Une exolune volcanique autour d’une exoplanète géante !

par Petank SORO | Avr 1, 2026 | Actualités

Image du satellite Io de Jupiter, prise par la sonde Galileo. Le volcanisme de Io est généré par les effets de marée induits par la proximité immédiate de Jupiter, à seulement 6 rayons joviens. (Crédit : NASA/Galileo)

Il y a une cinquantaine d’années, on découvrait la nature volcanique de Io, le satellite galiléen le plus proche de Jupiter. Avec la découverte d’exoplanètes géantes proches de leur étoile, les astronomes ont exploré l’existence possible de lunes de type « super-Io ». Un exemple vient d’en être découvert autour de l’exoplanète WASP-39 b, et ce n’est sans doute pas le seul.

Dès la découverte des premières exoplanètes géantes, il y a trente ans, les astronomes se sont interrogés sur la présence possible de satellites autour de ces nouveaux objets. Vu le nombre élevé de lunes orbitant autour des planètes géantes du Système solaire (on en compte actuellement 274 autour de Saturne !), il était assez naturel d’imaginer l’existence d’exolunes. Compte tenu de la diversité rencontrée dans les satellites extérieurs du Système solaire, on peut penser que la nature des exolunes pourrait être très variée : rocheuses ou glacées, dotées ou non d’une atmosphère dense ou ténue. Mais le plus difficile restait à faire : comment les mettre en évidence ? Quelques détections possibles ont été proposées, mais ces annonces demandent confirmation : il est très difficile, à partir de l’une des trois méthodes de détection les plus utilisées (méthode des vitesses radiales, méthode des transits, imagerie directe ; voir l’article de J.-P. Maillard dans l’Astronomie n^o 195, été 2025), de détecter des satellites autour des exoplanètes. Partant de l’exemple de Jupiter et de son satellite Io, les astronomes ont alors imaginé une autre méthode indirecte : la détection d’une lune volcanique à partir de l’observation du tore généré par l’éjection des gaz et des poussières volcaniques tout au long de son orbite.

Les premières images des volcans de Io datent du survol de Jupiter par Voyager 1 en 1979. Cependant, plusieurs années auparavant, la découverte d’émissions de sodium et de potassium dans un tore associé au satellite avait donné les premières indications d’une activité volcanique à la surface de Io. Avec la découverte d’exoplanètes géantes très proches de leur étoile (les « Jupiters chauds »), les astronomes ont imaginé ce que pourrait être la nature d’un satellite en orbite autour de telles exoplanètes. Celui-ci subirait des effets de marée très violents, de la part de la planète mais aussi de l’étoile, très proche, ainsi que l’intense rayonnement de l’étoile elle-même ; on pouvait donc s’attendre à des émissions de sodium et de potassium très fortes.

Le tore de Io, observé dans le visible le 31 janvier 1991 depuis l’observatoire de Catalina en Californie, avec un filtre isolant la raie S+ à 673 nm du soufre ionisé, dans trois positions successives du tore séparées de quelques heures. La planète Jupiter apparaît à droite, et la ligne verticale en pointillé à gauche représente la limite de l’orbite de Io. On voit que le tore est légèrement à l’intérieur de cette orbite. (Crédit : N. Schneider et J. Trauger, Astrophys. J., 450, 450, 1995)

Le sodium, indicateur d’une exolune volcanique

C’est en 2002 que le sodium Na (facilement détectable par son doublet en lumière jaune à 590 nm) a été découvert dans le spectre visible d’un Jupiter chaud proche, HD 209458 b, la première exoplanète découverte par transit. Parmi les sources possibles du sodium, les astronomes ont considéré une lune, un tore de gaz ou un disque de débris. En 2019, une équipe internationale coordonnée par Apurva Oza (aujourd’hui au California Institute of Technology, aux États-Unis) étudia la possibilité d’existence d’une lune autour d’un certain nombre de « Jupiters chauds » sur lesquels le doublet du sodium avait été détecté [1]. Après avoir étudié dans quelles conditions l’orbite d’une telle lune pouvait être stable, les auteurs ont analysé les différentes sources possibles de la présence du sodium dans le spectre planétaire (impacts cométaires, poussières cosmiques, lune volcanique). Leur conclusion était que, dans plusieurs cas, la quantité de sodium éjectée par la lune était largement suffisante pour rendre compte de la raie d’absorption du sodium observée en transmission dans le spectre de l’exoplanète au moment du transit. Bien que la durée de vie du sodium à proximité du Jupiter chaud soit très courte (de l’ordre de 10 minutes), le nuage de sodium entourant le satellite serait plus dense que celui entourant Io de plusieurs ordres de grandeur, à cause de la proximité de l’étoile hôte et de l’effet combiné de son rayonnement intense et des forces de marée qu’elle engendre.

Si la source du sodium détecté dans le spectre d’un Jupiter chaud est liée à la présence d’une lune volcanique, on s’attend à ce que ce signal soit modulé en fonction de la position de cette lune sur son orbite. C’est la raison pour laquelle l’exoplanète WASP-39 b, l’une des exoplanètes candidates identifiées dans l’étude de 2019, a fait l’objet de multiples campagnes d’observation, en particulier avec le télescope spatial James-Webb (JWST) dont elle a été, dès le début, une cible privilégiée. L’équipe regroupée autour d’Apurva Oza vient d’en publier une synthèse dans les Monthly Notices of the Royal Astronomical Society de septembre 2025 [2].

Le spectre visible de l’exoplanète WASP-39 b entre 530 et 820 nm, montrant les signatures spectrales du sodium Na (à 590 nm) et du potassium K (à 770 nm). Les cartouches en haut de la figure montrent des agrandissements de ces deux régions spectrales. Les points avec barres d’erreur, de différentes couleurs, montrent les mesures acquises avec le HST, le VLT et le JWST. Les lignes de différentes couleurs montrent divers spectres synthétiques. La figure montre que les signatures spectrales de Na et de K sont variables dans le temps, ce qui peut s’expliquer par la rotation d’une lune autour de l’exoplanète. (Crédit : A. Oza et al. [2])

Un tore autour de WASP-39 b

WASP-39 b est un « Saturne chaud » à l’atmosphère très dilatée (R = 1,27 R_J, M = 0,28 M_J, R_J et M_J étant respectivement le rayon et la masse de Jupiter) qui orbite en 4,1 jours autour de son étoile hôte, une étoile de type G7 (donc comparable au type solaire) située à 750 années-lumière (al) du Soleil. En mars 2013, des spectres pris avec le télescope spatial Hubble ont révélé la présence du sodium (Na) à 590 nm, mais pas du potassium (K) autour de 768 nm. Les deux atomes ont été détectés dans des spectres pris par le Very Large Telescope (VLT) trois ans plus tard, en mars 2016. Le JWST a observé WASP-39 b à plusieurs reprises, en juillet 2022 et en mars 2023, à partir de plusieurs instruments. Na, SO₂ et CO₂ ont été détectés, avec de fortes variations temporelles dans le cas de SO₂, et K a été détecté de manière épisodique.

Les auteurs de l’étude ont effectué une modélisation des spectres de transmission en considérant deux cas de figure distincts : 1) un nuage d’atomes entourant le satellite et 2) un tore de plasma, analogue à celui du satellite Io autour de Jupiter. Dans les deux cas, la densité des particules, dans ce nuage ou dans ce tore, est liée au taux de perte de masse du satellite et à la durée de vie des atomes vis-à-vis de la photo-ionisation par le champ de rayonnement de l’étoile. À partir de ce modèle, il est possible de calculer le nombre d’atomes sur la ligne de visée de l’observateur en fonction de la position du satellite sur son orbite ; on en déduit la profondeur de l’absorption observée dans le spectre de transmission au moment du transit, dans le visible (pour Na et K) ou dans l’infrarouge (pour SO₂). En parallèle, une simulation numérique permet de décrire l’évolution des particules à mesure que le satellite se déplace autour de la planète, dans le cas du nuage comme dans celui du tore. La comparaison entre les modèles du tore et du nuage semble indiquer un meilleur accord avec les mesures dans le cas du tore, en particulier pour les signatures spectrales de Na et de SO₂.

Le spectre infrarouge de WASP-39 b montrant les signatures spectrales de SO2 et CO2 autour de 4 mm (NIRSpec) et 7 mm (MIRI). Les courbes en orange sont des spectres synthétiques. Leur comparaison avec les mesures permet de déduire le nombre de molécules SO2 et CO2 sur la ligne de visée et ensuite, par modélisation, le taux de production du SO2 éjecté par le satellite. CO2 ne montre pas de variation temporelle d’abondance et pourrait provenir de l’exoplanète. (Crédit : A. Oza et al. [2])

D’autres découvertes à venir

En conclusion, la présence d’un satellite volcanique autour de WASP-39 b permet de bien rendre compte des signatures spectrales de Na, K et SO₂ et de leurs variations temporelles. Dans le futur, des observations répétées dans le temps du sodium et du potassium seront nécessaires pour mieux contraindre l’orbite du satellite. Ces mesures devront être réalisées à haute résolution spectrale pour permettre de mesurer, par effet Doppler, la vitesse des particules par rapport à l’observateur. Enfin, des observations similaires devront être réalisées sur les autres Jupiters chauds, ou Saturnes chauds, dans lesquels les raies de Na et K ont été découvertes, car ces exoplanètes sont susceptibles, elles aussi, d’héberger des satellites volcaniques.

Article écrit par Thérèse Encrenaz, LIRA, Observatoire de Paris-PSL

Simulation numérique décrivant la trajectoire de particules éjectées d’un satellite de la taille de Io, en fonction de la rotation du satellite autour de l’exoplanète. Du haut en bas : SO2, Na et K. Figure de gauche : répartition selon un tore ; figure de droite : répartition en nuage autour du satellite. Pour chaque figure, à gauche : le système vu de dessus ; à droite : le système vu de l’observateur au moment du transit. Le Soleil est à gauche et l’observateur à droite. La structure en nuage ou en tore dépend de la durée de vie assignée aux particules ; si elle est courte, on observe une structure en nuage ; si elle est longue, on observe une structure en tore. (Crédit : A. Oza et al. [2])

1. A. Oza et al., « Sodium and Potassium Signatures of Volcanic Satellites Orbiting Close-in Gas Giant Exoplanets », Astrophys. J., 885, 168, 2019.
2. A. Oza et al., « Volcanic satellites tidally venting Na, K, SO₂in optical and infrared light », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 546, 1, septembre 2025.

Europe : un mode de subduction un peu particulier

par Petank SORO | Avr 1, 2026 | Actualités

Europe vue par la sonde spatiale Juno lors d’un survol effectué le 29 septembre 2022. (Crédit : NASA/JPL/SwRI/MSSS, traitement d’image : Kevin M. Gill)

Des modélisations numériques montrent que la surface glacée d’Europe, le deuxième satellite galiléen de Jupiter, pourrait être le siège d’épisodes de subduction périodiques. Ce processus est cependant très différent de la subduction terrestre associée à la tectonique des plaques.

La tectonique des plaques, qui décrit la dynamique et la déformation de l’enveloppe externe rigide d’une planète (sa lithosphère), n’a, jusqu’à présent, été observée que sur Terre. Vénus, Mars et la Lune n’en sont pas animées, même si leurs surfaces, parsemées de failles, fossés et autres escarpements, témoignent qu’une activité tectonique différente de celle des plaques y est ou y a été à l’œuvre. De retour sur Terre, le phénomène de subduction, qui correspond à la plongée dans le manteau de pans entiers de planchers océaniques devenus trop lourds, joue un rôle clé dans la tectonique des plaques. Il se traduit par la destruction d’une partie de la croûte, mais cette perte est intégralement compensée par la création de nouvelles portions de croûte au niveau des dorsales océaniques, véritables chaînes volcaniques sous-marines. Au final, la superficie de la surface terrestre reste donc inchangée.

Une tectonique des plaques sur Europe ?

Depuis une dizaine d’années, c’est un autre objet, Europe, que l’on soupçonne d’être animé de tectonique des plaques. Europe est le deuxième des satellites galiléens de Jupiter en partant de cette planète. Son rayon est d’environ 1 560 km, et sa structure radiale se compose d’un gros noyau rocheux (de l’ordre de 1 400 km de rayon) entouré d’un océan et d’une couche de glace externe. L’ensemble océan-couche de glace forme l’hydrosphère, et son épaisseur (160 km) est relativement bien contrainte. En revanche, l’épaisseur de la couche de glace externe (ou, ce qui revient au même, celle de l’océan souterrain) n’est pas connue. Les modèles d’évolution thermique la situent généralement entre 20 et 50 km, mais elle pourrait avoir été beaucoup plus fine dans le passé. Nous y reviendrons. Si Europe apparaît comme un bon candidat pour abriter une tectonique des plaques, c’est que sa surface est tectoniquement très active, mais également très jeune : les clichés pris par les sondes spatiales qui ont survolé le satellite ont ainsi révélé des réseaux de rayures et de bandes plus ou moins sombres dont l’origine reste énigmatique, des régions à l’apparence plus chaotique qui pourraient être liées à une activité cryovolcanique (fig. 1), et très peu de cratères d’impact, cette dernière propriété situant l’âge de la surface d’Europe entre 40 et 90 millions d’années (Ma).

Fig 1. Les terrains chaotiques d’Europe. Ces régions se caractérisent par la présence de nombreuses structures telles que des crêtes, des fossés, des petits dômes, etc., dont l’origine n’est pas encore comprise. Comme le reste de la surface d’Europe, elles témoignent cependant d’une activité tectonique intense et récente, l’âge de la surface d’Europe étant estimé entre 40 et 90 millions d’années. (Crédit : NASA/JPL-Caltech/SETI Institute)

En 2014, une équipe de géologues américains a avancé l’hypothèse que certaines de ces structures (en particulier les bandes sombres) seraient des zones de compression et qu’elles témoigneraient de la subduction de petits morceaux de la croûte d’Europe selon un mécanisme semblable à la subduction des planchers océaniques terrestres. Cette hypothèse se heurte toutefois à plusieurs difficultés, notamment l’intensité trop faible des forces susceptibles d’entretenir une tectonique des plaques sur Europe. Une équipe de géophysiciens de l’université Charles de Prague et du Laboratoire de planétologie et de géodynamique de l’université de Nantes vient, sur la base de modélisations numériques, de proposer un autre scénario [1]. Selon cette étude, Europe pourrait effectivement être le siège de phénomènes de subduction, mais suivant un mécanisme lié à des épisodes cycliques de croissance et de fonte de la couche de glace externe.

Compression et subduction

Les simulations réalisées par les chercheurs de l’université Charles et de l’université de Nantes comportent deux phases. Dans un premier temps, ils ont modélisé le comportement d’une couche de glace soumise à des forces de compression horizontales. Détail important, la rhéologie de la glace (c’est-à-dire sa capacité à se déformer) imposée dans ces calculs permet de séparer la couche de glace en deux parties : une partie rigide (ou cassante) située au sommet et qui modélise en quelque sorte la lithosphère ; et, sous cette lithosphère, une partie plus souple, qui peut être animée d’un écoulement visqueux sur de longues échelles de temps. Les simulations montrent alors que, si l’épaisseur de la couche de glace est inférieure à 10 km, la déformation liée aux forces de compression conduit à l’engloutissement (la subduction) d’une partie de l’enveloppe de glace superficielle (fig. 2). Dans un premier temps, la compression provoque la formation d’une paire de failles au sommet de la couche de glace. Toute la déformation subie par cette couche se focalise sur ces deux failles, ce qui permet à la glace située en surface d’y glisser lentement et de s’y accumuler. Ce matériau est progressivement englouti à l’intérieur de la couche de glace et poursuit sa descente jusqu’à la base de celle-ci, l’ensemble du processus durant environ 2 millions d’années. À l’inverse, si l’épaisseur de la couche de glace est supérieure à 10 km, plusieurs systèmes de failles se forment. La déformation se répartit sur ces différentes failles, ce qui permet à la glace de s’y accumuler, sans que la déformation soit suffisante pour enclencher un processus de subduction.

Fig 2. Simulations numériques modélisant l’évolution d’une couche de glace soumise à des forces de compression horizontales. Le code de couleur représente le 2d invariant du tenseur des contraintes, qui est une mesure de l’amplitude de ces contraintes. En réponse à une compression, des systèmes de failles se forment dans la couche de glace. Si la couche de glace est relativement épaisse, plus de 10 km (colonne de droite ; à noter que sur cette image l’épaisseur totale est tronquée), plusieurs systèmes de failles apparaissent au centre et sur les bords. La glace de surface (fine couche orange) glisse vers ces régions et s’y accumule, mais la déformation n’est pas suffisante pour enclencher un phénomène de subduction. En revanche si la couche de glace est plus fine (à gauche) une seule paire de failles apparaît (au centre). La déformation de la couche de glace se concentre autour de ce système, ce qui permet à la glace de surface de glisser vers cette région, de s’y accumuler et, à terme, de descendre jusqu’à la base de la couche de glace par subduction. Les flèches noires délimitent les zones de compression, la largeur de ces zones (en km) étant indiquée par le nombre inséré entre ces flèches. (Crédit : M. Kihoulou et al., 2025)

Comme les auteurs de cette étude le soulignent, ce processus se démarque clairement de la subduction terrestre. Dans ce dernier cas, en effet, c’est le poids des planchers océaniques, devenus trop lourds et donc trop denses par rapport au milieu environnant, qui déclenche leur descente dans le manteau et qui leur permet de poursuivre cette descente. Toujours dans le cas de la Terre, la subduction joue un rôle moteur dans la tectonique des plaques en tirant le reste des planchers océaniques vers les zones de subduction (ce que les géophysiciens désignent par le terme de slab pull). Dans le cas d’Europe, en revanche, le poids de la glace superficielle n’intervient pas et son excès de masse volumique est trop faible pour amorcer un mouvement descendant. Ce dernier est enclenché et entretenu par les forces de compression appliquées sur un temps long. Voilà qui pose la question de l’origine de ces forces.

Évolution orbitale et rétrécissement de la couche de glace

Selon Martin Kihoulou et ses collègues, les forces résulteraient de la contraction de la couche de glace externe lors d’un épisode de fonte. Comme nous l’avons dit, l’épaisseur actuelle de cette couche se situerait entre 20 et 50 km, ce qui exclut a priori que des phénomènes de subduction puissent s’y produire. Toutefois, elle a certainement beaucoup varié au cours du temps. Sur le très long terme, la couche de glace s’est épaissie en réponse au refroidissement d’Europe. À cela sont probablement venues se greffer des phases cycliques de fonte et de cristallisation liées aux variations de l’excentricité de l’orbite d’Europe, elles-mêmes dues à des phénomènes de résonance orbitale avec les autres satellites de Jupiter. Ces variations modulent la quantité de chaleur dissipée par les forces de marée à l’intérieur d’Europe : plus l’excentricité est élevée, plus la chaleur dissipée est importante. Aujourd’hui, l’excentricité d’Europe est relativement faible (0,0094), mais par le passé, elle a pu atteindre des valeurs suffisantes pour que la chaleur dissipée ait provoqué la fonte partielle de la couche de glace à partir de sa base [2]. L’eau diminue de volume lorsqu’elle passe de l’état solide à l’état liquide, la fonte de la couche de glace provoque à son tour une diminution du volume total de l’hydrosphère (qui regroupe la couche de glace et l’océan), et donc du rayon d’Europe. Autrement dit, la couche de glace ne se contente pas de s’amincir, elle subit également une contraction, laquelle s’accompagne de… forces de compression.

Pour tester ce scénario, les chercheurs de l’université Charles et de l’université de Nantes ont réalisé une deuxième série de simulations dans laquelle ils ont modélisé l’évolution de la couche de glace d’Europe, ainsi que des contraintes auxquelles elle est soumise, en fonction des variations de l’excentricité de ce satellite. Ces calculs montrent qu’une augmentation de l’excentricité se traduit effectivement par un amincissement rapide de la couche de glace accompagné d’une diminution du rayon d’Europe de quelques kilomètres et de l’apparition d’intenses forces de compression. Ils confortent ainsi l’idée que par le passé, un mécanisme de subduction a sans doute été à l’œuvre sur Europe, et que ce mécanisme permet de renouveler périodiquement une partie de la surface de cet objet. Précisons toutefois que les variations de l’excentricité d’Europe restent très mal connues, et sont sans doute assez complexes. Notons enfin que la subduction par contraction n’est pas compensée par la création de croûte en d’autres endroits, ce qui constitue une différence supplémentaire par rapport à la subduction terrestre, qui est, elle, équilibrée par la création de croûte océanique au niveau des dorsales.

Fig 3. Évolution de l’excentricité et de l’épaisseur de la couche de glace (en haut) et des contraintes latérales dans cette couche (en bas ; code de couleur). Les forces de compression et d’extension apparaissent respectivement en rouge et en bleu. La figure du bas représente également l’évolution du rayon total d’Europe et du rayon de la base de la couche de glace. (Crédit : M. Kihoulou et al., 2025)

En guise de conclusion, les auteurs de cette étude notent que la subduction d’une partie de la glace superficielle permettrait d’approvisionner l’océan souterrain en molécules telles que le dioxygène (O₂), le dioxyde de carbone (CO₂), ou encore le dioxyde de soufre (SO₂) ou le peroxyde d’hydrogène (H₂O₂) présentes en surface. Par ailleurs, la fonte de la couche de glace qui rend possible cette subduction étant liée à un accroissement de la chaleur dissipée par les forces de marée, elle est vraisemblablement accompagnée d’une augmentation de l’activité hydrothermale et/ou volcanique au sommet du noyau rocheux. La conjonction de ces deux événements pourrait, à son tour, favoriser le démarrage de réactions chimiques complexes dans l’océan souterrain d’Europe.

Article écrit par Frédéric Deschamps, IESAS, Taipei, Taïwan

Notes :

1. Kihoulou M. et al., « Subduction-like process in Europa’s ice shell triggered by enhanced eccentricity periods », Science Advances, 11, 2025, eadq8719. doi : 10.1026/sciadv.adq8719.
2. Rappelons en effet que la température de fusion de la glace d’eau diminue à mesure que la pression, et donc la profondeur, augmentent. Lorsque la température de la couche de glace augmente, par exemple sous l’effet de la dissipation de chaleur par les forces de marée, c’est la base de la couche de glace qui est affectée en premier par la fusion.

C/2026 A1 (MAPS) : une comète rasante du Soleil découverte par des astronomes amateurs

par Petank SORO | Avr 1, 2026 | Actualités

Le 13 janvier 2026, une comète, désormais nommée C/2026 A1 (MAPS), a été découverte par une équipe d’astronomes amateurs dans le cadre du programme MAPS. Très rapidement, l’analyse orbitale a révélé une trajectoire exceptionnelle : un passage extrêmement proche du Soleil, caractéristique des comètes rasantes (sungrazer) du groupe de Kreutz.

Cette découverte est remarquable à plus d’un titre. D’une part, elle démontre une nouvelle fois la capacité des astronomes amateurs à contribuer de manière significative à la recherche contemporaine. D’autre part, C/2026 A1 (MAPS) constitue un cas scientifique unique pour l’instant : une comète de la famille de Kreutz détectée plusieurs mois avant son périhélie, à une distance héliocentrique de 2 unités astronomiques.

Le projet

MAPS est un programme de surveillance automatisée du ciel, dédié à la détection d’objets mobiles faiblement lumineux : astéroïdes géocroiseurs, comètes lointaines et objets atypiques de la ceinture principale. Son acronyme MAPS est dérivé du nom de ses fondateurs et animateurs : Alain Maury, Georges Attard, Daniel Parrott et Florian Signoret.

MAPS est né de la volonté d’Alain Maury et de Georges Attard de transposer dans un cadre amateur des méthodes inspirées des grands relevés (surveys) professionnels. Le relevé repose sur quatre télescopes à grand champ, installés sur une même monture robotisée située dans le désert d’Atacama (Chili), à l’observatoire San Pedro de Atacama Celestial Explorations (SPACE).

MAPS utilise la technique du suivi synthétique (synthetic tracking) : au lieu d’empiler les images à vitesse sidérale, celles-ci sont combinées selon des vecteurs de déplacement hypothétiques.

La comète

Avec C/2026 A1 (MAPS), les images ont immédiatement révélé un objet diffus présentant une coma bien développée, excluant l’hypothèse d’un astéroïde.

Les premières mesures astrométriques ont été transmises au Minor Planet Center (MPC), où l’objet a été catalogué sous la désignation provisoire 6AC4721. L’amélioration rapide de l’arc d’observation, passant de quelques heures à plusieurs jours, a permis de stabiliser les éléments orbitaux et de confirmer la nature cométaire de l’objet, notamment en raison d’une orbite rétrograde.

La publication officielle a suivi rapidement, et l’objet a reçu la désignation définitive C/2026 A1 (MAPS), reconnaissant explicitement le rôle du programme et de ses découvreurs.

C/2026 A1 (MAPS) est la première comète du groupe de Kreutz détectée suffisamment tôt pour permettre des observations détaillées loin du Soleil.

Des études plus poussées devraient résoudre plusieurs questions, en particulier pour déterminer si les comètes de Kreutz diffèrent chimiquement des comètes de longue période plus « classiques », dès leur origine, ou si leurs propriétés actuelles résultent principalement de leur histoire thermique.

Le noyau pourrait se fragmenter avant le périhélie (début avril), causant une augmentation brutale de luminosité sur une courte période (nous pourrions espérer voir la comète en plein jour). Quelle que soit son évolution au périhélie, C/2026 A1 (MAPS) promet des avancées scientifiques, et démontre la complémentarité entre astronomes amateurs et professionnels.

Georges Attard, Alain Maury, Florian Signoret, Denis Huber
Programme MAPS

 
À gauche, capture d’écran du logiciel Tycho Tracker lors de la découverte le 13 janvier 2026. À droite,  photographie du relevé MAPS à San Pedro de Atacama (Chili). (Crédit : MAPS)

Sur Mars, Perseverance continue son chemin

par Sylvain Bouley | Avr 30, 2025 | Actualités

Le robot Perseverance a atteint le bord supérieur du rempart ouest du cratère Jezero le 11 décembre 2024 (sol 1354), après une montée de plus de 575 m depuis le fond du chenal Neretva Vallis situé au bas de la pente. Passée cette étape, Perseverance a entamé ses investigations des abords immédiats du cratère, suivant une descente vers l’ouest tout aussi périlleuse que la montée, mais qui devrait fournir de nouvelles découvertes, complétant celles faites dans le cratère lui-même.

NASA/JPL-Caltech/Kevin M. Gill

Rappels des campagnes passées

Ce beau dénivelé a été parcouru par le robot en près de trois mois et demi, alternant observations scientifiques et collectes d’échantillons que les experts de la Nasa espèrent être en mesure de récupérer dans quelques années [1].

Depuis son arrivée dans Jezero en février 2021, les chercheurs ont réalisé l’exploration de ce cratère en quatre étapes : « Crater Floor » (fond du cratère), « Fan Front » (front du delta), « Upper Fan » (haut du delta) et « Margin Unit » (l’unité à la marge du cratère). Des carbonates y ont été identifiés. Ces minéraux sont formés par interaction entre de l’eau liquide et du CO₂ ; leur analyse peut donc aider à une meilleure compréhension de l’atmosphère passée de Mars ; de plus, des signatures de la vie microbienne pourraient y avoir été piégées. Dans l’ancien lit de la rivière, pierres et roches présentent parfois des particularités distinctes des roches avoisinantes. Ces roches peuvent être représentatives de la composition du sol sous la rivière ou des terrains plus en amont qui ont été érodés. Enfin, des traces de sulfate de calcium et d’hématite ont été identifiées lors des premières analyses du flanc du cratère [2].

Une vue martienne spectaculaire. Cette vue panoramique a été prise à –1 786 m d’altitude* depuis le col Lookout Hill, le 11 décembre 2024 au sol 1354 de la mission de Perseverance : elle permet de détailler le fond du cratère Jezero. Cette nouvelle perspective est à comparer avec la vue polaire générée avec les images prises au sol 3 peu après l’atterrissage (cf. l’Astronomie 148 d’avril 2021, p. 34).

Au-delà du sommet du cratère

Au sol 1354, marqué par le franchissement du col « Lookout Hill », Perseverance avait parcouru 32,07 km. Il a gravi des pentes de 20 %, faisant quelques arrêts en cours de route pour des observations scientifiques. Le rover aborde maintenant sa cinquième étape d’exploration nommée « Northern Rim », car son itinéraire couvre la partie nord de la section sud-ouest du bord de Jezero. Le premier site qu’il s’apprête à étudier, nommé Witch Hazel Hill, est un affleurement rocheux situé en contrebas du col, à environ 450 m : il comporte plusieurs strates (ou couches de roche différentes) et sera analysé couche par couche. Suivra, après une descente assez raide du flanc du cratère, l’exploration de la zone « lac de Charmes », un site localisé en plaine et qui n’a peut-être pas été affecté par la formation du cratère Jezero. Si ce cratère résulte bien d’un gros impact survenu il y a 3,9 milliards d’années, les roches qui y sont présentes témoigneront de cet impact, alors qu’au contraire, sur les flancs et le sommet du cratère, on devrait trouver des roches provenant du sous-sol de Mars éjectées lors de l’impact et ainsi représentatives de la croûte martienne.

Zoom sur le parachute. Détail du panorama pris au sol 1354. On découvre à 9,6 km de distance deux petites taches blanches : ce sont le parachute (à gauche) et le bouclier arrière (à droite) qui se sont posés sur la crête bordant le nord-est de la zone Séítah. Ceux-ci avaient été survolés le 20 avril 2022 (sol 414) par l’hélicoptère Ingenuity qui en avait pris de spectaculaires images rapprochées (cf. l’Astronomie 163 de septembre 2022, p. 33). Sur la plaine devant le parachute, on devine le tracé rectiligne laissé par Perseverance lorsqu’il a emprunté la plaine en face du delta, avant de tourner à 90° au nord pour se rapprocher du cap NukSaK visible au milieu à droite. À l’arrière-plan se détache aisément la dépression circulaire du cratère La Orotava distante de 11,4 km. (Crédits : NASA/JPL-Caltech/ASU, retraitements O. de Goursac)

L’épopée du robot se déroulera ensuite le long du rempart du cratère sur son flanc extérieur ouest. Les chercheurs n’excluent cependant pas de faire quelques petites montées plus au sud sur ce rempart. Dans cette zone, le robot pourra en effet chercher un affleurement de larges blocs rocheux datant peut-être de la formation de la troisième plus grande structure d’impact sur Mars, Isidis Planitia, qui est située à l’est du cratère Jezero ; cet affleurement pourrait dater de la formation de ce bassin d’impact, d’où son intérêt. Il s’agira aussi d’y dénicher des blocs de « mégabreccia », c’est-à-dire de grands morceaux de matériaux anciens et parfois stratifiés, qui ont été extraits du sous-sol par le choc des impacts à l’origine des cratères avoisinants. Ces roches pourraient aussi témoigner des conditions régnant plus en profondeur et qui auraient pu favoriser le développement d’une vie microbienne.

Nouveaux horizons. Cette vue a été prise au sol 1358 (15 décembre 2024), alors que Perseverance venait de franchir le col Lookout Hill pour entamer sa descente sur les flancs extérieurs à l’ouest du cratère Jezero. Des reliefs lointains sont aperçus à l’ouest voilés par la brume de poussières, avec : (1) émergeant de la pente à gauche à 40 km, une première butte culminant à –1 280 m* ; (2) juste derrière à 105 km, les remparts opposés d’un cratère dont le plus haut des pics culmine à +350 m* d’altitude (le centre du cratère, caché par les reliefs, se trouve à 85 km) ; (3) un relief allongé plein ouest au centre marquant l’horizon à 59 km ; (4 et 5) au centre droit à l’horizon, deux autres buttes lointaines situées à 56 km et à 59 km qui culminent respectivement à –740 m* et à –238 m* d’altitude ; (6) une butte plus proche à droite, située à 28 km et qui culmine à –1 570 m*. Ce franchissement marque l’entrée dans une sorte de terre promise propice à la quête de traces d’une vie passée… (Crédits : NASA/JPL-Caltech, retraitements O. de Goursac)

En fait, les chercheurs suivent le plan d’origine, « Midway Primary Reference Scenario », dont le but ultime est de rejoindre le site Midway, l’autre site d’atterrissage de Perseverance envisagé à l’origine dans cette région : celui-ci est situé à 15 km à vol d’oiseau au sud-ouest du col Lookout Hill. La zone Midway est étroitement associée aux roches riches en phyllosilicates (qui sont des minéraux résultant de l’altération d’autres minéraux par l’eau) et en olivine formées grâce aux sources hydrothermales souterraines ou à l’eau qui s’écoulait en surface. Les chercheurs pourraient aussi y trouver et y étudier d’autres blocs de « mégabreccia »…

Ces perspectives, qui seront décrites dans l’Astronomie au fur et à mesure qu’elles se réaliseront, offrent donc une riche moisson de résultats à venir dans les prochains mois.

Janet BORG, Olivier de GOURSAC│Société astronomique de France

 Notes

1. Dans le cadre de la mission conjointe Nasa-Esa Mars Sample Return (MSR), il est prévu le retour d’échantillons sélectionnés pendant le trajet et qui auront été déposés dans des collecteurs hermétiquement fermés. Leur analyse sur Terre devrait rendre possible l’identification de traces de vie passée sur Mars. Selon le planning en vigueur en 2024, les échantillons devraient atterrir sur Terre en 2033 ; toutefois, le coût de MSR croît régulièrement et est source de controverses au sein des décideurs politiques, puisqu’il menace les autres projets d’exploration du Système solaire de la Nasa. À ce jour, aucun budget n’est voté permettant un retour rapide sur Terre des échantillons collectés par Perseverance.
2. Voir en particulier l’Astronomie 187 de novembre 2024.

* Altitudes exprimées vis-à-vis du niveau « 0 » de référence martien : rayon moyen de la planète à l’équateur (3 396 km), déterminé grâce aux données de l’altimètre laser de l’orbiteur Mars Global Surveyor.

Publié dans le magazine l’Astronomie

Noctis Labyrinthus : failles et fosses d’effondrement révèlent l’histoire polyphasée du dôme de Tharsis sur Mars

par Sylvain Bouley | Avr 30, 2025 | Actualités

Noctis Labyrinthus relie certaines des formations topographiques les plus significatives de la surface de Mars [Fig. 1]. Il s’étend sur 882 km d’est en ouest et 393 km du nord au sud, délimité par Valles Marineris à l’est, le vaste plateau volcanique de Tharsis à l’ouest et, au sud, par les plaines de lave de Syria Planum. L’activité liée à la mise en place de la province de Tharsis, de Valles Marineris et de Syria Planum est clairement associée à d’intenses activités volcaniques et tectoniques observées à la surface, et a dû participer à la formation de Noctis Labyrinthus.

Figure 1. Contexte topographique de Noctis Labyrinthus et principales caractéristiques géologiques de la zone environnante. La région comprise entre Noctis Labyrinthus et Syria Planum a été identifiée comme une zone d’extension. À l’est de Noctis Labyrinthus se trouve la zone de cisaillement de Valles Marineris, où d’importants groupes de failles d’extension ont été documentés. Vue centrée à -6,625°N_260,625°E. Du bleu au rouge = des basses vers les hautes altitudes.

En raison de sa complexité et du manque de compréhension des divers processus susceptibles d’agir à la surface et en profondeur pour façonner des caractéristiques topographiques aussi remarquables, Noctis Labyrinthus a suscité de nombreux débats. La région présente des reliefs très marqués et dentelés, semblant résulter d’une histoire géologique complexe, impliquant des activités tectoniques [Fig. 1], volcaniques et potentiellement hydrothermales.

Des travaux antérieurs menés par Weitz et al. [1] ont mis en évidence plusieurs périodes d’activité et d’altération aqueuse dans les fossés de Noctis Labyrinthus. Ces résultats ont permis d’étayer des recherches récentes suggérant un paysage karstique, avec des grottes associées, influencé par des processus hydriques ou fluviaux. Rodriguez et al. [2] ont proposé un écoulement d’eau souterraine structurellement contrôlé, à travers des dépôts riches en sels de la croûte supérieure, comme moteur des caractéristiques de surface complexes de la région. Baioni et al. (2017, 2018) [3,4] ont quant à eux suggéré une formation karstique évaporitique avec des grottes associées, liée à la présence d’eau. Chavan et al. [5] ont identifié un processus fluvial sur la base d’une cartographie structurale et d’interprétations de surface. Alternativement, Leone [6] a avancé l’hypothèse d’une évolution érosive ayant conduit à l’effondrement de tubes de lave, tandis que Kling et al. [7] ont proposé une déformation tectonique accompagnée d’une perte d’éléments chimiques volatils. D’autres hypothèses mettent en avant des activités volcaniques et tectoniques [8-10].

Aucun des modèles proposés n’a été unanimement accepté, ce qui montre que Noctis Labyrinthus mérite des observations plus poussées et de nouvelles approches d’étude. Sa surface constitue un enregistrement complexe d’une activité tectonique intense, caractérisée par de multiples réseaux de failles décrochantes [10], orientées selon différentes directions, qui auraient affecté la région tout au long de son histoire. Une étude approfondie de ces systèmes de failles pourrait fournir des informations précieuses sur le contexte tectonique et les épisodes de déformation de Noctis Labyrinthus.

Mayssa El Yazidi, chercheuse tunisienne, étudie Noctis Labyrinthus depuis 2018 afin de percer le mystère de sa formation et des processus impliqués. Elle est actuellement postdoctorante à l’Institut de radioastronomie – Institut national d’astrophysique de Bologne. Une étude récente de El Yazidi et al. (2024) [10] a été publiée, dans laquelle un grand nombre de failles, de grabens et de chaînes de fosses ont été cartographiés et analysés. À l’aide de la caméra stéréo haute résolution (HRSC) à bord de Mars Express (canal nadir ND2), ainsi que de la carte numérique du terrain (DTM) issue du Mission Experiment Gridded Data Record (MEGDR) de l’altimètre laser MOLA (Mars Orbiter Laser Altimeter) embarqué sur Mars Global Surveyor (MGS), une carte structurale détaillée de Noctis Labyrinthus a été élaborée.

L’étude de la distribution spatiale et de l’orientation des systèmes de failles, de la morphologie des chaînes de fosses, ainsi que la corrélation entre ces deux types de structures, a permis d’identifier trois systèmes de failles dans la région étudiée (1)) NS et NNE-SSW, (2)EO et ENE-OSO et (3° NNO-SSE et NO.

L’analyse des orientations, des croisements et des superpositions de failles a révélé de multiples intersections liées à la réactivation de structures héritées. Le premier système semble résulter du champ de contraintes régional, associé à une légère flexion de Valles Marineris. Le second serait généré par un champ de contraintes radiales aplati lié à la formation des volcans boucliers de Syria Planum. Le troisième système pourrait être associé à un processus régional externe, possiblement lié à la province de Tharsis.

Les fosses ont été classées en quatre stades évolutifs par El Yazidi et al. (2024) [10], sur la base de leurs caractéristiques morphométriques. Ces auteurs soutiennent que la formation des chaînes de fosses de Noctis Labyrinthus résulte d’un effondrement de surface consécutif à une chute de pression provoquée par la déflation d’une chambre magmatique associée à la province volcanique de Syria Planum. Ils proposent un modèle de déformation basé sur une extension précoce et la mise en place d’un système magmatique comme moteurs principaux de la formation de Noctis Labyrinthus.

La scène de l’image montre des parties de ces structures de graben qui ont des incisions de 5000 m de profondeur. Elles sont fortement érodées, comme en témoignent les débris au fond du graben. (crédit: HRSC/ESA)

Selon Mayssa El Yazidi des recherches plus approfondies sur Noctis Labyrinthus permettront de mieux contraindre et de révéler les processus géologiques à l’œuvre non seulement sur Mars, mais aussi sur les autres planètes telluriques et corps solides du Système Solaire, qui présentent eux aussi des formations géologiques complexes. En outre, Noctis Labyrinthus pourrait jouer un rôle dans l’exploration humaine future : il a en effet été retenu parmi 47 sites d’atterrissage proposés à la NASA lors du premier atelier de l’agence consacré aux sites d’atterrissage et zones d’exploration pour les missions humaines sur Mars, organisé à Houston (Texas) en octobre 2015.

Mayssa El Yazidi

References:

1. Weitz, C.M & Bishop, J.L., 2014. Diversity of hydrated minerals and deposits at Noctis Labyrinthus: implications for the late Hesperian to Amazonian aqueous activity on Mars. Int. Conf. Mars. 1791, 1222. Bibcode: 2014LPICo1791.1222W
2. Rodriguez, J.A.P., Zarroca, M., Linares, R., Gulick, V., Weitz, C.M., Yan, J., Fairén, A.G., Miyamoto, H., Platz, T., Baker, V., Kargel, J., Glines, N., Higuchi, K., 2016. Groundwater flow induced collapse and foolding in Noctis Labyrinthus, Mars. Planet. Space Sci.124, 1-14. doi: https://doi.org/10.1016/j.pss.2015.12.009
3. Baioni, D., Tramontana, M & Hajna, N. Z., 2017. Karst landforms Within Noctis Labyrinthus, Mars. Acta Carsologica. 46 (1), 73-82. doi:https://doi.org/10.3986/ac.v46i1.4704
4. Baioni, D., 2018. Karst Landforms as markers of recent climate change on Mars: An example from a late amazonian epoch evaporate-karst within a trough in western Noctis Labyrinthus. Recent and Current Landscape Evolution of the Red Planet. In: Dynamic Mars. Elsevier, 411-429. doi: https://doi.org/10.1016/B978-0-12-813018-6.00014-5
5. Chavan, A., Sarkar, S., Bhandari, S., 2022. Episodic and declining fluvial processes in Noctis Fossae, Syria Planum Province, Mars. Adv. Space Res. 70, 3205-3219. doi: https://doi.org/10.1016/j.asr.2022.07.032
6. Leone, G., 2014. A network of lava tubes as the origin of Labyrinthus Noctis and Valles Marineris on Mars. J. Volcanol. Geotherm. 277, 1-8. doi: http://dx.doi.org/10.1016/j.jvolgeores.2014.01.011
7. Kling, C. L., Byrne, P. K., Atkins, R. M., Wegmann, K. W., 2021. Tectonic deformation and volatile loss in the formation of Noctis Labyrinthus, Mars. J. Geophys. Res. Planets.126 (11), e2020JE006555. doi: https://doi.org/10.1029/2020JE006555
8. Mège, D., Cook, A. C., Garel, E., Lagabrielle, Y., Cormier, M.H., 2003. Volcanic rifting at Martian grabens. J. Geophys. Res.108 (E5), E55044. doi:https://doi.org/10.1029/2002JE001852
9. Bistacchi, N., Massironi, M., Baggio, P., 2004. Large-scale fault kinematic analysis in Noctis Labyrinthus (Mars). Planet. Space Sci.52 (1-3), 215-222. doi: https://doi.org/10.1016/j.pss.2003.08.015
10. El Yazidi, M., Orgel, C., Sefton-Nash, E., De Marchi, G., Bahia, R., Baratoux, D., Bouley, S., Filiberto, J., D’Incecco, P., Leone, G., Slim Shimi, N., Srarfi, F., Bradák, B. (2024). Analysis of faults and pit chains in Noctis Labyrinthus: Implications for early extension and possible magmatic plumbing. Icarus. 415, 116075. doi: https://doi.org/10.1016/j.icarus.2024.116075.