau entièrement liquide (comme c’était le cas du noyau terrestre il y a 4 Ga) à condition qu’une quantité de chaleur suffisamment importante soit extraite du noyau vers le manteau, ce qui permet d’entretenir l’écoulement du noyau. La durée de vie de ce champ est cependant limitée à cause de la dissipation magnétique, qui convertit en chaleur l’énergie liée au champ magnétique. La convection thermique dans un noyau liquide, puis la cristallisation de la graine permettent ainsi de comprendre l’histoire du champ magnétique terrestre dans ses grandes lignes. Toutefois, cette histoire se complique si l’on admet qu’il y a 4 Ga, un océan magmatique souterrain occupait la base du manteau.
En effet, les modèles d’évolution planétaire suggèrent que les planètes rocheuses ont connu, au début de leur histoire, une phase au cours de laquelle une partie de leur manteau était fondue ou partiellement fondue, formant un océan magmatique global. L’évolution de l’océan magmatique d’une planète (ou, si l’on préfère, sa cristallisation) est liée au refroidissement de cette planète et dépend du diagramme de phase des matériaux composant son manteau, c’est-à-dire de la phase (liquide ou différentes phases solides, selon la structure cristalline) prise par un matériau donné en fonction de la pression et de la température. L’histoire de la cristallisation de l’océan magmatique d’une planète dépend donc de la nature des roches composant son manteau et implicitement (via la pression) de la taille de la planète. Le diagramme de phase des roches composant le manteau terrestre prévoit que l’océan magmatique a cristallisé depuis son sommet vers sa base. Par ailleurs, la chaleur latente rejetée par la cristallisation de l’océan a été utilisée pour chauffer l’océan résiduel. Selon ce scénario, le refroidissement du manteau aurait ainsi conduit à la formation d’un océan magmatique très chaud coincé entre le manteau solide et le noyau, configuration qui ne permet pas au noyau de se refroidir efficacement. Autrement dit, la quantité de chaleur extraite du noyau (si tant est que l’on puisse en extraire) n’est pas suffisante pour entretenir un phénomène de géodynamo dans ce noyau. C’est ce constat qui a conduit les géophysiciens à imaginer que le champ magnétique terrestre primitif pourrait trouver son origine dans l’océan magmatique souterrain lui-même. En 2020, des calculs basés sur des lois d’échelle semblaient étayer cette idée.
Le champ magnétique de l’océan magmatique
Pour tester cette hypothèse plus en détail, Nathanaël Schaeffer et ses collègues ont réalisé une série de simulations numériques de géodynamo reproduisant le mouvement d’un fluide (l’écoulement) dans une coquille sphérique en rotation et le champ magnétique associé à cet écoulement (fig. 1). Plusieurs paramètres, comme l’épaisseur de l’océan magmatique, le flux de chaleur à son sommet, ainsi que sa viscosité et sa conductivité électrique, influencent l’écoulement et le champ magnétique. En particulier, la vigueur des mouvements augmente avec la conductivité électrique de l’océan et avec la vitesse caractéristique de l’écoulement. Les simulations numériques permettent ainsi de préciser les conditions requises pour l’établissement d’un champ magnétique comparable au champ terrestre ancien, conditions que l’on peut ensuite comparer à des modèles d’évolution (de cristallisation) de l’océan magmatique terrestre via des lois d’échelle entre l’épaisseur de l’océan et la vitesse caractéristique de son écoulement.
Plusieurs conclusions peuvent être tirées de ces nouvelles simulations. Tout d’abord, elles confirment qu’il est possible de générer un champ magnétique à l’intérieur d’un océan magmatique situé à la base du manteau terrestre, y compris dans le cas d’un océan relativement peu épais (390 km). Ensuite, sous l’influence de la rotation terrestre, l’écoulement se rapproche d’un écoulement géostrophique, c’est-à-dire qu’il s’organise presque (mais pas parfaitement) selon une série de colonnes parallèles à l’axe de rotation. Cette propriété est importante car, en étirant les lignes de champ le long de l’axe nord-sud, elle confère au champ magnétique son caractère dipolaire (plus précisément, la composante dipolaire domine les composantes plus complexes et de plus petite échelle, ce qui est le cas du champ terrestre). Enfin, point crucial, les simulations montrent que, pour obtenir un champ d’intensité comparable au champ terrestre (actuel ou ancien), les mouvements de matière animant l’océan doivent être assez vigoureux.
Une conductivité électrique trop faible
Concrètement, les modèles d’évolution de l’océan magmatique suggèrent que cette condition n’est jamais atteinte (fig. 2A). La vigueur estimée par ces modèles d’évolution est toujours inférieure à la vigueur nécessaire pour entretenir une géodynamo, situation en partie liée à la conductivité thermique de l’océan magmatique. Ce dernier, rappelons-le, est composé de roches fondues, et sa conductivité électrique, bien que mal connue, est estimée autour de 20 000 S/m. En comparaison, la conductivité du noyau liquide, qui est, lui, majoritairement composé de fer, est de l’ordre de 105 à 106 S/m. Trop faible, la conductivité de l’océan magmatique a pour effet de limiter la vigueur de l’écoulement. Les calculs montrent que, pour obtenir un champ magnétique fort, la conductivité de l’océan devrait être supérieure à son estimation actuelle d’au moins un facteur dix (fig. 2B).
En fin de compte, et dans l’état actuel de nos connaissances, les résultats obtenus par Nathanaël Schaeffer et ses collègues suggèrent qu’il est plus difficile que prévu d’entretenir un champ magnétique intense dans un océan magmatique souterrain. L’origine du champ magnétique terrestre ancien reste donc mal comprise. L’identification de sources d’énergie jusqu’à présent non identifiées, soit dans le noyau, soit dans l’océan magmatique, permettrait de résoudre cette question. Une autre piste de réflexion concerne les propriétés physico-chimiques de l’océan magmatique et du manteau, et en particulier une prise en compte plus fine du diagramme de phase de ce dernier.
Article écrit par Frédéric Deschamps │ IESAS, Taipei, Taïwan
[Notes]
- Lors de leur refroidissement, les roches volcaniques contenant des minéraux comme l’hématite ou la magnétite peuvent enregistrer le champ magnétique ambiant, s’il en existe un. Au cours du temps, ces roches conservent leurs propriétés magnétiques (sauf si elles sont chauffées à nouveau), et elles émettent un champ magnétique dit rémanent et de petite intensité. La détection d’un champ magnétique rémanent, par exemple dans les roches martiennes, témoigne ainsi de la présence d’un champ magnétique interne dans le passé, plus précisément à l’époque où ces roches se sont formées.
- Selon les études les plus récentes, le champ lunaire, bien que faible, aurait perduré jusqu’à 2 Ga.
- Schaeffer N. et al., « Energetically expensive dynamo action in Earth’s basal magma ocean », Proceedings of the National Academy of Sciences, 122, e2507575122, 2025, doi : 10.1073/pnas.2507575122.
1. Simulations numériques de géodynamo dans un océan magmatique d’épaisseur égale à 870 km (à gauche) et 390 km (à droite). Chaque image est composée de deux parties : la vitesse azimutale de l’écoulement (moitié de gauche, représentée par l’échelle de couleur rouge/bleu) et la composante radiale du champ magnétique à la surface de l’océan magmatique (moitié de droite, représentée par l’échelle de couleur vert/violet). (Crédit : N. Schaeffer et al., 2025)
2. (A) Vigueur de l’écoulement dans l’océan magmatique déduite de modèles d’évolution thermique et, pour deux lois d’échelle, entre l’épaisseur de l’océan et la vitesse caractéristique de son écoulement (courbes rouge et bleue). Ici, cette vigueur est mesurée à l’aide du nombre de Reynolds magnétique, Rm, qui est proportionnel à la vitesse caractéristique et à la conductivité électrique du fluide. Les simulations de géodynamo montrent que Rm doit être de l’ordre de 70 (trait pointillé) pour enclencher une géodynamo, et de 130 (trait plein) pour obtenir un champ magnétique comparable en intensité au champ terrestre. (B) Conductivité électrique (notée σ) requise pour entretenir un champ magnétique d’intensité comparable au champ terrestre. Le trait mauve représente la conductivité estimée pour l’océan magmatique terrestre. Les résultats sont représentés en fonction du temps. (Crédit : N. Schaeffer et al., 2025)
par Petank SORO | Juil 1, 2026 | Spatial
La comète interstellaire 3I/ATLAS a pu être observée par plusieurs instruments au sol et dans l’espace au cours de son périple dans le Système solaire interne. La sonde Juice notamment, en route vers Jupiter, a pu analyser les gaz éjectés par la comète. Les rapports isotopiques du carbone indiquent une origine lointaine dans un système planétaire très ancien.
Au cours du deuxième semestre de l’année 2025, un nouvel objet interstellaire nous a rendu visite (voir l’Astronomie no 196, septembre 2025). Il s’agit de la comète 3I/ATLAS (fig. 1), détectée le 1er juillet 2025 et passée au périhélie le 30 octobre de la même année. Elle était alors derrière le Soleil et donc inobservable depuis la Terre, mais des observations ont été réalisées à cette époque depuis la sonde Juice en route vers Jupiter.
Lancée par l’Agence spatiale européenne le 14 avril 2023 depuis le centre spatial de Kourou, en Guyane, la sonde Juice (JUpiter ICy moons Explorer) poursuit son périple en direction du système de Jupiter qu’elle atteindra en juillet 2031. Sa trajectoire, par un heureux hasard, a croisé celle de la comète ATLAS trois jours après le passage de celle-ci au périhélie (fig. 2). Le 2 novembre, au moment où la sonde était au plus près de la comète, sa distance à celle-ci était de 0,44 unité astronomique (ua), et la distance de la comète au Soleil était de 1,363 ua. Cinq instruments de la sonde ont été mis en service pour observer la comète entre le 2 et le 25 novembre 2025. Cependant, les mesures n’ont pu être retransmises immédiatement à la Terre, qui se trouvait alors de l’autre côté du Soleil ; l’antenne à grand gain de la sonde était alors orientée de façon à servir de bouclier thermique. Ce n’est qu’au mois de février 2026 que l’ensemble des données a pu être récupéré [1].
3I/ATLAS : une comète comme les autres ?
L’instrument MAJIS, à bord de la sonde Juice, est un spectromètre imageur fonctionnant dans l’infrarouge proche (1-5 mm). Sa résolution spectrale est modeste, car son objectif principal est de caractériser les glaces de la surface des satellites galiléens qui présentent des motifs spectraux plus larges que ceux des gaz. L’instrument MAJIS a détecté sans ambiguïté la vapeur d’eau H2O (fig. 3) et le dioxyde de carbone CO2 (fig. 4). Les images prises par MAJIS montrent que les éjections gazeuses sont issues du noyau dans la direction du Soleil. Le taux de production de H2O a été évalué à 6.1028 molécules par seconde, ce qui est typique des comètes du Système solaire.
La détection de la vapeur d’eau a été confirmée par l’instrument SWI (Submillimeter Wave Instrument), un récepteur hétérodyne submillimétrique qui mesure une transition spectrale de H2O avec une très haute résolution spatiale. Cette capacité lui permet en particulier de mesurer la vitesse des molécules. Il est ainsi apparu que la vapeur d’eau n’est pas éjectée seulement du noyau, mais aussi des grains de glace présents dans la coma entourant celui-ci.
À plus grande distance du noyau, le spectromètre imageur UVS (UltraViolet imaging Spectrograph) a cartographié les atomes d’oxygène, d’hydrogène et de carbone produits par la photodissociation des molécules mères (essentiellement H2O et CO2). Là aussi, la comète 3I/ATLAS se comporte comme une comète ordinaire.
Enfin, la caméra JANUS a pu observer en détail la coma, derrière laquelle se cache le noyau, ainsi que deux queues bien séparées (fig. 5). L’une, riche en poussières, est orientée dans la direction opposée au Soleil, à cause de la pression de radiation exercée par notre étoile sur les petits grains. L’autre, riche en gaz ionisé, se situe derrière le noyau dans la trajectoire suivie par la comète. On voit aussi des structures moins lumineuses qui témoignent de l’interaction des atomes et des ions issus de la comète avec les particules du vent solaire.
… mais une comète très riche en deutérium !
D’autres moyens, au sol et dans l’espace, ont été utilisés pour explorer la comète interstellaire. Au sol, le réseau d’antennes millimétriques ALMA a été utilisé le 4 novembre pour cartographier les émissions de H2O, HDO et CH3OH autour de 183 et 241 GHz (l = 1,64 et 1,24 mm, respectivement) [2]. Le résultat le plus étonnant a été l’abondance très élevée du deutérium dans cette comète.
Rappelons que le deutérium est un isotope lourd de l’hydrogène ; il est constitué d’un proton, d’un électron et d’un neutron, ce qui lui confère une masse deux fois plus élevée que celle de l’atome d’hydrogène. Il se trouve que, suite à des réactions ion-molécule se produisant à basse température, le rapport D/H (mesuré à partir de diverses molécules, en particulier à partir du rapport HDO/H2O) est enrichi dans les glaces par rapport à la phase gazeuse, et qu’il est d’autant plus élevé que la température est basse. Le rapport D/H de la nébuleuse protosolaire est d’environ 2.10–5 ; c’est proche de la valeur mesurée dans Jupiter et Saturne, deux planètes géantes essentiellement constituées de gaz protosolaire. Il est plus élevé dans Uranus et Neptune, ce qui est logique car les deux géantes glacées se sont formées autour d’un noyau de glaces de masse importante, dans lequel le rapport D/H s’est trouvé enrichi. Les comètes, formées dans le Système solaire extérieur, principalement à partir de noyaux de glace H2O, sont également enrichies par rapport à la valeur protosolaire par un facteur allant de 7 à 20 environ. La valeur du rapport D/H dans les océans terrestres est d’un grand intérêt, car elle nous renseigne sur l’origine des océans. Sa valeur (1,5576.10–4) montre un fort enrichissement par apport à la nébuleuse solaire primitive, ce qui suggère que ceux-ci proviennent du Système solaire extérieur. Le rapport D/H dans les différentes comètes varie donc typiquement entre la valeur terrestre et trois fois cette valeur.
C’est ici que la mesure de D/H dans la comète 3I/ATLAS, obtenue à partir du rapport des abondances HDO/H2O (fig. 6), apporte un élément nouveau. Le rapport D/H mesuré est supérieur à 6,6.10–3, soit 40 fois la valeur terrestre, ou 250 fois la valeur protosolaire !
Un résultat aussi surprenant demandait confirmation : celle-ci a été apportée par les mesures réalisées par le JWST dans le domaine de l’infrarouge proche, le 23 décembre 2025 [3]. Les spectres réalisés par l’instrument NIRSpec du JWST, à 2,7 mm pour H2O et 4,3 mm pour CO2, ont permis de mesurer les rapports D/H et 13C/12C à partir de HDO/H2O et 13CO2/12CO2 respectivement. La mesure de D/H (9,5 ± 0,6.10–3) confirme le résultat obtenu avec ALMA (fig. 7). Il suggère pour la comète une formation à très basse température (< 30 K). Le rapport 12C/13C dans la comète 3I/ATLAS, mesuré à la fois par les rapports 12CO/13CO et 12CO2/13CO2, est de l’ordre de deux fois la valeur solaire (89) : cette fois, l’isotope lourd 13C est appauvri par rapport à l’isotope léger, le plus abondant (12C). D’après les modèles d’évolution chimique galactique, la valeur élevée du rapport 12C/13C pourrait impliquer que l’époque de formation de la comète est très ancienne (10 à 12 milliards d’années) et qu’elle a fait suite à une période d’intense formation stellaire. Pour l’hydrogène comme pour le carbone, les rapports isotopiques mesurés dans 3I/ATLAS sont en dehors des plages de valeurs mesurées dans le Système solaire. Les résultats impliquent pour l’origine de la comète interstellaire un système stellaire dont les conditions physico-chimiques de formation ont été différentes de celles que nous connaissons.
D’autres observations depuis le sol et l’espace
De nombreux télescopes ont été braqués sur la comète 3I/ATLAS. Le réseau ATLAS (celui qui détecta la comète le 1er juillet 2025) a mesuré régulièrement l’éclat de la comète depuis le début de juillet jusqu’à la fin septembre, quelques semaines avant le passage de la comète au périhélie [4]. C’est aussi le cas du NOT (Nordic Optical Telescope) et du système de 64 télescopes robotisés HATPI, à l’observatoire de Las Campanas, au Chili, dédié à la surveillance des phénomènes célestes variables ou transitoires [5] (fig. 8). Après le passage au périhélie, la magnitude de la comète a été mesurée par le télescope spatial Hubble en décembre 2025 et janvier 2026 [6] (fig. 9). Les auteurs de l’étude ont déduit pour le noyau un rayon de 1,3 km, en supposant un albédo de 0,04.
D’autres moyens spatiaux ont été également mis à contribution. La caméra UV SWAN de l’observatoire solaire SoHO, en opération depuis 1995, a observé la comète dans la raie Ly a à 121,6 nm entre le 6 novembre et le 9 décembre 2025, donnant ainsi une mesure du taux de production d’atomes d’hydrogène et donc du taux de production de H2O [7] (fig. 10). L’étude des molécules mères issues du noyau de la comète a été menée à deux reprises avec le JWST, le 4 novembre et le 23 décembre, mais aussi avec une nouvelle sonde spatiale lancée par la Nasa le 11 mars 2025. Il s’agit de SPHEREx, un petit spectromètre infrarouge fonctionnant entre 0,75 et 5 mm dédié à un sondage cosmologique. L’instrument a observé la comète ATLAS entre le 1er et le 15 août 2025 [8]. Les auteurs ont pu cartographier les émissions de H2O, CO et CO2, mesurer les taux de production des trois molécules et mettre en évidence la signature spectrale de la glace d’eau. Les mesures sont compatibles avec un petit noyau de rayon inférieur à 2,5 km, entouré d’une coma cent fois plus brillante. Ces caractéristiques rapprochent 3I/ATLAS des comètes hyperactives 103P/Hartley et 46P/Wirtanen, riches en CO2 et H2O, pour lesquelles l’émission des éléments volatils provient essentiellement des grains de glace et non du noyau.
Enfin, l’étude des molécules mères de la comète 3I/ATLAS a bénéficié de deux séries d’observations, en utilisant d’une part le réseau d’antennes millimétriques ALMA entre août et septembre 2025 [9], et d’autre part le JWST en décembre 2025 [10]. Dans le premier cas, ALMA a obtenu des cartes du méthanol CH3OH et de l’acide cyanhydrique HCN. Alors que HCN semble être émis directement par le noyau, la source de CH3OH provient plutôt d’une source étendue dans la coma elle-même (fig. 11). Dans le second cas, l’instrument NIRSpec du JWST a enregistré le spectre de la comète entre 2,5 et 5 mm, mettant en évidence les émissions de H2O, CH4, CH3OH, C2H6, H2CO, CO2 et CO (fig. 12), à une époque où la comète, s’éloignant du Soleil, s’approchait de la ligne de condensation de H2O entre 2 et 3 ua du Soleil. CO, la molécule la plus volatile, est alors devenue l’espèce la plus abondante, devant H2O et CO2.
La comète 3I/ATLAS s’éloigne maintenant vers le Système solaire extérieur ; en avril, elle était déjà au niveau de l’orbite de Jupiter. Des trois objets interstellaires connus, elle aura été celui dont la trajectoire est la plus excentrique (e = 6, vitesse à l’infini : 58 km/s). Son niveau d’activité s’est montré intermédiaire entre celui de 1I/‘Oumuamua (dénué de coma) et 2I/Borissov (dotée d’une coma très développée). Le rapport 12C/13C élevé mesuré dans la comète 3I/ATLAS suggère qu’elle provient d’un système planétaire très ancien. Les trois objets interstellaires découverts à ce jour présentent donc une grande diversité ; il n’y a plus qu’à attendre les surprises que nous révéleront les futurs visiteurs interstellaires.
Article écrit par Thérèse Encrenaz |Observatoire de Paris-PSL
[Notes]
- Five things Juice has revealed about Comet 3I/ATLAS.
- Salazar Manzano L. E. et al., « A Direct View of the Chemical Properties of Water from Another Planetary System: Water D/H in 3I/ATLAS », arXiv:2603.07026.
- Cordiner M. et al., « Isotopic Evidence for a Cold and Distant Origin of the Interstellar Object 3I/ATLAS », arXiv:2603.06911.
- Tonry J. et al., « ATLAS Transient Discovery Report », arXiv:2509.05562.
- Hartmann J. D. et al., « HATPI Pre-Perihelion Time-series Photometry of the Interstellar Comet 3I/ATLAS », arXiv:2602.21586.
- Hui M. T. et al., « Nucleus and Postperihelion Activity of Interstellar Object 3I/ATLAS Observed by the Hubble Space Telescope », Astrophys. J. Letters, 999, L37, mars 2026.
- Combi M. R. et al., « Water Production of Interstellar Comet 3I/ATLAS from SOHO/SWAN Observations after Perihelion », Astrophys. J. Letters, 998, L17, 2026.
- Lisse C. M. et al., « SPHEREx Pre-perihelion Mapping of H2O, CO2, and CO in Interstellar Object 3I/ATLAS », Astrophys. J. Letters, 1000, L52, 2026.
- Roth N. X. et al., « CH3OH and HCN in InterstellarComet 3I/ATLASMapped with the ALMA Atacama Compact Array: Distinct Outgassing Behaviors and a Remarkably High CH3OH/HCN Production Rate Ratio », Astrophys. J. Letters, 888, L32, mars 2026.
- Roth N. X. et al., « Coma Physics of an Interstellar Object: JWST Spatial-Spectral Mapping of 3I/ATLAS », arXiv:2603.20460.
1. La comète 3I/ATLAS observée par la sonde Juice le 2 novembre 2025. (Crédit : ESA)
2. Trajectoires de la comète 3I/ATLAS et de la sonde Juice, comparées aux orbites de la Terre et de Mars. La distance entre les deux objets était minimale le 2 novembre 2025. (Crédit : ESA)
3. L’émission de H2O observée par l’instrument MAJIS, avec l’image (en haut) et le spectre dans l’infrarouge proche, en bas. La direction du mouvement de la comète et la direction du Soleil sont indiquées en rouge sur l’image. (Crédit : ESA)
4. L’émission de CO2 observée par l’instrument MAJIS, avec l’image (en haut) et le spectre dans l’infrarouge proche, en bas. (Crédit : ESA)
5. L’image de la comète observée en filtre rouge par la caméra JANUS de la sonde Juice le 2 novembre 2025. (Crédit : ESA)
6. Les raies d’émission de HDO (à gauche) et H2O (à droite) observées dans le domaine millimétrique par le réseau d’antennes ALMA. (Crédit : Salazar Manzano L. E. et al. [2])
7. Les rapports D/H (à gauche) et 12C/13C (à droite) mesurés dans la comète 3I/ATLAS, comparés aux valeurs obtenues dans le Système solaire, les disques, les jeunes objets stellaires massifs (MYSO) et les protoétoiles. Les rapports D/H sont extraits de HDO/H2O sauf indication contraire. La valeur très élevée de D/H dans Vénus est attribuée à un échappement massif de l’eau au cours de l’histoire de la planète. (Crédit : Cordiner M. et al. [3])
8. Courbe de lumière de la comète 3I/ATLAS avant le périhélie. La figure réunit les mesures obtenues par différents télescopes. (Crédit : Hartmann J. D. et al. [5])
9. Mesure de la magnitude V apparente de la comète 3I/ATLAS obtenue par le télescope spatial Hubble après le périhélie. (Crédit : Hui M. T. et al. [6])
10. Courbe de lumière obtenue à partir de la mesure de l’hydrogène dans la raie Ly α réalisée par l’instrument SWAN de la sonde SoHO. (Crédit : Combi M. R. et al. [7])
11.Cartographie des molécules HCN et CH3OH réalisée par le réseau d’antennes ALMA en septembre 2025. En haut : HCN, 12 septembre (à gauche) et 15 septembre (à droite). En bas : CH3OH, 18 septembre (à gauche) et 1er octobre (à droite). (Crédit : Roth N. X. et al. [9])
12. Le spectre de la comète 3I/ATLAS enregistré par l’instrument NIRSpec du JWST le 23 décembre 2025. On remarque que les émissions de CO2 et CO sont importantes par rapport à celle de H2O. La diminution de la vapeur d’eau est due à la condensation progressive de l’eau à mesure que la comète s’éloigne du Soleil et que sa température décroît. (Crédit : Roth N. X. et al. [10])
par Petank SORO | Juil 1, 2026 | Spatial
La nébuleuse de l’Anneau (Ring Nebula) observée avec la caméra infrarouge NIRCAM du télescope James-Webb (JWST). Elle présente une couche extérieure d’hydrogène très faible en lumière visible. (Crédit : ESA/Webb, NASA, CSA, M. Barlow (UCL), N. Cox (ACRI-ST), R. Wesson (Cardiff University))
Une nébuleuse planétaire bien connue vient de révéler l’un de ses secrets, pour le moment totalement incompris : une barre de fer semble la traverser de part en part …
Les nébuleuses planétaires font partie du milieu interstellaire ; elles ont été appelées ainsi car elles ressemblent à des planètes lorsqu’elles sont observées en basse résolution. Le mot « nébuleuse » vient du latin nebula (« nuage »). On sait maintenant qu’elles n’ont aucun rapport avec les planètes. Elles sont en fait constituées d’une coquille de gaz éjectée d’une étoile de masse comparable à celle du Soleil (de 0,8 à 8 masses solaires) en fin de vie, en train de s’effondrer lentement en passant de l’état de géante rouge à celui de naine blanche. Ce faisant, elles expulsent leurs couches externes qui s’étendent alentour à une vitesse de 20 à 30 km/s (70 000 à 100 000 km/h). Ce nuage est ionisé par la lumière de l’étoile devenue très chaude (50 000 K à 100 000 K). La majeure partie de la matière de l’étoile initiale finit réinjectée dans le milieu interstellaire.
On connaît dans la Voie lactée environ 1 500 nébuleuses planétaires. Elles jouent un rôle crucial pour la composition chimique de l’Univers en expulsant dans le milieu interstellaire les éléments synthétisés pendant la vie de l’étoile.
Elles sont très colorées, et leurs images sont souvent spectaculaires. La nébuleuse de la Lyre ou nébuleuse de l’Anneau (Ring Nebula), NGC 6720, est l’un des exemples les plus célèbres de nébuleuse planétaire. Découverte par Charles Messier en janvier 1779 (elle s’appelle d’ailleurs aussi Messier 57), elle a été observée quinze jours après lui par l’astronome Antoine Darquier de Pellepoix (ce genre de simultanéité se produit souvent en science). Elle est trop faible pour être vue à l’œil nu, mais peut être observée avec un petit télescope.
Une découverte extraordinaire
Un nouveau spectrographe, appelé WEAVE, a permis une découverte originale concernant cette nébuleuse. WEAVE a été installé en 2023 sur le télescope de 4,2 m William-Herschel (WHT) aux Canaries. Il a été cofinancé par le CNRS, l’Observatoire de Paris-PSL et l’observatoire de la Côte d’Azur. Il possède 547 fibres optiques très rapprochées qui envoient la lumière d’une zone hexagonale du ciel vers le spectrographe, où elle est analysée et enregistrée.
Une équipe d’une trentaine d’astronomes conduite par trois chercheurs de l’université de Cardiff, du département de Physique et d’Astronomie de l’University College de Londres et de l’École de physique et d’astronomie de l’université de Cardiff vient de publier un article concernant l’observation spectroscopique de la nébuleuse NGC 6780 obtenue avec WEAVE [1]. Cette observation a permis une extraordinaire découverte : la présence d’une barre verte uniquement dans le domaine de longueur d’onde voisin de 4 200 ångströms. C’est celui de raies du fer ionisé cinq ou six fois. Elle apparaît dans le domaine du vert sur un spectre visible, et seulement dans le vert, et reste invisible dans les autres domaines de longueur d’onde.
Cette figure réunit huit images de la nébuleuse de l’Anneau obtenues par spectroscopie dans plusieurs raies d’émission dont les atomes sont indiqués sur la figure. La couleur dans chaque image donne la brillance de l’émission, le brun-rouge représentant la plus intense et le bleu la plus faible. Toutes les images montrent la même forme de la nébuleuse, sauf la première en haut à gauche, qui correspond aux raies du fer et a la forme d’une barre. (Crédit : IAC/William Herschel Telescope/Wesson et al., MNRAS, 2026)
Spectre de la région de la barre montrant la détection du [FeV] à 4 227 ångströms à l’extrémité droite du spectre en noir calculé pour une température de 10 000 degrés, et une densité de 1 000 particules par cm3. En bleu, spectre observé, et en rouge, son ajustement (fit). (Crédit : IAC/William Herschel Telescope/Wesson et al., MNRAS, 2026)
Vitesses radiales mesurées à partir des raies spectrales dans la région est autour de l’étoile centrale. Les raies du [FeV] 4 224 Å et du [FeVI] 5 679 Å de la barre sont en orange, et l’on voit qu’elles sont décalées vers le rouge par rapport aux autres raies spectrales. (Crédit : IAC/William Herschel Telescope/Wesson et al., MNRAS, 2026)
Article écrit par Suzy Collin-Zahn │ Observatoire de Paris-PSL
[Notes]
- Wesson R., Drew J. E., Barlow M. J. et al., « WEAVE imaging spectroscopy of NGC 6720: an iron bar in the Ring », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 546, Issue 1, 2026, arXiv:2601.10635.
par Petank SORO | Juil 1, 2026 | Actualités, Sur le Terrain
Une Présence Rayonnante au Service de la Diffusion Scientifique
C’est avec une ardeur partagée que la Société Astronomique de Tunisie (SAT) a pris part au Festival National Populaire d’Astronomie, confirmant une fois encore son rôle de premier plan dans la vulgarisation des sciences de l’univers à travers le monde arabe et africain. Forte de décennies d’engagement sur le terrain, la SAT y a proposé un programme riche et vivant : trois ateliers thématiques et un espace d’exposition, portés par une équipe de membres passionnés, toujours prêts à partager leur amour du ciel.
1. L’Exposition : Vitrine de la SAT
Plus qu’un simple stand, cette exposition est avant tout connue pour ce qu’elle représente : l’identité même de la Société Astronomique de Tunisie et ses contributions de longue date à la diffusion de l’astronomie auprès du grand public. C’est un peu la mémoire vivante de l’association, celle qui raconte, à travers ses objets et ses images, tout le travail accompli au fil des années.
Présentée par Nour El Islem Teyahi, Shahd El Islem Teyahi et Osama Bakoush, elle réunissait les outils que la SAT utilise habituellement pour transmettre sa passion : des affiches sur les nébuleuses et la formation des proto-étoiles, des spectroscopes, des liquides colorés, des globes terrestres, ainsi qu’un ordinateur portable arborant les autocollants de l’Union Astronomique Internationale (IAU), discret rappel des liens de l’association avec la communauté astronomique internationale.
Le stand de la Société Astronomique de Tunisie au festival
2. Atelier d’Observation Solaire
Observer le Soleil, ses éruptions et mesurer son diamètre apparentAnimé avec expertise par AbdelHafidh Teyahi, Vice-Président de l’association, cet atelier invitait, quelle que soit la tranche d’âge, à lever les yeux vers le Soleil à travers un télescope équipé d’un filtre solaire adapté. Sous le regard attentif de l’animateur, chacun pouvait observer les taches à la surface de notre étoile et comprendre, en mots simples, ce que sont les éruptions solaires et leurs effets sur la Terre.
L’atelier proposait également une expérience pratique pour mesurer le diamètre apparent du Soleil. Munis de tubes de papier équipés d’un filtre solaire, les participants visaient le ciel et appliquaient un principe de géométrie accessible : en positionnant un petit disque à l’extrémité du tube jusqu’à ce qu’il couvre exactement le disque solaire, puis en mesurant la longueur du tube et le diamètre du disque, on peut calculer l’angle apparent du Soleil dans le ciel, environ 0,5 degré. Simple, ingénieux, et étonnamment précis pour du matériel entièrement artisanal.
Les rires et les exclamations d’étonnement se succédaient, dans une ambiance de curiosité partagée qui a fait toute la saveur de cet atelier.
Les participants réunis en cercle lors de la démonstration solaire
Les jeunes participants utilisent les spectroscopes artisanaux pour observer le Soleil
3. Atelier Mesures des Ombres
Connaître le temps, les directions et la différence de temps
Présenté par Naim Ben Slimen, Membre du Conseil d’Administration en charge des relations avec les associations et les clubs, cet atelier revenait à une idée toute simple, mais souvent oubliée : avant l’invention de la montre, l’ombre du Soleil suffisait à dire l’heure, à indiquer une direction, à comprendre le temps qui passe.
Autour d’un simple bâton planté sur une feuille de papier posée au sol, les participants traçaient le déplacement de l’ombre pour retrouver l’heure et les points cardinaux, un peu comme des détectives du ciel. Plus loin, à l’aide de globes terrestres et d’une lampe mimant le Soleil, on expliquait avec des gestes simples comment naissent les éclipses, les saisons et le passage du jour à la nuit.
Démonstration des ombres et éclipses à l’aide de globes terrestres et d’une lampe mimant le Soleil
4. Atelier Planétarium Mobile
Animé conjointement par Hichem Ben Yahiya et AbdelHafidh Teyahi, le planétarium mobile a sans doute été l’un des grands coups de cœur du festival. On entrait dans un dôme gonflable couvert d’étoiles et de constellations peintes, et soudain le monde extérieur disparaissait : il ne restait plus que le ciel, immense, tout autour de soi.
Cette installation, que la SAT appelle son « Planétarium Mobile à Médiation Scientifique et Projets Événementiels », résume bien l’esprit de l’association : aller à la rencontre du public, où qu’il soit, et lui offrir un vrai morceau d’univers, sans avoir besoin d’un observatoire ou d’une salle dédiée.
Le dôme gonflable du planétarium mobile de la Société Astronomique de Tunisie
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Hichem Ben Yahiya devant le dôme du planétarium mobile
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5. L’Équipe de la SAT au Festival
Derrière la réussite de cette participation, il y a avant tout des visages et de la bonne volonté : une équipe soudée, de celles qui passent des heures à tout préparer pour que le public, lui, n’ait qu’à s’émerveiller.
Que la délégation tunisienne participe à un festival algérien n’est pas un hasard : c’est le reflet naturel d’une coopération scientifique ancienne entre les communautés astronomiques francophones et Arabes, partageant une même langue, une même tradition d’observation et une même passion pour le ciel.
L’équipe de la Société Astronomique de Tunisie réunie avec les représentants du festival
Un moment de rencontre et d’échange au fil du festival
Conclusion
La participation de la Société Astronomique de Tunisie au Festival National Populaire d’Astronomie a encore une fois confirmé que l’astronomie reste un langage universel, capable de réunir les cultures et les générations autour d’un même ciel.
À travers ses ateliers, son exposition et son planétarium mobile, la SAT a réussi à joindre la simplicité à la précision. Quelle que soit la tranche d’âge, les visiteurs sont repartis avec l’envie de lever les yeux vers le ciel. Dans un continent africain en pleine effervescence scientifique, des associations comme la SAT jouent un rôle irremplaçable, celui de gardiennes de la curiosité et de passeuses de savoir, pour que les étoiles restent à la portée de tous.
Article écrit par CHAIMA BHIBAH │ Ingénieur en génie des procédés chimiques, membre active de la Société Astronomique de Tunisie (SAT) · pour le Magazine d’Astronomie Afrique
