Des planètes Terre partout?

par Sylvain Bouley | Jan 4, 2021 | Zoom Sur

25 Août 2016, 13h, journal télévisé de France 2 : « Notre planète a peut-être trouvé sa sœur jumelle » (découverte de Proxima b). Même son de cloche le 23 Juillet 2015, le 18 Avril 2014 (journal télévisé de TF1 : « Elle serait la cousine voire la sœur de la Terre » lors de la découverte de Kepler 186 f), le 6 Décembre 2011, et même dès le 25 Avril 2007. À chaque fois, de jolies illustrations, « vues d’artiste » même si ce n’est que rarement explicité. Que de nouvelles Terres donc !

Et pourtant, il faut bien reconnaître que si on y regarde de plus près, nous ne savons finalement que peu de choses sur les quelque 3500 exoplanètes découvertes  à présent. Certes, en moins d’un quart de siècle, c’est réellement un tout autre univers que nous découvrons, peuplé de planètes en orbite autour d’une multitude d’étoiles, et peut être même toutes si nos instruments étaient assez performants même autour de l’étoile la plus proche de notre système, Proxima du Centaure.

Les deux méthodes principalement utilisées pour la détection d’exoplanètes (détection photométrique de transit et mesure de vitesse radiale par spectroscopie) ont donné des résultats excellents mais surprenants. Ces méthodes, complémentaires, ne peuvent être utilisées dans les mêmes conditions : la spectroscopie de précision permettant la mesure de vitesses radiales des étoiles requiert une instrumentation lourde et encombrante ; incompatible avec une exploitation facile dans l’espace, elle passe par l’utilisation de grands télescopes au sol. À l’inverse, la photométrie ultra précise, utilisée pour la détection de transit se prête facilement à la « spatialisation » : les détecteurs utilisés sont simples, assez robustes et leur mise en œuvre sur une sonde spatiale est donc une tâche maintenant assez routinière. C’est cette technique que va utiliser la mission PLATO de l’ESA, dont le lancement est prévu en 2026. D’autres missions spatiales, franco-européenne comme CoRoT (pionnière en matière de recherche d’exoplanètes grâce à la photométrie spatiale), ou américaines comme Kepler et TESS (lancée en Avril dernier), se  fondent aussi sur cette technique. Mais alors, qu’apporte PLATO donc en plus de ces missions passées et présentes ? Puisque la technique choisie est utilisée depuis plus de 10 ans, on pourrait penser que cette mission n’est qu’une petite avancée et non un véritable pas en avant. En fait, l’importance de cette nouvelle mission réside dans ses objectifs qui ne sont pas seulement de détecter des exoplanètes, mais d’en connaître précisément les caractéristiques (rayon, masse, âge…) et ce pour un très grand nombre d’entre elles. De nombreuses détections, accompagnées de détails sur les exoplanètes découvertes ont été annoncées, mais les certitudes liées à la détection sont souvent mélangées uniquement à des spéculations sur l’allure de ces planètes. Plus précisément, on peut trouver l’estimation de la masse d’une de ces planètes, mais difficile de trouver l’incertitude qui affecte, par exemple, la valeur de cette masse. Et elle est parfois… astronomique. Sans parler de l’âge du système observé, dont on ne parle souvent pas faute de pouvoir en donner une valeur avec moins de 50% d’incertitude. PLATO s’est fixé comme objectif de précisément déterminer masse, rayon (donc masse volumique) et âge des planètes détectées. Il deviendra alors possible de dire, avec certitude et sans exagération ou spéculation, s’il existe des planètes comparables à la Terre, combien, et autour de quelles étoiles. Et par là même, de caractériser bien sûr les autres planètes, plus grosses, plus proches ou plus lointaines de leur étoile hôte, pour comprendre la diversité des systèmes observés.

Les missions antérieures

On peut donc se demander comment PLATO va procéder et pourquoi les missions précédentes n’ont pas fait de même. Il faut d’abord se replacer dans le contexte de ces missions passées. Dans les années 1990, les caméras capables d’observer des centaines de milliers d’étoiles avec une ultra haute précision photométrique deviennent facilement spatialisables. Elles ouvrent d’immenses possibilités dont celles de la mesure de la micro-variabilité des étoiles. On l’oublie souvent, c’est une petite mission canadienne nommée MOST qui a ouvert la voie. Tellement petite que son initiateur, Jaymie Matthews de l’université de Vancouver, la surnommait le Humble Space Telescope. Lancée en 2003 avec le soutien de la Canadian Space Agency, avec pour objectif des observations de photométrie stellaire (sans pour autant viser initialement à la détection d’exoplanètes), elle était équipée d’une instrumentation forcément moins performante que les missions qui suivront, mais c’était un début. Et la possibilité de détecter des transits planétaires devint un objectif qui n’était plus hors d’atteinte. Les premières véritables détections d’exoplanètes par la photométrie spatiale furent celles de la mission CoRoT, lancée en 2006. CoRoT était un projet international regroupant des pays européens ainsi que le Brésil, et mené par l’agence spatiale française, le CNES, avec l’appui scientifique de nombreux laboratoires de recherche en France et ailleurs. La NASA emboîta le pas de CoRoT avec la mission Kepler, avec les moyens que cette agence peut engager : elle fit une riche moisson d’exoplanètes (plus de 2000) entre son lancement en 2009 et son arrêt en octobre 2018. Toutes ces missions, qu’on pourrait appeler de première génération, avaient pour but principal la simple détection d’exoplanètes, ce qui représentait déjà un objectif ambitieux à l’époque. Elles n’ont pas été conçues dès l’origine pour les caractériser en masse, rayon et âge, paramètres indispensables pour maintenant comprendre la physique des systèmes observés. CoRoT et Kepler visaient à observer un très grand nombre d’étoiles (plus de 150 000) pour maximiser les chances de détection de planètes. Que ce soit avec un télescope de relativement petit diamètre comme CoRoT (moins de 30cm) ou plus grand comme Kepler (presque 1m), cela impose d’observer des étoiles peu brillantes dans un champ de vue restreint. C’est la faible luminosité de ces étoiles qui a limité la connaissance des planètes orbitant autour d’elles. Un transit planétaire permet de connaître le rayon de la planète selon la profondeur de ce transit. Celui-ci est proportionnel au carré du rapport du rayon de la planète sur le rayon de l’étoile. Et ce dernier est difficilement mesurable si l’étoile est peu lumineuse. D’où l’impossibilité de pouvoir toujours connaître précisément le rayon des planètes détectées par CoRoT et Kepler. Pour déterminer la masse de la planète, même limitation : elle est déterminée par des observations spectroscopiques depuis des observatoires au sol. Quand CoRoT et Kepler détectaient un transit, des programmes de suivi au sol (dit « follow-up ») commençaient, visant les étoiles hôtes. Mais si cette étoile est faiblement lumineuse, les observations spectroscopiques du sol seront difficiles. Il faudra recourir à des télescopes de grand diamètre (plusieurs mètres) : ceux-ci ne sont pas légion et sont déjà bien occupés à la poursuite d’autres objectifs astrophysiques.

Récapitulatif des différentes missions capables de détecter des exoplanètes, depuis les premières découvertes en 1990. De nouvelles découvertes et innovations continuent de nos jours.

Le concept de PLATO

PLATO a dès le départ intégré la contrainte de la caractérisation précise des étoiles hôtes pour pouvoir ensuite appliquer cette précision aux planètes, tout en étant ambitieux en termes de nombres de planètes détectées et donc caractérisées. Pour cela, le concept instrumental de PLATO est particulier : plutôt qu’un seul télescope de grand diamètre comme Kepler, PLATO s’appuie sur 24 télescopes de petit diamètre. Cela présente l’avantage de concilier une grande surface collectrice (24 fois celle d’un télescope unitaire) tout en conservant un large champ de vue sur le ciel du fait de la courte focale. Cette solution simple en apparence ne va pas sans quelques difficultés : il faudra recombiner les 24 images pour profiter pleinement de ce dispositif optique. Mais ce surcroît de complexité est largement compensé par la possibilité d’observer avec une bonne précision photométrique (car grande surface collectrice) un très grand champ qui va donc compter beaucoup d’étoiles, dont beaucoup d’étoiles brillantes. Le suivi au sol de ces étoiles sera donc facilité. Et PLATO, s’appuyant sur l’expérience des missions précédentes, intègre dès avant le lancement la stratégie d’observations au sol pour maximiser l’exploitation des données obtenues dans l’espace.

Illustration du design du satellite. Chaque petit télescope possède un même grand champ de vue et la surface collectrice est multipliée par l’addition des images collectées. (OHB System AG)

Un autre atout de PLATO repose aussi sur la luminosité plus grande des étoiles observées. Ce point apparemment assez anodin est en fait primordial. D’abord, cet aspect est à la base même de la conception de PLATO : l’architecture décrite précédemment permet une grande sensibilité photométrique grâce à la grande surface collectrice ainsi que l’observation d’une partie du ciel assez grande pour contenir beaucoup d’étoiles brillantes. En effet, celles-ci sont forcément moins nombreuses que les étoiles plus faibles, car plus proches. C’était le dilemme des missions précédentes : il fallait observer beaucoup d’étoiles pour maximiser les chances de détection de planète, mais cela impliquait de viser des étoiles plus faiblement lumineuses car beaucoup plus nombreuses dans un champ de vue donné. PLATO contourne donc cette difficulté avec son architecture particulière. Comme mentionné précédemment, les observations complémentaires depuis les télescopes au sol sont donc beaucoup plus aisées, mais cela présente aussi un autre avantage déterminant : la photométrie spatiale, en plus de détecter les transits planétaires va aussi pouvoir mesurer les variations de luminosité de l’étoile causées par ses oscillations internes, qui sont la base de la sismologie stellaire : elles sont dues à des ondes, par exemple acoustiques, qui se propagent dans toute l’étoile, du cœur à la surface où elles se manifestent par des variations de luminosité. Étant passées par tout l’intérieur de l’étoile, elles apportent une information sur les couches qu’elles ont traversées. Ainsi température, masse volumique et autres caractéristiques physiques internes (vitesse de rotation par exemple) deviennent accessibles car ces ondes y sont sensibles. Toute cette information peut être comparée à des modèles théoriques et numériques de l’étoile. Ces modèles dépendent en particulier de la masse de l’étoile ainsi que de son âge. Ainsi, la sismologie, en plus de sonder l’intérieur de l’étoile (c’est ainsi que l’on sait que la température au cœur du Soleil atteint les 15 millions de degrés), nous permet d’estimer l’âge d’une étoile, et par là celui des planètes qui se sont formées autour d’elle, à sa naissance ou peu après (à l’échelle de la vie d’une étoile). CoRoT et Kepler ont certes utilisé cette technique, mais étaient beaucoup plus limitées par la plus faible luminosité de leurs cibles. PLATO fera donc mieux, mais ne sera lancé qu’en 2026. Entre temps, d’autres missions aideront à paver le chemin, comme les missions CHEOPS (lancement prévu automne 2019, Cosmic Vision de l’ESA) ou TESS, qui vient juste d’être lancée en avril 2018 (mission Nasa, voir l’Astronomie ???).

Mais en quoi la mission PLATO va-t-elle faire mieux, ou autre chose, que les autres missions ? CHEOPS a pour but de se concentrer sur quelques étoiles cibles seulement, connues pour abriter une ou plusieurs planètes ; la mission complétera les connaissances sur ces exoplanètes dans le but d’avoir une connaissance approfondie de ces quelques systèmes. TESS au contraire vise à observer tout le ciel, en se concentrant sur des étoiles très brillantes. Cela implique d’autres choix : cela implique de ne consacrer que de courtes périodes d’observation (de l’ordre du mois) à une région donnée. En découle une forte limitation : l’impossibilité de détecter avec certitude des planètes dont la période dépasse le mois, et une limitation de la précision de la sismologie. Donc impossible de découvrir une jumelle de la Terre. PLATO va concilier précision sismique et durée d’observation suffisantes pour caractériser finement les systèmes observés, et ce dans tout le ciel. Car voilà où nous en sommes : des milliers d’exoplanètes autour de milliers d’étoiles, parfois dans des systèmes multiples… mais pas un qui ressemble au nôtre ! Et pas vraiment d’autre petite planète bleue comme notre bonne vieille Terre.

Que sait-on vraiment des exoplanètes ?

Comme toujours, l’être humain se situant au centre de l’Univers, au sens propre ou au figuré, les autres systèmes devaient ressembler au nôtre. Huit planètes, bien « rangées », 4 rocheuses près de l’étoile et 4 géantes gazeuses au loin, toutes sur des orbites à peu près circulaire (excentricité maximum : 0,21). On présente souvent le Soleil comme une étoile banale, mais il ne l’est pas tant qu’il n’y parait : il n’y a que 5% des étoiles de la Galaxie qui ont une masse comparable à la sienne. La vaste majorité des étoiles sont en réalité beaucoup moins massives, avec environ 85% des étoiles de la Voie lactée qui ont une masse inférieure à la moitié de celle du Soleil.  D’autre part, les observations ont établi que les deux tiers des étoiles de masse similaire au Soleil sont des étoiles binaires : pour chaque point lumineux dans le ciel, on peut déterminer que, dans la moitié des cas, la source est une étoile isolée, ou bien, dans l’autre moitié des cas, la source est en fait un groupe de deux étoiles ou plus, liées par la force de gravité qu’elles exercent l’une sur l’autre.

Faute de connaître d’autres systèmes planétaires, on a longtemps pensé que ces propriétés n’avaient rien d’exceptionnel, et qu’elles devaient naturellement résulter des mécanismes responsables de la formation planétaire. Patatras ! dès la première exoplanète découverte, 51 Peg b, il est montré que c’est un « Jupiter chaud », planète géante en orbite proche de son étoile hôte. Et cela continue avec les détections suivantes : des milliers d’autres planètes avec une diversité de propriétés insoupçonnée.

Tout d’abord, sur les quelques 3500 exoplanètes recensées à ce jour, il est important de rappeler que seulement 750 environ ont une masse mesurée. Pour la vaste majorité d’entre elles donc, dont seul le transit périodique devant l’étoile a pu être observé, la nature planétaire est pour l’instant considérée vraisemblable, mais elle n’a pas pu être confirmée par des mesures indépendantes. On peut avoir une vue d’ensemble des planètes détectées grâce à la Fig.1 : elles se répartissent pour la plupart dans la partie supérieure gauche de la figure. Cela n’a certainement rien de réel mais est plutôt la conséquence des biais de détection. Il est beaucoup plus facile de détecter des planètes massives (partie supérieure de la figure) proches de leur étoile (partie gauche). Les planètes du Système solaire apparaissent, elles, plutôt dans la partie inférieure droite. S’il n’y a pas d’exoplanètes connues dans cette partie du diagramme, c’est toujours à cause de ces biais observationnels : détecter une Terre, peu massive, ou une planète loin de son étoile comme le sont Jupiter et Saturne n’est pas chose aisée.

Masses des planètes connues au mois d’avril 2018, en fonction de la distance à leur étoile. Pour certains systèmes, on n’a détecté qu’une seule planète en orbite autour de l’étoile, elles sont représentées en noir. Pour d’autres, on a pu détecter un cortège de plusieurs planètes, ces planètes sont représentées en violet sur la figure. Les planètes du Système solaire sont représentées en orange. (Cilia Damiani)

Les exoplanètes connues ne semblent cependant pas être uniformément réparties. On peut distinguer trois groupes, en fonction de leur masse (en unité de masse terrestre notée M_o) et de leur distance à l’étoile : les planètes de masses supérieure à environ 50 M_o à une distance inférieure à 0,1 UA de leur étoile (les Jupiters chauds) ; les planètes de masses supérieure à environ 50 M_o à une distance supérieure à 1UA de leur étoile (Jupiters froids); et les planètes de masses inférieures à environ 30 M_o, qui se trouvent sur un large intervalle de distances à l’étoile (dites super-Terres). Reste donc à PLATO à découvrir de véritables Terres, moins massives que ces super-Terres. Et répondre à bien d’autres questions à propos des systèmes exoplanétaires observés.

Tout d’abord, pourquoi observe-t-on de nombreuses planètes proches de leur étoile (en particulier des Jupiters chauds) mais pourquoi n’y en a-t-il pas dans notre propre Système solaire ? En principe rien ne s’oppose à ce que des planètes soient sur des orbites plus proches que celle de Mercure. La plus petite distance possible entre une planète et une étoile est la limite de Roche qui est déterminée par la force gravitationnelle de l’étoile. Cette force est d’autant plus grande que la distance entre la planète et l’étoile est courte. Plus précisément, l’intensité de cette force n’est pas la même en tous points du volume de la planète. Ce différentiel de force gravitationnelle ressentie par la planète en tous ses points induit des forces de marée. Les planètes, même telluriques, ne sont jamais parfaitement rigides, et le travail de la force de marée peut les déformer. Quand la planète est trop proche de son étoile, la force de marée devient si intense que la planète ne peut plus maintenir sa propre cohésion, la déformation est si grande que la planète se délite. Cette distance minimale en dessous de laquelle la planète ne peut maintenir sa cohésion est la limite de Roche. On peut estimer que cette distance est inférieure à 0,01 UA pour une planète de la masse de Jupiter (elle correspond à une période orbitale d’environ 12h). Or en examinant attentivement la figure 1, on s’aperçoit que les Jupiters chauds ne semblent pas exister à des distances inférieures, non pas à la limite de Roche, mais à deux fois cette valeur ! De plus, l’absence de planètes massives détectée sur des distances orbitales comprises entre 0,1 et 1 UA ne peut pas être expliquée par la destruction de ces planètes par la force de marée.

Quel mécanisme est donc responsable de cette occurrence singulière de planètes dans un intervalle très précis de distance orbitale ? Est-il possible que certaines conditions favorisent la formation de planètes massives tout près de leur étoile ? En l’état actuel des connaissances, il semble que ce ne soit pas le cas et même tout à fait l’inverse : les Jupiters chauds ne devraient pas pouvoir se former à la distance à l’étoile où ils sont observés ! Pour le comprendre il faut considérer le système dans ses tout premiers moments. L’étoile est alors encore entourée d’un important disque de poussière et de gaz, résidus de l’environnement dans lequel se trouvait la proto-étoile avant l’effondrement gravitationnel qui lui a donné naissance. Les planètes se forment à leur tour dans le disque à partir du gaz et de la poussière qu’il contient. Pour former une planète aussi massive que Jupiter, il faut qu’une quantité très importante de gaz puisse s’effondrer sur elle-même et se désolidariser du reste du disque. Or à la distance orbitale où on observe les Jupiters chauds, le gaz du disque est chauffé par l’énergie rayonnée par l’étoile, toute proche. Cette chaleur agite les molécules du gaz, ce qui rend leur accrétion dans un volume restreint plus difficile, voire impossible.  On pense donc que les planètes géantes doivent se former loin de leur étoile, à une distance où le gaz est suffisamment froid. On peut estimer cette distance à quelques unités astronomiques, là où observe par ailleurs de nombreux Jupiters froids, comme le Jupiter de notre Système solaire. Mais alors s’ils se forment à plusieurs unités astronomiques, pourquoi observe-t-on des Jupiters si près de leur étoile ? Sauf à remettre en question radicalement ce qu’on sait des disques proto-planétaires, on doit envisager une phase de migration : il doit exister un mécanisme qui divise par dix, voire par cent, la distance entre la planète nouvellement formée et l’étoile. Cependant, ce mécanisme ne doit pas être efficace pour toutes les planètes géantes, puisqu’on observe tout de même beaucoup de Jupiters froids. Pour les super-Terres, le nombre de détection est encore trop faible pour tirer des conclusions fortes, mais la situation semble moins claire. Non seulement leur faible masse n’est pas incompatible avec une formation in situ, mais leur répartition uniforme sur un large intervalle de distances à l’étoile indique que le mécanisme de migration, s’il opère aussi dans ce domaine de masse, ne doit pas aboutir de la même façon… Devant tant de questions, une seule solution : essayer de collecter le maximum d’informations possible sur les propriétés de ces systèmes afin d’y voir plus clair !

D’autre part, des orbites excentriques et inclinées sont aussi possibles, qui pourraient expliquer les propriétés rencontrées des systèmes planétaires. En effet, quand on peut mesurer la masse et la distance à l’étoile des planètes, on obtient aussi d’autres propriétés des orbites. En particulier, on sait par la loi de la gravitation de Newton que les planètes possèdent des orbites elliptiques, qui peuvent, en toute généralité, avoir une excentricité   e quelconque entre 0 (l’orbite est alors circulaire) et 1 (cas extrême d’une orbite parabolique). Si on observe bien un certain nombre de systèmes où les planètes semblent avoir des orbites circulaires, comme c’est le cas dans le Système solaire, on en observe aussi qui ont des orbites très excentriques (le record est pour l’instant détenu par HD80606b, dont l’excentricité vaut e = 0,93). Il semble toutefois que, dans les systèmes où on trouve plusieurs planètes, les valeurs de l’excentricité ne sont jamais aussi extrêmes. On suppose que cela résulte d’un effet de « sélection naturelle » : dans un système de plusieurs planètes, si les orbites des différentes planètes ne sont pas suffisamment espacées, les interactions gravitationnelles intenses les déstabilisent rapidement. De faibles excentricités assurent la stabilité dynamique du système, et ce sont ces systèmes qu’on peut observer. Néanmoins, on observe bien de fortes excentricités dans les systèmes ne comportant qu’une planète, sur une orbite proche, ce qui n’est pas attendu dans les théories classiques de formation planétaire, basées sur l’exemple du Système solaire. Ce pourrait donc être un marqueur du mécanisme de migration qui a amené la planète près de l’étoile. Un autre indice se trouve dans les inclinaisons planétaires, en fait l’angle formé par l’axe de rotation de l’étoile et la normale au plan orbital de la planète. Encore une fois, dans le Système solaire ces inclinaisons sont très faibles, mais on observe des dizaines de planètes sur des orbites très inclinées. Et encore bien d’autres propriétés étonnantes sont observées dans le ciel, comme des exoplanètes en orbite autour d’étoiles binaires. À la formation, les perturbations gravitationnelles provoquées par un compagnon stellaire devraient agiter le disque, ce qui complexifie le processus de construction planétaire par accrétion. Pourtant on connaît maintenant neuf planètes en orbite autour d’une binaire. Comme en science-fiction, certains mondes possèdent des couchers de soleil doubles.

Tout ceci bien sûr, remet en cause notre façon de concevoir les conditions de formation des systèmes planétaires, et donc des possibilités d’émergence de la vie. La quête d’une planète jumelle de la Terre n’a pas encore été fructueuse. On connaît bien des planètes dont la température de surface est compatible avec la présence d’eau liquide, ce qu’on appelle des planètes habitables, mais elles possèdent toutes des masses et des rayons bien supérieurs à celui de la Terre, et sont en orbite autour d’étoiles très différentes du Soleil. La Terre est-elle vraiment une planète sans semblable ? Une chose est certaine, les systèmes exoplanétaires présentent une remarquable diversité. Mais comme on l’a vu, ce sont surtout nos limitations instrumentales qui rendent cette jumelle si élusive.

Un avenir prometteur

Il s’agit donc maintenant de trouver des planètes jumelles de la nôtre et surtout d’expliquer le nombre que nous allons observer : sont-elles nombreuses, ou au contraire rarissimes ? Pour cela, c’est l’ensemble des systèmes qu’il faut comprendre, même les plus exotiques. Comment se sont-ils formés, comment ont-ils évolué, le nôtre est-il une exception ou juste banal ? Répondre à ces questions sera l’objectif de PLATO. La précision extrême des mesures fournie par PLATO ouvrira la voie vers l’étape suivante de la caractérisation planétaire : la détermination de la composition de la planète et de son atmosphère. Pour cela l’Agence Spatiale Européenne prépare déjà l’avenir avec la sélection récente de la mission qui succèdera à PLATO :  ARIEL pour Atmospheric Remote-sensing Exoplanet Large-survey. Pour la première fois, celle-ci sera équipée d’instruments qui permettront de mesurer l’empreinte chimique des gaz présents dans les atmosphères des exoplanètes. ARIEL, de façon complémentaire à PLATO, nous permettra de comprendre comment les systèmes planétaires se forment et évoluent. Il sera alors possible de mettre notre système en contexte, et de le comparer aux autres systèmes connus, nos voisins dans la Galaxie. Que des planètes comme la Terre soient fréquentes ou non, ces voisins restent malgré tout très éloignés de la Terre. L’étoile la plus proche de la Terre possède une planète géante, mais en moyenne, les étoiles sont très éloignées les unes des autres et on détecte des exoplanètes jusqu’à des distances de centaines d’années lumières du Soleil. Les premières ondes radio diffusées par l’homme ne les ont probablement pas encore atteintes. Si on voulait envoyer une sonde pour les explorer, il faudrait atteindre un siècle entre une commande et le signal retour du satellite. Sans parler du temps qu’il faudrait à la sonde, qui voyage à des vitesses bien moindres que celle de la lumière, pour y parvenir ! Dans ces conditions, difficile d’imaginer la possibilité de visiter ou de s’installer sur ces mondes éloignés, au moins dans un futur proche. Comme l’écrivait Carl Sagan, « la Terre est une toute petite scène dans une vaste arène cosmique […] Pour moi, cela souligne notre responsabilité de cohabiter plus fraternellement les uns avec les autres, et de préserver et chérir le point bleu pâle, la seule maison que nous ayons jamais connue. »

Frédéric Baudin (IAS, Orsay) & C. Damiani (MPS, Göttingen)

Les trois « chances » du système solaire

par Sylvain Bouley | Jan 4, 2021 | Zoom Sur

Après la découverte d’environ 4 000 planètes extrasolaires, dont 656 systèmes planétaires multiples, nous sommes aujourd’hui forcés de conclure que notre Système solaire n’est pas du tout le système planétaire typique. Au contraire, notre système semble être assez particulier.

La plupart des planètes extrasolaires peuvent être classées en trois groupes. Il y a les Jupiters chauds, planètes de masse comparable à celle de Jupiter, mais très proches de leur étoile centrale. Leur période orbitale est de quelques jours seulement, et leur rayon orbital est de moins d’un dixième d’unité astronomique (UA – la distance moyenne Terre-Soleil). La température de leur atmosphère est donc extrêmement élevée, d’où le nom donné à ces planètes. Les Jupiters chauds sont relativement faciles à détecter. Il n’est donc pas étonnant qu’on les ait découverts en grand nombre. Mais en réalité, ils sont assez rares. On estime que seulement 1 % des étoiles de type solaire ont un Jupiter chaud autour d’elles. Le gros de la population des planètes géantes rentre dans le deuxième groupe, celui des Jupiters tièdes. Comme leur nom l’indique, ces planètes sont plus éloignées de l’étoile centrale que les Jupiters chauds. Le rayon de leur orbite est de l’ordre de 1-3 UA. Environ 10 % des étoiles de type solaire ont des Jupiters tièdes. Mais ces planètes sont néanmoins assez différentes de Jupiter. Tout d’abord, elles sont plus près de l’étoile. Elles se trouvent plutôt à la place des planètes telluriques ou de la ceinture des astéroïdes que de celle de notre Jupiter dans le Système solaire. Le nombre de planètes géantes semble décroître avec la distance au-delà de 2-3 UA, même après la prise en compte des biais observationnels, alors que l’orbite de Jupiter est à 5,2 UA et celle de Saturne à 9,7 UA. De plus, la plupart des orbites des Jupiters tièdes sont fortement excentriques, alors que les orbites de nos planètes géantes sont presque circulaires. Tout au plus 10 % des Jupiters tièdes auraient des orbites comparables à celle de Jupiter, quant à leur distance et à leur excentricité. Le troisième groupe de planètes extrasolaires est celui des super-Terres. Celles-ci sont des planètes de masse intermédiaire entre celle de la Terre et celle d’Uranus ou Neptune. Des planètes subterrestres ont aussi été trouvées, mais en général autour d’étoiles plus petites que le Soleil : elles sont donc « super-Terres » quant à leur masse relative. Les super-Terres ont aussi des orbites très petites, typiquement plus petites que l’orbite de Vénus, voire de Mercure, et souvent comparables à celles des Jupiters chauds. À la différence des Jupiters tièdes, les orbites des super-Terres sont relativement circulaires. De plus, alors que les planètes géantes extrasolaires tendent à être seules (des systèmes avec deux ou plusieurs planètes géantes existent, mais ils sont rares), les super-Terres appartiennent souvent à des systèmes multi-planétaires (fig. 2). On estime qu’environ 50 % des étoiles possèdent des super-Terres.

La distribution des planètes extrasolaires, avec les groupes des Jupiters chauds, Jupiters tièdes et super-Terres mis en évidence. Les planètes de notre Système solaire sont indiquées en rouge, pour comparaison.

Nous n’avons pas encore découvert un système analogue à notre Système solaire. En revanche, si l’on place nos planètes dans un diagramme distance-masse comme celui de la figure 1, nos planètes tombent dans une région dépourvue de planètes extrasolaires. Cette constatation ne doit pas tromper : il est très difficile de découvrir autour d’autres étoiles des planètes comme les nôtres, si petites et relativement lointaines de l’astre central. L’absence d’exoplanètes avec des caractéristiques semblables à celles de nos planètes est donc le résultat d’un biais observationnel. Cependant, il est vrai que la plupart des étoiles ont des planètes avec des caractéristiques qui n’ont pas d’analogues ici : super-Terres, Jupiters chauds, Jupiters sur orbites excentriques, etc. Ces systèmes sont donc clairement différents du Système solaire. Cet argument peut être quantifié. La seule planète du Système solaire qui aurait pu être découverte par un observateur extrasolaire ayant une technologie comparable à la nôtre est Jupiter. Si l’on veut comprendre la place du Système solaire dans la Galaxie, on doit donc pour le moment se borner à se demander quelle est la fréquence statistique du couple Soleil-Jupiter. Seules 10 % des étoiles sont de type solaire. Parmi celles-ci, seules 10 % ont un Jupiter tiède. Mais parmi ces Jupiters tièdes, seulement 10 % ont une orbite comparable à celle de Jupiter, comme nous l’avons vu ci-dessus. En faisant le produit, on trouve que la probabilité d’occurrence du couple Soleil-Jupiter n’est que de 0,1 % ; cela ne fait pas beaucoup. Et le Système solaire est bien plus complexe que le simple couple Soleil-Jupiter. Par exemple, seulement 50 % des étoiles n’ont pas de super-Terres, à l’instar du Soleil, ce qui réduit la probabilité encore de moitié. Selon des études récentes, seules 10 % des étoiles n’auraient pas de planètes à l’intérieur de l’orbite de Mercure, ce qui réduit la probabilité d’existence du Système solaire à moins de 0,01 %.

Pourquoi le Système solaire a-t-il acquis une structure si atypique ? Comment est-il possible que, à partir des mêmes processus physiques, il y ait in fine une telle diversité de systèmes planétaires ? Ces questions sont au cœur de la planétologie moderne.

Un schéma du système de super-Terres Kepler-62, avec les tailles des orbites et les rayons planétaires à l’échelle par rapport au Système solaire interne

La première chance

Selon nos études et les modèles que nous avons développés, la clef de voûte du Système solaire est Jupiter. La formation précoce de Jupiter a structuré l’ensemble de notre système. On pense en effet que les planètes commencent à se former dans un endroit spécifique du disque protoplanétaire appelé la « ligne des glaces », là où la température – qui décroît avec la distance – passe en dessous des ~170 K et où l’eau se condense sous forme de glace. La présence de glace augmente la quantité de matière solide disponible et permet l’agrégation de poussières assez grosses, de quelques centimètres de diamètre, bien plus faciles à accréter par les planètes en formation que les poussières submillimétriques typiques du disque chaud interne. La ligne des glaces est donc la fabrique des grosses planètes. Mais les planètes interagissent gravitationnellement avec le disque, ce qui induit leur migration vers l’étoile : leur orbite ne se referme plus comme une ellipse parfaite, mais spirale vers l’étoile centrale (voir l’encadré en bas de page). Les planètes formées sur la ligne des glaces migrent donc vers le bord interne du disque dès qu’elles atteignent quelques masses terrestres. C’est sans doute le mode d’origine d’une bonne partie des super-Terres, celles riches en glaces. La première chance du Système solaire a été que la première planète produite sur la ligne des glaces fût suffisamment massive pour accréter une grande quantité de gaz du disque protoplanétaire et devenir ainsi une planète géante : Jupiter.

La présence simultanée de Jupiter et Saturne perturbe fortement le disque de gaz. La couleur rouge vif montre la zone à haute densité du gaz et la couleur bleue la zone partiellement appauvrie. À cause de cette distribution de densité, dominée par un disque interne massif, la migration vers l’étoile de Jupiter et Saturne s’arrête ou s’inverse.

La deuxième chance

Une planète comme Jupiter migre beaucoup plus lentement que les super-Terres. Sauf exceptions, elle migre de la ligne des glaces natale vers environ 1-2 UA (la distance typique des Jupiters tièdes) pendant la durée de vie du disque protoplanétaire. La présence d’une telle planète géante a un double effet. Tout d’abord, elle intercepte le flux des poussières se dirigeant vers le disque interne, ce qui limite la matière disponible pour la croissance des planètes à l’intérieur de son orbite. Ainsi, dans le Système solaire, les protoplanètes à l’intérieur de l’orbite de Jupiter ont acquis une masse comparable à la masse de Mars pendant la vie du disque. À cause de leur petite masse, ces protoplanètes n’ont pas migré significativement. Lors de la disparition du disque, par une série d’impacts mutuels, elles ont donné naissance aux planètes telluriques que nous connaissons. Si Jupiter n’avait pas été là, le flux de poussières aurait continué pendant toute la vie du disque. Les protoplanètes du système interne auraient grandi davantage et, par conséquent, auraient commencé à migrer vers le bord interne du disque. Le résultat de ce processus aurait été la formation d’un système de super-Terres rocheuses, aussi observées autour de nombreuses étoiles. Le deuxième effet de la formation de Jupiter est que cette planète retient au-delà de son orbite les planètes qui se forment après elle sur la ligne des glaces. Comme un camion sur une route de montagne, difficile à doubler même par une voiture sportive, Jupiter peut difficilement être « doublé » par les autres planètes. Celles-ci sont devenues Saturne, Uranus et Neptune. Sans Jupiter, ces planètes – moins massives et donc en migration plus rapide – auraient sans doute atteint le bord interne du disque en balayant au passage la région des planètes telluriques. Jupiter, cependant, n’a pas atteint par migration une orbite à ~1 UA, à l’instar de beaucoup d’autres Jupiters tièdes. Cela aurait été dramatique pour notre futur ! On le doit à la deuxième chance du Système solaire : la formation de Saturne. Le rapport des masses entre Jupiter et Saturne est idéal pour ralentir la migration vers l’étoile de ces deux planètes, par l’effet d’un jeu d’interactions mutuelles (fig. 3). Sous certaines conditions, ces planètes peuvent même inverser leur sens de migration, en repartant vers l’extérieur. On pense que c’est à cause de cet effet que Jupiter est si loin du Soleil, par rapport aux Jupiters tièdes. Autant de bonheur pour la Terre, qui a donc pu continuer lentement sa croissance sans être dérangée par ce grand frère si encombrant.

Les orbites des quatre planètes géantes (Jupiter en rouge, Saturne en blanc, Uranus en bleu et Neptune en magenta) à la fin de la phase de migration dans le disque protoplanétaire, selon les simulations de ce processus. Les flèches indiquent le déplacement orbital nécessaire pour atteindre les orbites actuelles. Selon le modèle de Nice, ce changement orbital se produit lors d’une phase d’instabilité dynamique.

La troisième chance

La troisième chance du Système solaire est d’avoir préservé les orbites presque circulaires de ses planètes. Les planètes sont toutes supposées se former sur des orbites circulaires, mais nous avons vu que la plupart des planètes géantes extrasolaires ont une orbite fortement excentrique. On pense que l’acquisition de l’excentricité est due à une phase d’instabilité dynamique après la disparition du disque protoplanétaire, pendant laquelle les planètes d’un même système présentent des rencontres proches mutuelles : par conséquent, elles se dispersent, certaines planètes sont éjectées dans l’espace interstellaire, d’autres se percutent. La (ou les) planète(s) survivante(s) se retrouve(nt) ainsi sur une (des) orbite(s) excentrique(s). Nous pensons que les planètes géantes de notre Système solaire ont eu aussi leur phase d’instabilité. En effet, leur mouvement de migration aurait dû les placer sur des orbites très rapprochées et résonantes, c’est-à-dire avec des périodes orbitales en rapport de nombres entiers. Par exemple, Jupiter aurait accompli 9 tours autour du Soleil pendant que Saturne en faisait 6, Uranus 4 et Neptune 3. Cette configuration orbitale est bien différente de celle actuelle (voir la fig. 4). Les orbites actuelles sont bien plus espacées, et il n’y a aucune relation de résonance entre les périodes orbitales des planètes. Ce changement de structure orbitale est bien expliqué par une phase d’instabilité du système, comme montré par le modèle dit de Nice (car développé à l’observatoire de la Côte d’Azur). Le modèle de Nice explique non seulement les orbites actuelles des planètes, mais aussi toute la distribution des petits corps du Système solaire (astéroïdes, comètes, objets transneptuniens, Troyens et satellites). Il laisse donc peu de doutes qu’une telle instabilité ait eu lieu. Mais pourquoi, alors, les orbites de nos planètes sont-elles si circulaires si elles ont été instables ? Selon les simulations, cela est dû au fait que, par pure chance, lors de l’instabilité, Jupiter et Saturne n’ont pas eu de rencontres proches mutuelles. Ces planètes ont eu des rencontres avec Uranus ou Neptune, qui les ont faiblement perturbées à cause de leur moindre masse, mais pas entre elles. Si des rencontres entre Jupiter et Saturne avaient eu lieu, le système planétaire aurait été complètement dispersé, laissant Jupiter sur une orbite d’excentricité comparable à celle de la plupart des Jupiters tièdes (fig. 5). L’excentricité de Jupiter aurait eu une énorme répercussion sur l’excentricité des planètes telluriques. L’orbite de la Terre serait également devenue très excentrique, avec des conséquences vraisemblablement néfastes sur son habitabilité.

L’orbite de Jupiter (point bleu) à la fin de la phase d’instabilité des planètes géantes dans deux simulations du modèle de Nice, l’une exhibant des rencontres proches entre Jupiter et Saturne et l’autre pas. Dans le premier cas, l’excentricité finale de l’orbite de Jupiter est comparable à celles des Jupiters tièdes, illustrés par des points rouges, dont la taille est proportionnelle à leur masse. Dans le cas sans rencontres avec Saturne, l’excentricité finale de Jupiter est comparable à son excentricité actuelle, mais elle est anormalement faible par rapport à celles des planètes géantes extrasolaires.

Pour conclure, il semble que le Système solaire doive sa structure actuelle, qui a permis l’émergence d’une Terre habitable, à au moins trois événements chanceux : la formation précoce de Jupiter, la formation de Saturne et l’absence de rencontres proches entre ces deux planètes lors de leur évolution dynamique. Il est difficile d’estimer la probabilité de chacun de ces événements, mais elle n’est sans doute pas grande. Et la probabilité que les trois événements se produisent en série est le produit des probabilités de chaque événement individuel. Nulle surprise donc que le Système solaire représente tout au plus 0,01 % des systèmes planétaires de la Galaxie. Nulle surprise aussi que nous habitions dans un système si particulier, dont la structure est essentielle pour abriter une planète réellement habitable. Mais si tout cela est vrai, l’implication est stupéfiante : la vie est rare dans la Galaxie.

La recherche de la vie extrasolaire va certainement se développer avec des moyens de plus en plus puissants et il est juste qu’il en soit ainsi : ce ne serait ni la première ni la dernière fois que les prévisions des théoriciens seraient fausses. Mais ne nous attendons pas à des résultats positifs à court terme.

Alessandro Morbidelli | Observatoire de la Côte d’Azur

La planète Mars selon Camille Flammarion

par Thierno Ousmane BA | Oct 4, 2020 | Zoom Sur

Camille Flammarion, né en 1842 et décédé le 3 juin 1925, aura été un vulgarisateur hors pair. Astronome passionné et passionnant, boulimique de savoir et doué d’un véritable talent littéraire, il mettra pour la première fois la lecture d’ouvrages d’astronomie à la portée du grand public, avec l’aide de son frère, le non moins célèbre éditeur Ernest Flammarion. C’est encore maintenant un vrai bonheur de se replonger dans la lecture des ouvrages majeurs comme l’Astronomie populaire ou bien Les Terres du ciel, ou encore dans les articles des premiers numéros de la revue L’Astronomie créée justement à l’initiative de Camille Flammarion. Lire l’Astronomie populaire, c’est redécouvrir l’étendue déjà incroyable des connaissances de l’époque, mais aussi mesurer l’immense bond en avant que l’Homme a accompli en à peine plus d’un siècle dans la connaissance des mondes qui nous entourent. 

Figure 1 – Les canaux de Mars

Dans Les Terres du ciel, un ouvrage de 800 pages paru pour la première fois en 1877 puis réédité en 1884, Camille Flammarion dresse un bilan exhaustif des connaissances de l’époque sur les planètes du Système solaire et de leurs conditions d’habitabilité. Il est en effet convaincu que la vie foisonne dans l’Univers.

Si certaines hypothèses peuvent maintenant nous paraître complètement obsolètes, comme la présence possible d’une vie intelligente sur Mars à l’origine d’un immense système de canaux d’irrigation (figure 1), il est frappant de voir la pertinence de certaines de ces gravures anciennes, qui résonnent comme un lointain écho aux fabuleuses images que nous rapportent nos missions spatiales actuelles.

La planète Mars revêt une importance toute particulière dans la vie et dans l’œuvre de Flammarion. Il lui consacrera 210 pages des Terres du ciel, puis les deux volumineux tomes La Planète Mars et ses conditions d’habitabilité, parus en 1892 et 1909. Quelle ne serait pas son excitation s’il pouvait participer avec nous à l’extraordinaire aventure des sondes en orbite et des rovers tels que Curiosity arpentant la surface de Mars !  Comme dans le cas de la Lune, Flammarion imagine : « Quel est l’aspect de l’Univers, vu de cette station voisine ? Les habitants de Mars n’habitent pas plus le ciel que nous, et nous l’habitons comme eux, ni plus ni moins. Comment voient-ils la Terre ? […] Les astronomes de cette planète peuvent observer la Terre parmi les constellations, comme nous observons Vénus. Ainsi, par exemple, les revues astronomiques de Mars ayant à annoncer à leurs lecteurs le mouvement de la planète Terre dans le ciel pendant l’année 1884, auront publié la figure précédente (fig. 2), que nous avons pu du reste calculer nous-même sans aller sur Mars. »

L’image de la Terre sur cette figure (fig. 2), qui montre la précision des prédictions astronomiques effectuées par Flammarion, la sonde américaine Mars Reconnaissance Orbiter l’a réalisée ! Belle confirmation de la prédiction…

Figure 2 – À gauche : aspect de la Terre vue de Mars (juin 1884). À droite, la Terre photographié depuis l’orbite martienne par l’instrument HiRISE de la sonde Mars Reconnaissance Orbiter.

Si la Terre apparaît au télescope comme un croissant dans le ciel, « vue de Mars, dès le coucher du Soleil, la Terre brille dans le ciel comme une étoile… ». Là encore, nos sondes spatiales actuelles, Spirit, Opportunity, puis Curiosity, vont immortaliser cette magnifique vue de la Terre dans le ciel de Mars. Curiosity parviendra même à distinguer la Lune, dans son cliché pris par la caméra Mastcam le 31 janvier 2014, alors que la Terre est située à 160 millions de kilomètres de Mars (fig. 6). La gravure de Flammarion représente une rivière au premier plan. Curiosity lui, ne verra qu’un désert aride, mais un désert qui a gardé les traces géologiques indiquant la présence dans un lointain passé de lacs alimentés par des rivières.

Figure 3- A gauche: Gravure des Terres du ciel : « Vue de Mars, dès le coucher du Soleil, la Terre brille dans le ciel comme une étoile… » A droite : La Terre, photographiée par le rover Curiosity dans le ciel de Mars, apparaît comme un point double…

Quels sont les phénomènes astronomiques que les astronomes de Mars peuvent observer ? Suite à la découverte des satellites de Mars Phobos et Deimos en 1877 par l’astronome Asaph Hall, Camille Flammarion imagine dans ses Terres du ciel à quoi peut ressembler une éclipse de Soleil sur Mars. Les calculs des tailles respectives (~6000 km pour Deimos et ~2000 km pour Phobos) et des distances à la planète sont remarquablement proches des vraies valeurs. Il nous dit : « Quelquefois on peut voir ces deux lunes, arrivant des deux parties opposées du ciel, s’avancer l’une vers l’autre, se rencontrer et s’éclipser partiellement ou totalement. D’où il résulte qu’indépendamment des éclipses de lune produites par le passage des satellites dans l’ombre de la planète, éclipses analogues à celles qui se présentent sur notre monde, il y a sur Mars des éclipses inconnues à la Terre : celles d’un satellite par l’autre, celles du second satellite par le premier. […] Ainsi Phobos peut éclipser totalement Deimos, et cela très facilement. Mais il ne peut jamais éclipser totalement le Soleil de Mars, dont le diamètre moyen est de 21 minutes. Lorsque la combinaison des mouvements célestes l’amène devant l’astre du jour, il peut se produire une éclipse annulaire du genre de celle qui est représentée ici (figure 4) , à laquelle peut s’ajouter le passage du second satellite devant le Soleil, sous la forme d’un petit disque noir. »

Figure 4 – Ci-dessus : Une éclipse de Soleil par les deux lunes de Mars imaginée par Flammarion. En dessous : Une éclipse de Soleil par Phobos, observée par le rover Spirit le 10 février 2005. (NASA/JPL/Cornell)

Camille Flammarion aborde régulièrement les questions de société dans ses ouvrages, et n’hésite pas à s’enflammer : « Lorsque l’on songe aux progrès réalisés dans notre seul xixe siècle, chemin de fer, télégraphes, applications de l’électricité, photographie, téléphone, etc., on se demande quel serait notre éblouissement si nous pouvions voir d’ici les progrès matériels et sociaux que le vingtième, le vingt et unième siècle et leurs successeurs réservent à l’humanité de l’avenir. L’esprit le moins optimiste prévoit le jour où la navigation aérienne sera le mode ordinaire de circulation ; où les prétendues frontières des peuples seront effacées pour toujours ; où l’hydre infâme de la guerre et l’inqualifiable folie des armées permanentes seront anéanties devant l’essor glorieux de l’humanité pensante dans la lumière et dans la liberté ! » Eh bien, il nous reste encore un peu de chemin pour y parvenir… Puisse-t-il avoir un jour raison !

Stéphane Le Mouélic, Lab. de planétologie et géodynamique de Nantes

Sonder l’atmosphère de Mars

par Thierno Ousmane BA | Oct 4, 2020 | Zoom Sur

La mission InSight du programme Discovery de la NASA est la première mission planétaire à faire d’un sismomètre (SEIS, instrument français) son instrument principal. InSight doit explorer la structure et l’activité de l’intérieur de Mars, dans l’espoir de reconstituer l’histoire de sa formation et de découvrir son activité sismique actuelle. En apparence, étudier la météorologie de Mars n’est pas le but premier de la mission InSight.

Figure 1 – Vue d’artiste de la station InSight dans un environnement typique d’une matinée sur Mars, avec un dust devil passant à proximité. Reproduction d’un dessin original de l’artiste Manchu, utilisé avec permission sous le copyright IPGP/Manchu/Bureau 21.

A la fin des années 70, les atterrisseurs Viking se sont posés à la surface de Mars et ont permis, grâce à leurs instruments météorologiques, de découvrir depuis la surface l’activité de l’atmosphère de Mars en deux endroits distincts de la planète. Le but principal des missions Viking était d’explorer l’environnement martien et son habitabilité. En complément, à titre purement expérimental, les sondes Viking embarquaient un sismomètre. L’analyse s’est révélée difficile : les sismomètres Viking ont surtout enregistré une forte contribution atmosphérique au signal sismique.

Atmosphère et bruit sismique capturé par InSight

Les capteurs météorologiques sont en fait une composante essentielle au succès de la mission InSight. Pourquoi ? L’échec relatif des mesures Viking nous renseigne par l’exemple. A moins d’enterrer complètement un sismomètre dans le sous-sol martien, ce qui requerrait une instrumentation d’une masse bien supérieure à ce que l’on peut acheminer sur Mars à l’heure actuelle, toute expérience géophysique sur Mars doit composer avec le signal sismique indésirable excité par l’atmosphère. Les variations de température atmosphérique augmentent le niveau de bruit du sismomètre, le vent qui souffle fait vibrer la sonde InSight sur la surface de Mars, causant des ondes sismiques capturées par le sismomètre, et les variations de pression atmosphérique exercent une force qui déforme la surface, donc provoque également des perturbations sismiques. Les variations causées par la turbulence atmosphérique, qui se développent sur des échelles de temps inférieures à la minute, sont les plus à même de causer du bruit sismique atmosphérique.

La première stratégie d’InSight pour limiter ces perturbations indésirables de l’atmosphère est de recouvrir le sismomètre d’une cape rigide protectrice. La seconde stratégie est de déterminer de la manière la plus précise et complète possible les variations de l’atmosphère afin d’évaluer le bruit sismique qu’elles causent et de nettoyer, autant que faire se peut, le signal sismique mesuré à la surface de Mars de l’indésirable signal atmosphérique. Cette technique porte le nom de décorrélation de pression et nécessite des mesures de la pression atmosphérique de fine précision et haute fréquence (20 mesures par seconde). Le capteur de pression embarqué sur InSight possède donc des caractéristiques inédites par rapport aux capteurs de pression précédemment envoyés sur Mars. Il est de plus associé à deux capteurs de température et de vents (nommés TWINS) qui vont sonder l’activité atmosphérique en continu pour évaluer les périodes (au cours de la journée, au cours de l’année) pendant lesquelles il est opportun de réaliser les meilleures mesures sismiques.

InSight est donc autant une station géophysique qu’une station météorologique. Pour faire des mesures sismiques révélant la structure et l’activité interne de Mars, il faut d’abord nettoyer ces mesures du bruit atmosphérique, comme l’on nettoierait une frise de cathédrale couverte de boue pour en apprécier tous les détails. Est-ce là la seule utilité des capteurs météorologiques d’InSight ? Evidemment non. On peut prendre la boue et en faire de l’or, comme disait Charles Baudelaire.

Explorer l’atmosphère de Mars avec InSight

Plusieurs capteurs météorologiques, mesurant pression, vents, température, ont été embarqués sur des robots à la surface de Mars (Viking, Pathfinder, Phoenix, Curiosity) répartis dans plusieurs régions caractéristiques de la planète rouge. Ces mesures météorologiques passées ont été d’une importance capitale pour comprendre à la fois le climat de Mars et son cycle des poussières, de l’eau et du dioxyde de carbone. L’analyse de la météorologie depuis la surface est parfaitement complémentaire des observations spatiales depuis l’orbite de Mars. Une station météorologique à la surface de Mars est une excellente méthode pour obtenir des séries temporelles complètes de pression, température, vents, ce dont les orbiteurs sont incapables. En contrepartie, les orbiteurs donnent un contexte global et régional aux mesures d’un atterrisseur ne donnant accès qu’à une seule région très localisée de la planète. 

La nécessité, pour interpréter les mesures sismiques, d’observer en continu l’atmosphère est un des grands atouts d’InSight par rapport aux précédentes mesures météorologiques à la surface de Mars, qui avaient toutes des trous dans la couverture temporelle pour des raisons diverses et variées. En pratique, InSight va donc permettre de manière inédite de suivre au cours des saisons les variations de vent, température et pression causées par les circulations à grande échelle dans l’atmosphère de Mars : cellules de Hadley (courants lents faisant circuler chaleur et espèces chimiques d’un hémisphère à l’autre), ondes atmosphériques planétaires, cycle de condensation / sublimation du CO2 atmosphérique en des calottes saisonnières. A tout moment pendant la mission, si survient un phénomène d’ampleur, telle une tempête de poussière très étendue, InSight pourra enregistrer tous les soubresauts atmosphérique associés à ce phénomène. Equipées de caméras couleur, l’atterrisseur InSight permettra également un suivi de l’activité dans l’atmosphère dans la région de son site d’atterrissage : charge en poussière dans l’atmosphère, présence de nuages de glace d’eau, brouillard matinal, évolution des dépôts de poussière à la surface sous l’effet de l’érosion éolienne.

Figure 2 – Des nuages détectés sur Mars par la sonde Opportunity

InSight sera en fait un complément très intéressant à la mission Curiosity qui embarque des capteurs de vents et de température similaires à ceux d’InSight. Le rover Curiosity est situé à seulement 400 km au sud du site d’atterrissage d’InSight, donc le contexte météorologique de grande échelle est similaire entre les deux missions. En revanche, Curiosity fait des acquisitions météorologiques à l’intérieur du cratère Gale, où l’influence régionale de la topographie sur les vents est considérable. Comparer les mesures des deux missions permettra donc, via InSight, de mieux évaluer le contexte atmosphérique global dans lequel elles se trouvent toutes les deux ; et, en négatif, expliquer les nombreux phénomènes météorologiques associés à la topographie dans les mesures de Curiosity.

Une autre caractéristique intéressante des mesures météorologiques d’InSight est l’acquisition haute fréquence. Le capteur de pression est de ce point de vue particulièrement performant, mais il en est également de même dans une moindre mesure pour les capteurs de vent et température. InSight sera donc particulièrement bien équipé pour évaluer la variabilité rapide, turbulente de l’atmosphère proche de la surface de Mars. InSight pourra enregistrer avec précision les nombreux tourbillons et cellules convectives qui passent au cours de la journée, lorsque le sol chauffé par le soleil provoque des instabilités convectives à proximité de la surface. La vitesse du vent peut y varier très vite, causant un soulèvement des fines particules de poussière de la surface vers l’atmosphère. Lorsque ces poussières sont entrainées dans un tourbillon convectif, cela donne naissance aux dust devils, fines colonnes de poussière caractéristiques observées dans les déserts terrestres et sur Mars. InSight sera même équipé, contrairement aux campagnes précédentes, de capteurs d’une fréquence si haute qu’il sera potentiellement possible de décrire en détail comment l’énergie turbulente de l’atmosphère se dissipe en de minuscules tourbillons. Ce phénomène universel existe sur Terre comme sur Mars, mais ses échelles caractéristiques diffèrent dans l’atmosphère très ténue de Mars.

Un point de vue original sur l’atmosphère de Mars

La combinaison de mesures sismiques et de mesures météorologiques est un avantage indéniable d’InSight, qui rend sa façon d’étudier l’atmosphère de Mars particulièrement originale. Premier exemple, les dust devils précités (et, en fait, tous les tourbillons convectifs, qu’ils transportent de la poussière ou non) seront détectés par les capteurs météorologiques, mais également par le sismomètre car la chute abrupte de pression qu’ils impliquent déforme la surface. Autrement dit, les tourbillons convectifs atmosphériques causent des micro-séismes. InSight sentira ainsi passer de tels phénomènes depuis beaucoup plus loin que s’il avait été simplement une station météorologique. L’instrumentation d’InSight peut donc permettre d’étudier une surface plus grande autour de l’atterrisseur que les missions précédentes. 

Deuxième exemple, toute perturbation un peu soudaine dans l’atmosphère (par exemple, un impact de météorite ou, moins rarement, un vent soufflant sur une montagne ou un cratère), jour ou nuit, cause l’émission d’ondes de gravité dans l’atmosphère, analogues des ondes causées en jetant un caillou dans un étang calme. Ces ondes qui révèlent la variation de température et de vent suivant la verticale ont une signature à la fois météorologique et sismique. InSight pourra donc les détécter depuis la surface pour la première fois. Les impacts de météorite devraient d’ailleurs être plus directement repérés par l’émission d’infrasons que le capteur de pression d’InSight sera capable de détecter.

Au final, s’il n’est pas certain qu’InSight révolutionne la science atmosphérique martienne, la mission va permettre une vision nouvelle et originale des phénomènes atmosphériques martiens, avec une possibilité de découvertes inattendues, permises par des capteurs à la couverture temporelle et la précision inégalées à la surface de Mars. InSight est donc un jalon important pour connaître l’environnement dans lequel évolueront les futures missions martiennes, robotiques ou humaines. La mission InSight préfigure d’ailleurs, très probablement, des campagnes de mesure avec des réseaux de multiples stations météorologiques / géophysiques à la surface de Mars.

Aymeric SPIGA, Chercheur LMD/IPSL

COAUTEURS: ■ DON BANFIELD, Senior Scientist à Cornell University, USA ■ JOSÉ-ANTONIO RODRIGUEZ-MANFREDI, chercheur au Centro de AstroBiologia (CAB), INTA, Espagne ■ FRANÇOIS FORGET, directeur de recherche CNRS au Laboratoire de météorologie dynamique (LMD) / Institut Pierre-Simon-Laplace (IPSL) à Paris ■ PHILIPPE LOGNONNÉ, directeur de recherche à l’Institut de physique du globe de Paris (IPGP).

Détection de séismes sur Mars, premiers résultats

par Thierno Ousmane BA | Oct 4, 2020 | Zoom Sur

Le 26 novembre 2018 l’atterrisseur InSight de la Nasa, s’est posé après un voyage de plus de 6 mois et de 485 millions de km, sur le sol de Mars. Une mission de deux années doit permettre la détermination de la structure interne de Mars, grâce à la panoplie des instruments géophysiques embarqués, dont l’instrument principal, le sismomètre SEIS. Ce dernier, développé à l’Institut de physique du globe de Paris (IPGP) et à l’Ecole Polytechnique de Zürich (ETHZ), enregistre les tremblements du sol de Mars, d’origines internes, ou externes comme ceux provoqués par les impacts de météorites. La propagation des ondes sismiques fournit des indications sur la croûte, le manteau et le noyau de la planète. Les deux missions de la Nasa, Viking 1 et 2, lancées en 1975, s’étaient soldées par un échec puisque les deux sismomètres américains embarqués n’avaient pas fourni de données exploitables ; cette mission est donc une grande première. 

Vue d’artiste du site d’atterrissage d’InSight sur la plaine d’Elysium, avec la structure du sous-sol. Du haut vers le bas: revêtement induré (duricrust), régolithe et socle rocheux fracturé. Crédits: IPGP/Nicolas Sarter

L’instrument SEIS

Le site sélectionné pour l’atterrissage est la partie ouest de la plaine Elysium Planitia (Figure 1), à 1000 km au NO du cratère Gale où opère le robot Curiosity de la mission MSL. L’atterrisseur a déployé à l’aide d’un bras robotique les instruments SEIS et HP3 sur le sol martien. 

Figure 1 – Les sites d’atterissage des différentes mission martiennes. Insight s’est posé à coté du volcan Elysium. Crédits: MOLA/NASA

L’instrument SEIS (Seismic Experiment for Interior Structures) est un sismomètre large bande de très grande précision, il est protégé du vent, des poussières et des variations brutales de température par une cloche en titane ; il a été installé au sol à l’aide d’un bras robotisé. Un autre instrument, HP3, développé par l’agence spatiale allemande est, quant à lui, destiné à mesurer la température du sous-sol jusqu’à 5 mètres de profondeur et par extenson, le flux de chaleur sortant du sol martien (lire la description détaillée dans l’Astronomie #116, mai 2018 et #123, janv. 2019). 

Depuis l’installation en surface du sismomètre entre décembre 2018 et février 2019, l’instrument a détecté plus de 300 séismes et fourni de nombreux résultats aux planétologues, publiés dans une série de six articles parus fin février dans Nature Geoscience et Nature Communication. Les nombreuses données géophysiques collectées lors des six premiers mois de la mission éclairent notamment sur la structure des premiers kilomètres du sous-sol martien. 

Dans sa lente traque des séismes martiens, SEIS est confronté à un obstacle redoutable que sont les bruits divers et variés de l’environnement de l’instrument qui viennent parasiter de manière aléatoire les infimes tremblements de surface devant être enregistrés ; parmi tous ces bruits, le plus perturbateur reste l’environnement martien lui-même. Un suivi patient, mené de concert avec la station météorologique équipant InSight a permis aux chercheurs de comprendre qu’il fallait découper le jour martien (appelé sol, légèrement plus long qu’une journée terrestre) en trois périodes plus ou moins bruyantes et donc plus ou moins bien adaptées à la recherche de séismes ; c’est entre 17h et minuit que la planète devient plus calme, et c’est alors que se situe la période la plus propice à la détection de séismes (fig.). Cette situation risque d’être modifiée avec l’arrivée de l’été martien et l’apparition des tempêtes de poussière qui risquent de rendre beaucoup plus délicate la détection des séismes les plus faibles.

Les principaux résultats

La structure du sous-sol

Dès l’installation d’InSight, il a été possible de caractériser les propriétés du proche sous-sol de la plaine poussiéreuse d’Elysum en analysant la manière dont les instruments se sont plantés dans la poussière. Trois couches se succèdent : une cuirasse superficielle de quelques cm (duricrust) qui a fait obstacle à l’enfoncement de HP3 est surmonté d’un régolithe résultant de l’amoncellement des matériaux concassés par les innombrables impacts météoritiques ; en dessous, sur plusieurs mètres, le sous-sol a pu être sondé grâce aux déformations induites par la circulation de tourbillons de poussière (dust devils), qui sont autant de micro-sources sismiques enregistrées par SEIS. Ces tourbillons ont par ailleurs réservé une surprise aux scientifiques de la mission : alors que leur présence est attestée par les enregistrements de SEIS, aucun n’a pu être photographié. 

Les premiers séismes

Le nombre de séismes haute fréquence (HF, lire l’encadré) est en constante augmentation depuis le début de la campagne d’observation, sans que les sismologues sachent vraiment pourquoi ; ce n’est pas un artefact de mesure et cette hausse, qui semble d’origine naturelle, pourrait être due à un phénomène saisonnier, comme par exemple l’évolution de Mars sur son orbite. 

Pour l’instant, jusqu’à la fin juillet 2019, seulement 4 séismes de type A, c’est-à-dire exploitables par les chercheurs (lire l’encadré), ont été identifiés. Le 7 avril 2019 (sol 128), le premier séisme martien est enregistré, marquant d’une pierre blanche le jour de naissance de la sismologie martienne. Il est situé dans les hautes fréquences (HF, lire l’encadré), de magnitude relativement faible. Son origine demeure pour l’instant inconnue, la profondeur du foyer sismique serait supérieure à 5 km et son origine serait située à une distance de 530 km d’InSight.

Le deuxième séisme majeur enregistré par SEIS a eu lieu au cours du sol 173 (23 mai 2019) et c’est une des secousses les plus intéressantes jamais observées sur la planète rouge jusqu’à ce jour. C’est un séisme de basses fréquences (LF) d’une magnitude 3,6, bien plus énergétique que le précédent ; il a offert aux sismologues la possibilité de déterminer la position précise de l’épicentre, ce qui est particulièrement ardu quand on ne dispose que d’une seule station, comme c’est le cas ici. Pour l’instant, tous semble indiquer que le 23 mai, le sol s’est mis à trembler à 1600 km à l’est d’InSight, dans une région baptisée Cerberus Fossae (voir plus bas).

Le troisième événement majeur mis en évidence par SEIS l’a été au cours du sol 235 (26 juillet 2019), situé dans la même région de Cerberus Fossae, les épicentres des deux séismes étant séparés de 450 km environ.

Enfin, une autre séisme LF de qualité A, détecté au cours du sol 183 (3 juin 2019), a pu être approximativement localisé sur le globe martien.

En termes de positionnement,  c’est à peu près tout pour les quelques centaines d’autres événements identifiés par SEIS (surtout HF). Cette cartographie permet de commencer à relier certains secteurs sismiques avec de possibles structures tectoniques existant à la surface de Mars. 

Cerberus Fossae

Cerberus Fossae est un immense système de failles situé à l’est du terrain d’atterrissage d’InSight, qui s’est probablement formé lors de la mise en place d’Elysium Mons, le second complexe volcanique de Mars en termes de taille après le dôme de Tharsis et son volcan géant Olympus Mons. Les failles de Cerberus Fossae seraient encore actives et le champ de fractures présent semble avoir accumulé de nombreuses contraintes dont certaines ne sont pas encore relâchées (Fig.2).

Figure 2 – Le système de failles Cerberus Crédits: ESA/DLR/FU Berlin

Caractéristiques de la croûte martienne

Grâce aux trois séismes majeurs détectés jusqu’à présent, il a été possible de déterminer les valeurs de l’atténuation et de la diffusion des ondes sismiques lors de leur traversée de la croûte martienne ; une discontinuité majeure a été identifiée . Le trio sismique des sols 128, 173 et 235 a permis une première analyse de la structure de la croûte : une première strate d’une épaisseur d’une dizaine de km, constituée de matériaux volcaniques très altérés ou fracturés, ralentit les ondes sismiques d’environ 50% ; plus en profondeur, se trouverait une couche plus homogène qui pourrait descendre jusqu’au début du manteau.

En conclusion

Si la croûte martienne commence à livrer ses secrets, l’objectif ultime d’InSight est de lever le voile sur la structure interne de la planète entière, mais les sismologues n’ont pas encore la garantie de pouvoir comprendre le manteau et le noyau de la planète. En effet, la grande majorité des séismes qui secouent la surface martienne sont de faible magnitude et la détermination de la structure interne de Mars pourrait être plus longue et délicate que prévu. Comme l’écrit Philippe Labrot, l’un des scientifiques de l’IPGP responsables des dépouillements des données de SEIS « Tout en analysant d’arrache-pied l’abondant jeu de données fourni par SEIS, les sismologues planétaires attendent également désormais le premier grand séisme martien, celui qui frôlera ou dépassera la magnitude 4,5 et qui nous montrera enfin de quoi est fait le cœur de Mars. »

Janet Borg, Institut d’astrophysique spatiale

Parler aux rovers martiens

par Thierno Ousmane BA | Oct 4, 2020 | Zoom Sur

Le 30 juillet dernier, un nouveau rover a quitté la Terre, direction la planète Mars ! Baptisé Perseverance d’après la proposition soumise par un collégien à un concours organisé par la Nasa, maître d’œuvre de la mission Mars 2020, il sera largué en février 2021 sur le sol martien. Il rejoindra alors sur Mars son collègue Curiosity, star des médias et des réseaux sociaux. Mais comment les scientifiques communiquent-ils avec ces rovers ?

Ils prennent des « selfies », possèdentleur compte sur les réseaux sociaux, et pourtant, discuter avec eux n’est pas chose aisée pour les scientifiques : mais comment parle-t-on à Curiosity et Perseverance?

Patience et longueur de temps… 

Discuter avec un robot martien, c’est tout d’abord une histoire de fuseaux horaires et de synchronisation. Pour commencer, il faut savoir que les échanges avec la planètes Mars, comme avec n’importe quel endroit du Système solaire et au-delà, se font par le moyen de signaux électromagnétiques (de la lumière non visible). Les échanges avec Mars ne sont donc ni instantanés, ni même légèrement décalés comme ceux des astronautes des missions Apollo avec les équipes à Houston, le centre des opérations des missions Apollo pour la Nasa. Les messages échangés entre Terriens et Martiens se propagent en effet à la vitesse de la lumière que chacun sait finie et constante. La lumière met environ huit minutes à parvenir du Soleil à la Terre, parcourant ce qu’on appelle une « unité astronomique », ou « UA ». Mars orbite autour du Soleil à une distance moyenne de 1,5 UA. Ainsi, en fonction de la position relative des deux planètes par rapport à notre étoile, la distance entre Mars et la Terre varie entre 0,5 UA et 2,5 UA. Un calcul au premier ordre permet donc d’estimer qu’un message voguant entre les deux astres a une durée de voyage comprise entre quatre minutes et une vingtaine de minutes. C’est une chose que tout astronaute en herbe rêvant de fouler le sol martien doit garder en tête : pour dire « Salut ! Ça va ? », entendre « Oui, bien, et toi ? », et répondre « Bien ! Merci! » à un Martien, il faut prévoir entre douze minutes et une heure, en fonction des éphémérides !

Figure 1 – Schématisation de l’organisation d’une journée martienne pour les opérations de Curiosity, le rover de la mission MSL (Mars Science Laboratory), et exemple d’horloge présentant l’heure sur Terre en Temps Universel, puis l’heure locale à Toulouse, l’heure « universelle » sur Mars, puis l’horloge locale des différentes missions martiennes à ce moment-là. 

Synchronisation des horloges

Et encore, même avec beaucoup de patience, ce n’est pas facile de donner des instructions à un rover martien, car il faut aussi tenir compte du décalage horaire. Ou plutôt, devrions-nous parler des décalages horaires, au pluriel ! « On peut s’imaginer qu’on peut utiliser toute la journée martienne pour échanger des informations avec un rover, mais c’est bien plus compliqué », explique Olivier Gasnault, chargé de recherche au Centre national de la Recherche scientifique (CNRS) à l’Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie (IRAP) de Toulouse, responsable adjoint de ChemCam (Curiosity) et qui est, chargé des opérations scientifiques de l’instrument SuperCam de Perseverance. « On pourrait croire que le rover a huit heures d’activité par jour, comme les scientifiques qui le pilotent, mais non, il faut prendre en compte les contraintes de satellites relais, de l’’énergie disponible, et des décalages entre les fuseaux horaires martiens et terrestres ! ». En effet, la durée de la journée martienne, qui dure vingt-quatre heures terrestres et quarante minutes (appelée sol), est divisée par les scientifiques en vingt-quatre « heures martiennes » qu’il faut répartir entre les différentes phases d’opérations : la génération des instructions, leur validation, leur transmission entre la Terre et Mars, les opérations sur Mars, quand le rover peut profiter au maximum de l’éclairage solaire pour faire des photos très utilisées en géologie martienne, l’envoi des données enregistrées sur Terre, leur analyse par les scientifiques, plus la création d’un nouveau plan d’activité pour la journée suivante. Ce schéma idéal ne prend pas en compte les difficultés liées à la position de Mars par rapport au Soleil et à la Terre (l’année martienne dure près de 690 jours terrestres), ou encore de la disponibilité des satellites artificiels qui tournent autour de Mars et permettent de relayer les messages de Curiosity ,et dans le futur de Perseverance, aux antennes des centres d’opérations de la Nasa. Une difficulté supplémentaire repose sur la taille des équipes scientifiques qui sont aux commandes et leur dimension internationale : les différents laboratoires américains sont répartis sur plusieurs fuseaux horaires, sans oublier ensuite le « jetlag » avec les laboratoires français, où sont basés les chercheurs, ingénieurs et techniciens qui analysent les données de composition des roches mesurées par les tirs laser de l’instrument ChemCam, dont la contribution française est sous la responsabilité de l’IRAP, en particulier de Sylvestre Maurice (le chercheur à l’origine des deux projets, instigateur de ces instruments, et le responsable de SuperCam) et d’Olivier Gasnault (voir photographie ci-contre). Pour SuperCam, le petit frère de ChemCam à bord de Perseverance, il faudra en plus se coordonner avec deux fois plus de laboratoires français (14) qui ont participé à la construction de l’instrument ou qui participeront à la science de SuperCam.

Figure 2 – L’équipe des opérations des instruments ChemCam et sAm photographiée au Cnes en 2014. Pendant que les ingénieurs (au premier plan) – qui sont au total une quarantaine rien qu’en France à contribuer aux opérations – préparent les instructions à envoyer aux équipes de MSL aux États-Unis, Olivier Gasnault (en chemise blanche) et quatre chercheurs (au fond à droite) discutent des objectifs scientifiques à privilégier après avoir analysé les données du jour.
(S. Girard/Cnes)

Des stratégies différentes pour Curiosity et Perseverance

Les opérations de Curiosity sont organisées grâce à des décisions collégiales de type « discovery driven », c’est-à-dire motivées par les découvertes effectuées. Les tâches du rover sont donc planifiées sur différentes échelles de temps, en gardant des objectifs scientifiques à long terme suffisamment larges pour que le plan d’action du mois suivant puisse tenir compte des découvertes faites sur un site donné à un instant « t ». Par exemple, si Curiosity détecte des propriétés inattendues sur une cible particulièrement intéressante, les chercheurs peuvent demander que le rover y reste quelques jours ou quelques semaines de plus afin d’effectuer des mesures supplémentaires. En effet, le rover se déplace tellement lentement (en moyenne, Curiosity se déplace à une vitesse de croisière de trente mètres à l’heure) qu’il serait difficile d’envisager de « revenir en arrière » si les opérations étaient fixées à l’avance sur périodes trop longues. (lire l’Astronomie, 

Pour Perseverance, la stratégie sera différente, notamment à cause des exigences de la Nasa en matières d’objectifs pour la mission Mars2020 et d’efficacité (le calendrier à tenir est plus strict). Perseverance devra non seulement récolter des échantillons et en faire une analyse scientifique très poussée, mais également les déposer en différents sites stratégiques au cas où une future mission conjointe de retour d’échantillons serait financée par la Nasa et l’Esa. La mission de retour d’échantillons n’aurait pour but que de récolter les échantillons extraits et préparés par Perseverance pour les rapporter sur Terre, le seul endroit où l’on peut trouver des laboratoires suffisamment complets et performants (et des humains pour y travailler) pour que les échantillons soient décortiqués en détail, afin, principalement, de rechercher des traces de vie martienne. La liberté de décision des chercheurs et chercheuses sera inévitablement bien plus réduite que pour Curiosity, puisque les opérations seront organisés sur des périodes plus longues et contraintes par la préparation des échantillons. « L’exploration scientifique de Mars est en quelque sorte assujettie à la très grande popularité des projets d’exploration de la planète et à la puissance des campagnes de communication des agences », souligne Olivier Gasnault. Il semble en effet que les résultats de Mars 2020 sont annoncés avant même que l’on ait envoyé le rover sur Mars : maintenant qu’on y a découvert de l’eau liquide, il faut déceler des traces de vie ! 

Le chercheur est tout de même très enthousiaste, notamment quand on aborde la question de la grande taille et de la grande diversité des équipes impliquées dans les opérations de Curiosity et Perseverance : « Ce que je trouve intéressant dans cet aspect des opérations des rovers martiens, c’est qu’elles nécessitent une plus grande implication des chercheurs auprès des ingénieurs en charge des opérations. C’est un peu comme pour les missions Apollo, en remplaçant les astronautes par des robots ! »

SuperCam, les « yeux » de Perseverance, largement conçu et fabriqué en France.

SuperCam est la petite sœur de ChemCam, proposée par le même consortium franco-américain et acceptée par la Nasa après le grand succès de l’instrument de Curiosity. Le consortium SuperCam compte, en plus du Cnes et de l’Irap, une dizaine d’acteurs en France*. On voit ici l’instrument déshabillé lors de derniers tests à l’Irap en 2019 (aucun risque que SuperCam ait attrapé la Covid-19 avant son départ pour Mars, il est toujours manipulé par des scientifiques bien protégés, voir l’Astronomie no 137). SuperCam a pour mission de mesurer la composition chimique des roches en tirant dessus au laser (technique LIBS)2 et d’en faire des images en couleur (et non en noir et blanc comme son prédécesseur ChemCam). SuperCam pourra aussi détecter les minéraux et éventuellement de la matière organique par spectroscopie Raman et infrarouge (IR). Les différentes techniques fonctionnent à distance : 7 m pour le LIBS, 12 m pour le Raman, et jusqu’à l’horizon pour la spectroscopie IR et l’imagerie. L’instrument a été livré au Jet Propulsion Laboratory l’été dernier, au terme de quatre années de travail qui ont mobilisé près de 240 personnes.

Figure 3 – SuperCam est un instrument franco-américain proposé par le lANl (É.-U.) et l’IRAP (France). le Cnes assure la maîtrise d’ouvrage de la contribution française et s’appuie sur des laboratoires du CNRS et des universités (irap, lesia, lAB, OMp, latmos, iSAE, iAS pour l’instrumentation et aussi pour la science iMpMC, ipag, lGl, Celia, lpG, GeoRessources, iSterre). le projet Mars 2020 de la Nasa est sous maîtrise d’œuvre du Caltech/Jpl.

Léa GRITON, Institut de recherche en astrophysique et planétologie, Toulouse