par Petank SORO | Juil 1, 2026 | Spatial, Zoom Sur
Bien des jardiniers vous le diront, la Lune montante est propice aux cultures. Les graines germeraient mieux, les fruits et légumes récoltés seraient de meilleure qualité, les greffes prendraient mieux… C’est là un des nombreux pouvoirs attribués à notre voisine céleste, bien que ces allégations ne reposent généralement sur aucun fondement scientifique. Dans le cas de cet adage horticole, la notion de Lune montante est en outre fréquemment assimilée à celle de Lune croissante. Nous faisons ici le point sur ces deux phénomènes bien distincts afin d’améliorer, nous aussi, notre culture…
Les phases : des croissants… croissants et décroissants
On sait depuis 400 ans que la Lune tourne autour de la Terre et que le couple Terre-Lune tourne lui-même autour du Soleil. Il faut vingt-neuf jours et demi à la Lune pour faire le tour de notre planète et revenir à une position identique, relativement au Soleil et à la Terre. C’est ce qu’on appelle le mois synodique ou, plus simplement, la lunaison [1]. Depuis la Terre, la fraction de l’hémisphère lunaire éclairé par le Soleil varie de jour en jour en fonction de l’angle Soleil-Terre-Lune. Cette variation d’aspect qui s’étend sur près d’un mois s’appelle le cycle des phases.
Lorsque la Lune se trouve entre la Terre et le Soleil [2], c’est son côté non éclairé par le Soleil qui nous fait face. Elle nous est donc invisible ; c’est la nouvelle Lune. Les soirs qui suivent la nouvelle Lune, du fait de son mouvement autour de la Terre, l’hémisphère lunaire éclairé commence à nous apparaître sous la forme d’un fin croissant qui gagne progressivement en épaisseur au fil des jours jusqu’à atteindre la moitié du disque lunaire, formant alors le premier quartier. Puis, le terminateur [3] s’arrondit progressivement, donnant à la Lune une forme bossue ou renflée qu’on appelle gibbeuse jusqu’à ce que le disque lunaire finisse par être pleinement éclairé : c’est la pleine Lune. Pendant cette période qui dure près de quinze jours, la surface éclairée du disque lunaire s’accroît. C’est la période dite de Lune croissante.
Après la pleine Lune, les phases s’enchaînent en sens inverse : Lune gibbeuse, dernier quartier puis croissant de plus en plus fin jusqu’à la nouvelle Lune. La surface éclairée diminuant, on parle de Lune décroissante.
En résumé, la Lune croissante est la période qui va de la nouvelle Lune à la pleine Lune, et la Lune décroissante, de la pleine Lune à la nouvelle Lune. Ainsi, un simple coup d’œil à la forme de notre satellite permet de savoir si nous sommes dans la période croissante ou décroissante.
Le cycle des phases lunaires. La Lune croissante dure de la nouvelle Lune (NL) jusqu’à la pleine Lune (PL) en passant par le premier quartier (PQ). La Lune décroissante, de la pleine Lune à la nouvelle Lune en passant par le dernier quartier (DQ). (Crédit : É. Evrard)
La course de la Lune : des hauts et des bas
Chacun sait que l’été, le Soleil monte très haut dans le ciel et nous chauffe ardemment pendant de longues journées, tandis qu’en hiver, son disque pâle peine à s’élever au-dessus de l’horizon et redescend bien vite pour se coucher tôt. Il en va de même pour la Lune, à une nuance près toutefois : alors que pour le Soleil, ce cycle dure une année, pour la Lune il s’effectue en seulement 27,3 jours, une période qu’on appelle le mois tropique [4]. La raison de cette variation mensuelle de la hauteur apparente de notre satellite tient au fait que l’orbite lunaire ne s’effectue pas dans le même plan que l’écliptique [5], mais qu’elle est inclinée d’environ 5 degrés. Au cours de son périple autour de la Terre, la Lune va donc alternativement « monter » vers le point le plus au nord de son orbite puis « redescendre » vers le point le plus au sud. Ce faisant, elle coupe l’écliptique en deux points qu’on appelle les nœuds, une fois en montant (nœud ascendant), une fois en redescendant (nœud descendant).
Contrairement au phénomène précédent (Lune croissante/décroissante), il n’est pas possible de savoir d’un simple coup d’œil si la Lune est en train de monter ou de descendre. Il faut pour cela observer son passage au minimum deux jours consécutifs et noter sa hauteur apparente dans le ciel en prenant un point de repère quelconque (relief, arbre, clocher, pylône…). Entre le premier et le deuxième jour, la Lune aura progressé sur son orbite et, selon le cas, elle sera plus au nord et apparaîtra alors plus haute que la veille (on parlera de Lune montante ou ascendante), ou bien elle sera plus au sud et apparaîtra plus basse (on parlera de Lune descendante). Le mois tropique étant de 27,3 jours, la Lune montante et la Lune descendante durent chacune un peu moins de 14 jours. Si l’on ne peut pas mener ces observations in situ, on trouvera dans les éphémérides astronomiques l’indication du jour où la Lune atteint le point le plus haut de son orbite (appelé déclinaison maximum) et le point le plus bas (déclinaison minimum). On en déduira instantanément le sens de son mouvement pour une date donnée.
Bien qu’elles soient toutes deux liées au mouvement orbital de la Lune autour de la Terre, Lune croissante/décroissante et Lune ascendante/descendante sont donc deux notions bien différentes et deux phénomènes qui ne coïncident pas. Pour un jour donné, la Lune peut en effet être à la fois croissante et descendante ou, à l’inverse, décroissante et montante ! Ce sera notamment le cas du 8 au 17 avril où la Lune sera montante et décroissante, puis du 21 avril au 1er mai où elle sera croissante et descendante.
D’un jour à l’autre, la hauteur de la Lune varie. Selon le sens de la variation, on parlera de Lune montante (ou ascendante) ou de Lune descendante. (Crédit : É. Evrard)
Ajoutons pour conclure que l’écliptique est incliné d’un peu plus de 23° par rapport au plan équatorial de la Terre, ce qui cause les variations de hauteur de la trajectoire du Soleil dans le ciel et le cycle des saisons. Cette inclinaison de l’écliptique a aussi une incidence sur la position apparente de la Lune, mais cette fois le cycle n’est pas mensuel mais annuel. Selon la saison, la déclinaison maximum de la Lune (position apparente la plus haute du mois) et sa déclinaison minimum (position apparente la plus basse du mois) sont ainsi plus ou moins hautes. Au risque de sortir du cadre de cet article consacré aux variations mensuelles d’aspect et de position de la Lune, retenons simplement que, contrairement au Soleil, les pleines Lunes sont plus hautes en hiver qu’en été.
Article écrit par Éric EVRARD │ Science et Culture en Picardie
[Notes]
- La période synodique est l’intervalle de temps qui s’écoule entre deux passages consécutifs d’une planète ou d’un satellite à un même point par rapport au Soleil et à la Terre. S’agissant de la Lune, le mois synodique ou lunaison sépare deux phases identiques (p. ex. : 2 pleines Lunes).
- Plus précisément, lorsque la Lune et le Soleil ont la même longitude géocentrique, ce qui n’implique pas un alignement parfait des trois astres.
- Ligne fictive qui sépare la partie éclairée par le Soleil de la partie non éclairée.
- S’agissant de la Lune, le mois tropique est l’intervalle de temps qui s’écoule entre deux passages consécutifs de la Lune à une même longitude écliptique.
- Plan de l’orbite de la Terre autour du Soleil.
par Petank SORO | Juil 1, 2026 | Spatial
1. Simulation d’un amas globulaire initialement en rotation rapide, contenant 1,5 million d’étoiles. Il est vu sur cette image comme s’il était observé, à un âge de 12 milliards d’années, à une distance de 800 kpc, par l’instrument NIRCam du télescope spatial James-Webb. (Crédit : Bianchini et al. [1])
Les mouvements des étoiles d’un amas globulaire se font sous l’influence des autres étoiles de l’amas. En première approximation, elles tournent autour du centre de l’amas. Mais comment ? Tournent-elles toutes dans le même sens ou dans des directions quelconques ? Comment leurs vitesses se répartissent-elles ? Des observations effectuées à partir des années 2010 ont montré que malgré la forme sphérique des amas globulaires, la vitesse des étoiles n’est pas dirigée uniformément dans toutes les directions (on dit que la distribution des vitesses est anisotrope), et que les amas globulaires sont en rotation. C’est-à-dire que les étoiles ont tendance à tourner autour du centre de l’amas dans le même sens.
Cependant, les étoiles ne tournent pas sagement sur des orbites elliptiques. Elles interagissent les unes avec les autres de manière complexe. Dans les régions denses en étoiles, des interactions à très courte distance sont possibles, entraînant la formation d’étoiles doubles (captures) ou, au contraire, l’éjection d’étoiles hors de l’amas. Les étoiles ou les supernovae résultant de leur explosion peuvent aussi acquérir des vitesses importantes. Les étoiles de l’amas évoluent aussi sous l’influence gravitationnelle de la galaxie autour de laquelle ces amas évoluent. En effet, lorsque l’amas est proche de sa galaxie, des différences notables de force de gravitation exercées par la galaxie entre des côtés opposés de l’amas peuvent le distordre (effet de marée) et arracher des étoiles à l’amas. Celles-ci forment alors comme une sorte de ruban d’étoiles dans le sillage de l’amas, que l’on appelle un courant de marée.
Des simulations des amas globulaires effectuées actuellement tiennent compte de l’évolution des étoiles de l’amas, depuis leur création jusqu’à leur transformation en naines blanches, en étoiles à neutrons ou en trous noirs, mais aussi de leurs mouvements dans l’amas, pouvant inclure la création et l’évolution des systèmes d’étoiles doubles. Des simulations tiennent compte également du mouvement des étoiles sous l’influence de la galaxie hôte. Tout cela est possible à présent avec des supercalculateurs, même en prenant en compte un nombre réaliste d’étoiles, lequel est de l’ordre du million.
Les simulations ont montré qu’au commencement de l’évolution des amas globulaires, des instabilités entraînent une migration des étoiles des régions internes de l’amas à des distances encore plus proches du centre. On parle d’effondrement du cœur. Cela accroît significativement la densité d’étoiles dans les régions centrales de l’amas, alors que les régions externes gardent une densité en étoiles plus faible. De plus, les étoiles de forte masse (y compris les trous noirs) sont entraînées plus efficacement que les étoiles légères dans cet effondrement. On appelle ce phénomène la ségrégation de masse. Cette ségrégation tend à regrouper les étoiles massives vers le centre de l’amas, en laissant les étoiles plus légères dans les régions moins denses de la périphérie.
Lorsque la densité au cœur de l’amas est assez élevée pour que les interactions entre étoiles proches permettent la formation d’un assez grand nombre d’étoiles doubles, la dynamique change, et l’effondrement du cœur cesse progressivement.
Comme il a été établi que les amas globulaires sont généralement en rotation, un groupe d’astronomes, dont plusieurs travaillent à l’observatoire de Strasbourg, s’est intéressé à l’influence de la rotation des amas globulaires sur leur évolution. Leurs simulations [1], au nombre de 25, ont permis de calculer l’évolution d’amas globulaires comprenant entre 250 000 et 1,5 million d’étoiles, sur une durée de 12 ou 14 milliards d’années. C’est presque l’âge de l’Univers ! Les simulations se distinguaient les unes des autres par leur taux initial de rotation, par la densité d’étoiles, et plusieurs champs de marée (dus à la galaxie voisine) ont été simulés [2].
La comparaison de l’état des amas globulaires à la fin des simulations avec les amas globulaires observés actuellement a permis de caractériser rétrospectivement comment devaient être ces amas il y a 12 ou 14 milliards d’années.
2. Évolution temporelle d’un amas globulaire en rotation. Simulation du même amas globulaire que sur la figure 1, toujours comme s’il était observé avec le JWST à 800 kpc de distance. De droite à gauche, l’âge de l’amas est de 0, 1 et 12 milliards d’années. L’amas est vu sous un autre angle que sur la figure 1. (Crédit : Bianchini et al. [1])
Les simulations ont montré que la rotation joue un rôle essentiel dans l’évolution des amas globulaires. Les amas avec un taux de rotation initial plus élevé subissent un effondrement du cœur plus rapide et plus marqué. Il se produit seulement en quelques centaines de millions d’années contre un milliard d’années pour un amas en rotation lente. La ségrégation de masse y est aussi plus importante, favorisant la présence des étoiles les plus massives dans le cœur de l’amas.
L’effondrement du cœur et la ségrégation de masse n’empêchent cependant pas que de nombreuses étoiles s’échappent de l’amas. Les pertes de masse sont très importantes dans le premier milliard d’années d’existence de l’amas, avec des valeurs typiques de 30 % de la masse totale initiale. Elles sont majoritairement dues à des processus liés à l’évolution des étoiles. Les effets de marée causés par la galaxie hôte deviennent dominants plus tard. Au bout de quelques milliards d’années, la perte de masse est alors assez variable, souvent proche de 40 % ou 50 % au total, sauf dans des conditions particulières propices aux effets de marée causés par la galaxie.
Les amas actuellement les plus massifs sont ceux qui ont gardé un taux de rotation parmi les plus élevés, c’est-à-dire dans les amas où les étoiles ont toutes tendance à tourner dans l’amas dans le même sens. Cela est compatible avec les observations des taux de rotation des amas globulaires actuels, les moins massifs ayant des taux de rotation très faibles.
En conclusion, les simulations menées dans cette étude ont montré le rôle déterminant de la rotation dans les phases initiales de l’évolution des amas globulaires.
Article écrit par Fabrice Mottez│ CNRS, Observatoire de Paris-PSL
[Notes]
- Bianchini P. et al., « How supercomputers are rewriting the history of globular star clusters », Astronomy and Astrophysics, 708, A10, 2026.
- Ces simulations ont été effectuées avec un code dit à N-corps qui traite du mouvement des étoiles, tout en incorporant des ingrédients liés à l’évolution des étoiles et à l’interaction avec le champ de gravitation de la galaxie hôte. Les simulations ont tourné sur le supercalculateur Jean-Zay (Genci-Idris), situé sur le plateau de Saclay au sud de Paris, sur une durée de 3 années. Le nombre d’heures de calcul cumulées sur tous les processeurs graphiques (GPU) a été de 350 000 heures. La plus grosse des 25 simulations a tourné durant 400 jours en utilisant entre 12 et 48 GPU.
par Petank SORO | Juil 1, 2026 | Actualités
A travers des programmes de science participative, la découverte d’astéroïdes n’est plus réservée aux grands observatoires ou aux astronomes professionnels. Aujourd’hui, avec un ordinateur, de la rigueur et de la passion, des scientifiques amateurs et des étudiants peuvent contribuer directement à l’exploration du système solaire.
C’est notamment le cas à travers l’International Astronomical Search Collaboration (IASC), une initiative soutenue par la NASA qui permet à des participants du monde entier d’analyser des images astronomiques et d’identifier de nouveaux objets célestes.
Dans cet entretien, Andoniaina Rajaonarivelo, basé à Madagascar, et Mustapha Benguesmia, en Algérie, reviennent sur leur expérience, leur découverte respective des astéroïdes «2024 WF60» et «2024 WH52» et leur vision de l’astronomie en Afrique.
De la passion à la pratique scientifique
Les parcours d’Andoniaina et de Mustapha illustrent deux chemins différents vers une même passion.
À Madagascar, Andoniaina Rajaonarivelo est aujourd’hui directeur de l’Observatoire astronomique d’Ecoles du Monde Madagascar et le président sortant de l’association Haikintana. Ces recherches en astronomie sont dirigés la recherche en pollution lumineuse et l’environnement nocturne, la relation qu’a l’homme avec le ciel nocturne et l’astronomie pour l’éducation.. Pourtant, son intérêt pour l’astronomie n’a pas toujours été évident :
« Ce n’est qu’en première année à l’université que mon intérêt est né, grâce à un professeur qui m’a profondément marqué par sa manière de transmettre l’astronomie. »
Andoniana Rajaonarivelo
De son côté, Mustapha Benguesmia, astrophotographe et stagiaire en astrophysique en Algérie, s’est passionné très tôt pour le ciel :
« Je suis passionné d’astronomie depuis mon enfance. Les magazines scientifiques et les images du ciel profond ont été une véritable source d’inspiration. »
Mustapha Benguesmia
Tous deux ont découvert la recherche d’astéroïdes via les campagnes de recherche organisés par l’IASC. Andoniaina s’y est lancé avec son Haikintana depuis 2021, tandis que Mustapha a rejoint le programme plus récemment, en 2024.
Ils ont tous les deux une motivation : contribuer au développement de l’astronomie.
Comprendre la détection d’astéroïdes
Les campagnes de l’IASC reposent sur un principe simple mais rigoureux : analyser des images du ciel pour détecter des nouveaux objets géocroiseurs ou potentiellement dangereux pour la Terre.
Les participants reçoivent pour chaque campagne une série d’images issue notamment du télescope Pan-STARRS qu’ils doivent analyser en groupe en utilisant le logiciel Astrometrica. Le logiciel Astrometrica, permet d’effectuer des mesures astrométriques et de générer des rapports destinés au Minor Planet Center (MPC). En faisant défiler les images comme une animation, ils peuvent repérer de minuscules points lumineux se déplaçant entre les étoiles, signature caractéristique d’un astéroïde.
Comme l’explique Andoniaina :
« On anime les images, on cherche les petits points qui se déplacent. Quand on en trouve un, on vérifie s’il est déjà connu, puis on l’ajoute au rapport. »
Un travail qui demande à la fois rigueur et patience. L’analyse d’une image (ou séries d’image) peut prendre entre quelques minutes et une quinzaine de minutes. Mais derrière cette apparente simplicité se cache une véritable démarche scientifique : chaque détection contribue à améliorer les connaissances sur les objets du système solaire.
Le moment de la découverte
C’est souvent dans la simplicité du quotidien que survient un moment exceptionnel. Pour Andoniaina, la découverte s’est faite chez lui, devant son ordinateur, comme lors de nombreuses sessions d’analyse :
« J’ai tellement analysé d’images que je ne me souviens même plus du code exact de l’objet. »
De son côté, Mustapha se souvient d’un moment intense :
« C’était un moment très intense et plein d’excitation. J’avais déjà rencontré de nombreux faux positifs, mais cette fois,j’ai su que l’objet était prometteur. »
Après la détection, commence une phase d’attente. Les observations sont analysées par d’autres participants, vérifiées, puis confirmées progressivement par la communauté scientifique. D’abord la confirmation de découverte préliminaire, lorsque l’objet, et la le statut de découverte provisoire ‘Provisional discovery’, un an après, une fois que la détection est confirmée et que l’orbite de l’objet est déterminée.
Attestation de participation à la campagne ayant conduit à la découverte de l’astéroïde détecté par Andoniana
Lorsque la confirmation arrive, l’émotion est au rendez-vous.
« J’étais extrêmement heureux : non seulement cela ajoutait une découverte à mon parcours, mais cela confirmait aussi que mon intuition était la bonne », confie Mustapha.
« Un sourire au réveil en voyant le mail », raconte Andoniaina.
Découvrir un astéroïde, c’est aussi prendre conscience de l’immensité du cosmos :
« C’est un mélange d’adrénaline, d’humilité et de satisfaction intellectuelle », explique Mustapha.
Attestation de découverte provisoire des astéroïdes détectés par Andoniana «2024 WF60»
Attestation de découverte provisoire des astéroïdes détectés par Mustapha «2024 WH52»
Au-delà de la contribution à la science, cette découverte est une satisfaction et une contribution à la carrière de tout chercheurs et scientifique comme le confirme Andoniana :
« Ce sera un bon élément dans mon CV, dire au gens : J’ai trouvé un astéroïde, ça fait très sensationnelle ! »
Une science accessible, un impact réel
Au-delà de la performance personnelle, les deux chercheurs insistent sur l’importance scientifique de ces travaux.
La recherche d’astéroïdes ne relève pas seulement de la curiosité scientifique : elle participe aussi à la défense planétaire, en permettant de suivre les objets susceptibles de représenter un danger pour la Terre.
Mais l’impact est aussi éducatif et sociétal.
Pour Mustapha, cette expérience démontre que la science est aujourd’hui plus accessible que jamais :
« Avec un simple ordinateur et une connexion Internet, il est possible de contribuer à de véritables découvertes scientifiques. »
Un message particulièrement fort pour le continent africain, où les infrastructures scientifiques restent parfois limitées.
« Cela me donne une vision encore plus ambitieuse de ce que l’astronomie africaine pourra accomplir lorsque davantage de ressources seront disponibles » ajoute Mustapha
De plus ce projet de science participative permet aux participants de développer de véritables compétences utiles en astronomie et en science en général, comme le confirme :
Andoniana : « Cette expérience m’a aidé à comprendre les rapports d’observation de petits corps dans le système solaire, de découvrir le concept d’astrométrie également »
Et Mustapha : « Cette expérience m’a permis de développer des compétences en analyse de données astronomiques, en travail d’équipe et en engagement scientifique citoyen. »
Inspirer une génération de scientifiques africains
Les deux participants sont unanimes : ce type de programme peut jouer un rôle majeur dans le développement de l’astronomie en Afrique.
En permettant aux jeunes d’accéder à des données réelles et de participer à des projets concrets, ces initiatives contribuent à créer une nouvelle dynamique scientifique.
« Cela donne aux jeunes un moyen de manipuler des données et de rayonner », souligne Andoniaina.
« L’enthousiasme et l’énergie existent déjà ; il s’agit maintenant de canaliser cette motivation dans la bonne direction. », ajoute Mustapha.
Leur message aux jeunes passionnés d’astronomie, qui aimeraient participer à des projets scientifiques comme celui-ci, est clair et direct :
« Faites-le. Osez. N’ayez pas peur. »
« Ces opportunités sont réelles et accessibles. »
Et comme motivation, ils rappellent :
Andonaina : « j’espère qu’il sera encore observé et que plus tard je pourrai lui attribuer un nom. C’est toujours chouette “d’apporter sa pierre” ou bien pour mon cas : trouver sa pierre, à l’édifice de la connaissance humaine. »
Mustapha : « Les études sont importantes, mais elles ne suffisent pas toujours : il faut aussi construire un véritable portfolio de recherche et contribuer concrètement à la science. »
Regarder vers l’avenir
Forts de cette expérience, Andoniaina et Mustapha envisagent la suite avec ambition.
À Madagascar, Andoniaina souhaite poursuivre ses recherches sur la pollution lumineuse et développer l’astronomie éducative à travers les programmes de science participatives, tout en contribuant au rayonnement de l’Observertaoire de l’Ecole du Monde. De son côté, Mustapha ambitionne de contribuer à l’organisation des projets de science participative et d’encourager davantage de jeunes à s’engager dans la recherche.
Car au-delà des découvertes, l’enjeu est aussi humain : faire comprendre que la science est accessible, et que chacun peut y contribuer.
Pour finir nous avons demandé aux deux astronomes quel nom aurait-ils choisi pour les astéroides qu’ils ont découvert :
Mustapha répond :
« Si je ne choisissais pas de lui donner mon propre nom, j’aimerais lui attribuer un nom symbolique, peut-être lié à un lieu ou à une région afin de le mettre en avant à travers la science, afin d’inspirer les gens.»
Propos recueillis par Prudence AYIVI pour L’Astronomie Afrique
par Petank SORO | Avr 1, 2026 | Actualités, 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 par 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
