Qu’est-ce qu’une planète géante ? À l’origine, ce terme a été utilisé pour désigner les quatre plus grosses planètes du Système solaire, Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune. Celles-ci ont une particularité en commun : elles sont très volumineuses, d’où leur nom ; leur atmosphère est dominée par l’hydrogène et, en moindre proportion, l’hélium, ce qui se traduit par une faible densité. Ces propriétés les différencient des planètes rocheuses, plus proches du Soleil, et aussi plus petites et plus denses.

Cette dichotomie entre les planètes du Système solaire trouve une explication simple à la lumière de son scénario de formation. Il est aujourd’hui généralement admis que, dans le cas du Système solaire, les planètes se sont formées par accrétion de matière solide au sein d’un disque protoplanétaire, résultant lui-même de l’effondrement d’une nébuleuse en rotation sur elle-même et de la condensation du gaz en poussières solides, la partie centrale formant le proto-Soleil. À proximité du Soleil, la température était suffisamment élevée pour que seuls les éléments réfractaires (éléments dont la température de condensation est élevée) soient sous forme solide ; de leur accrétion sont nées les planètes telluriques (dites aussi rocheuses), petites et denses; la Terre est la plus grande et la plus massive d’entre elles. En revanche, au-delà de quelques unités astronomiques, la température du disque protoplanétaire était suffisamment basse pour permettre la condensation sous forme de glace des éléments les plus abondants dans le cosmos, associés à l’hydrogène, pour former des molécules simples (H2O, CH4, NH3…). Ces molécules, bien plus abondantes que celles formées à partir des éléments réfractaires des planètes rocheuses, ont permis la formation de noyaux très massifs, pouvant atteindre la dizaine de masses terrestres ; leur champ de gravité a alors été suffisant pour permettre la capture par le noyau de la matière gazeuse environnante, principalement constituée d’hydrogène et d’hélium. C’est ainsi que sont nées les planètes géantes du Système solaire. C’est ce que l’on appelle le modèle de nucléation, par opposition au modèle d’effondrement direct de la matière protosolaire environnante.

À quelle distance du Soleil la frontière entre planètes rocheuses et planètes géantes se trouve-t-elle ? C’est celle où est intervenue la condensation des molécules simples associées à l’hydrogène. Parmi ces molécules, il se trouve que la molécule d’eau H2O joue un rôle majeur, pour deux raisons : d’une part, l’oxygène est, après l’hydrogène et l’hélium, l’élément le plus abondant dans l’Univers ; d’autre part, lorsque la température décroît, la molécule H2O est, de loin, la première à passer de l’état de gaz à celui de glace. On appelle « ligne des glaces » cette frontière séparant les deux classes de planètes ; les modèles la situent à une température d’environ 180-200 K (environ –80 °C) et une distance au Soleil d’environ 3 UA (unités astronomiques) au moment de la formation des planètes.

Revenons à nos quatre planètes géantes. Un simple coup d’œil nous montre qu’elles se séparent en deux catégories bien distinctes. D’une part, Jupiter et Saturne, dont les masses sont respectivement 318 et 90 fois celle de la Terre, sont formées principalement de gaz protosolaire ; on les appelle les géantes gazeuses. D’autre part, Uranus et Neptune, dont les masses valent respectivement 14 et 17 masses terrestres, sont formées à plus de 50 % de leur noyau de glace initiale ; ce sont les géantes glacées. Comment expliquer cette différence ? On admet généralement que Jupiter s’est formée juste au-delà de la ligne des glaces, là où la quantité de matière solide était maximale, tandis que Saturne s’est formée un peu plus loin ; quant à Uranus et Neptune, elles ont dû se former à plus grande distance du Soleil, dans une région où la matière solide disponible était bien moins abondante. Disons tout de suite que ce scénario (qui a le mérite de la simplicité) s’est considérablement complexifié au cours des deux dernières décennies, grâce à l’introduction des simulations numériques permettant de retracer l’histoire dynamique des corps du Système solaire. Nous savons aujourd’hui que les planètes géantes ne se sont pas formées là où elles sont aujourd’hui, mais ont connu une migration importante au cours de leur histoire ; nous y reviendrons.

 

2. La mission Cassini-Huygens. (Nasa)

Quatre siècles d’exploration

Si les planètes Jupiter et Saturne, aisément visibles à l’œil nu dans le ciel nocturne, sont connues depuis l’Antiquité, il n’en est pas de même des deux géantes glacées, Uranus et Neptune. C’est en 1781 que l’astronome anglais William Herschel découvre Uranus, grâce à un nouveau type de télescope qu’il a développé. La planète Neptune, quant à elle, est découverte en 1846 par l’astronome prussien Johann Galle, à la suite des calculs menés en parallèle par John Couch Adam et Urbain Le Verrier pour rendre compte des perturbations observées sur l’orbite d’Uranus. L’exploration de Jupiter et de Saturne débute au début du XVIIe siècle avec la lunette de Galilée. Jean-Dominique Cassini, nommé premier administrateur de l’Observatoire de Paris en 1669 et observateur exceptionnel, réalise les meilleurs dessins de Jupiter sur lesquels figurent les zones et les bandes, ainsi que la Grande Tache rouge, et détermine la période de rotation de la planète. En 1655, l’astronome hollandais Christiaan Huygens met en évidence la présence d’un anneau autour de Saturne, responsable de l’aspect changeant de la planète qui dépend de la position de la Terre par rapport au plan de cet anneau. Pendant deux siècles, les observations se cantonnent à la surveillance des détails morphologiques, par le dessin puis, à la fin du XIXème siècle, par la photographie. Ce n’est que dans le courant du XXème siècle que l’atmosphère de Jupiter se dévoile grâce aux premières mesures spectroscopiques, avec la mise en évidence du méthane (CH4) et de l’ammoniac (NH3) ; la présence du constituant principal, l’hydrogène moléculaire (H2), suggérée par Gerhard Kuiper en 1952, ne sera confirmée qu’en 1961. Les années 1970 voient aussi le début de la spectroscopie infrarouge qui permet la détection de nombreux constituants mineurs dans l’atmosphère de Jupiter, et un peu plus tard dans celle de Saturne (en particulier CO, H2O, PH3), puis, dans la stratosphère, les dérivés de la photochimie du méthane, C2H2 et C2H6.

Les années 1970 voient le début de l’exploration spatiale des planètes géantes, d’abord avec les sondes Pioneer 10 et 11, lancées en 1972-1973, puis avec les sondes Voyager 1 et 2, lancées en 1977, à la faveur d’une configuration orbitale exceptionnellement favorable des quatre planètes géantes. Voyager 1 survole Jupiter en 1979, puis Saturne et son satellite Titan en 1980 ; Voyager 2 survole Jupiter en 1979, Saturne en 1981, puis Uranus en 1986 et enfin Neptune en 1989. La mission Voyager constitue un exploit technologique et scientifique sans précédent. Parmi les découvertes principales, on peut citer la complexité de la structure dynamique de Jupiter, le volcanisme actif de son satellite Io, la complexité des anneaux de Saturne, l’existence de molécules prébiotiques dans l’atmosphère de Titan, et les structures inattendues des magnétosphères d’Uranus et de Neptune. La base de données de Voyager sert toujours de référence actuellement, en particulier dans le cas d’Uranus et de Neptune, qui n’ont pas été visitées par d’autres sondes spatiales depuis leur survol par Voyager 2.

Après la phase des survols vient celle de l’exploration approfondie depuis l’orbite planétaire et de l’envoi de sondes de descente vers les planètes ou leur satellite. Le vaisseau spatial Galileo, lancé en 1989, s’approche de Jupiter en 1995 et y largue une sonde de descente qui donnera les premières mesures in situ de l’atmosphère jovienne ; l’orbiteur, quant à lui, fonctionnera jusqu’en 2003. En dépit du blocage de sa grande antenne, rendue ainsi inutilisable, il fera d’importantes découvertes sur les satellites, en particulier sur la présence probable d’un océan liquide salé sous la surface glacée d’Europe. L’étape suivante est l’ambitieuse mission Cassini-Huygens vers Saturne (fig. 2), menée conjointement par les agences spatiales américaine et européenne. La Nasa a la responsabilité de l’orbiteur Cassini, tandis que l’ESA a celle de la sonde Huygens, destinée à se poser sur le sol de Titan. Lancée en 1997, la mission est un superbe succès scientifique et technique ; c’est aussi un succès éclatant en matière de coopération internationale. La mission prendra fin en 2017, la sonde plongeant dans l’atmosphère de Saturne. Le bilan scientifique est considérable, qu’il s’agisse de la planète, de ses anneaux, de Titan ou de ses autres satellites. Dans le cas de Saturne, on retiendra particulièrement le suivi de la tempête géante de décembre 2010 et l’observation de la structure cyclonique hexagonale du pôle Nord.

Enfin, la dernière mission d’exploration de Jupiter, lancée par la Nasa en 2011, est toujours en opération, en orbite autour de la planète. Destinée à mieux comprendre le scénario des origines de la planète, la sonde Juno a fait des découvertes inattendues quant à la structure de l’atmosphère profonde et la structure interne de la planète qui se sont montrées très différentes des prévisions par les modèles ; nous y reviendrons.

Et Uranus et Neptune ? Oubliées des programmes d’exploration spatiale après le succès de la mission Voyager, les deux planètes ont pu, heureusement, bénéficier des observations du télescope spatial HST (Hubble), ainsi que des observatoires spatiaux ISO et Spitzer dans l’infrarouge, et Herschel dans le domaine submillimétrique. Les observations du HST, complétées par les observations depuis les télescopes terrestres, ont notamment permis d’étudier les variations saisonnières des deux planètes.

 

Composition atmosphérique

Dans l’atmosphère riche en hydrogène des planètes géantes, les constituants apparaissent principalement sous leur forme hydrogénée : CH4, NH3, H2O, PH3, GeH4, AsH3. Dans le cas d’Uranus et de Neptune, seul le méthane apparaît dans les spectres infrarouges, car les autres constituants (en dehors de l’hydrogène) ne sont pas sous forme gazeuse aux niveaux observables par spectroscopie (de pression de l’ordre de quelques bars au plus). Trois autres catégories d’éléments sont présents : (1) dans la troposphère, des constituants présents dans les couches profondes peuvent être transportés par des mouvements verticaux jusqu’à des niveaux où ils sont observables, la vitesse du transport vertical étant supérieure à celle de leur destruction ; c’est le cas de CO et PH3 dans Jupiter et Saturne ; (2) les hydrocarbures issus de la photodissociation du méthane (principalement C2H2 et C2H6), (3) des espèces oxygénées provenant de l’extérieur, suite à la chute d’impacts cométaires et/ou micrométéoritiques. L’exemple le plus spectaculaire a été la collision entre Jupiter et la comète Shoemaker-Levy 9 en 1994 qui a entraîné la formation de plusieurs molécules, dont H2O, HCN et CO, dans la stratosphère de Jupiter. Plus tard, en 1997, le satellite ISO a montré que l’eau était présente dans la stratosphère des quatre planètes géantes ; c’est aussi le cas de CO et de CO2. Notons que des espèces deutérées sont aussi observées : HD et CH3D.

 

Les rapports d’abondance et la formation des géantes

À partir de l’abondance des constituants mineurs, il est possible de déterminer des rapports d’abondance élémentaires et isotopiques qui peuvent apporter des contraintes aux modèles de formation planétaire. C’est le cas, en particulier, du rapport He/H. Dans les géantes glacées, ce rapport apparaît compatible avec la valeur protosolaire (celle-ci étant mesurée dans le vent solaire). Dans le cas de Jupiter et Saturne, on observe un appauvrissement de l’hélium gazeux, que l’on attribue à la condensation de l’hélium au sein de l’océan d’hydrogène métallique présent dans l’intérieur des planètes. Ce processus n’est pas attendu dans Uranus et Neptune dont la pression interne n’est sans doute pas suffisante pour que l’hydrogène passe de l’état moléculaire à l’état métallique.

Les abondances des éléments C, N, O, mesurées par rapport à l’hydrogène, fournissent un diagnostic permettant de contraindre les modèles de formation des planètes géantes. Ce rapport devrait être constant pour les quatre planètes géantes et égal à la valeur protosolaire dans le scénario de formation directe par effondrement. Il devrait au contraire être supérieur dans le cas du modèle de nucléation défini ci-dessus, l’enrichissement augmentant de Jupiter à Neptune. Les observations sont en accord avec le modèle de nucléation. Les mesures spectroscopiques dans l’infrarouge proche montrent que l’abondance du méthane augmente de Jupiter à Neptune. De plus, dans le cas de Jupiter, les mesures de la sonde Galileo ont montré un enrichissement de l’ordre de 3 par rapport à la valeur solaire pour les rapports C/H, N/H et S/H (fig. 3), apportant, là aussi, un argument décisif en faveur du modèle de nucléation. La mesure du rapport O/H, sensiblement inférieure à la valeur solaire, a toutefois posé une énigme. Cet appauvrissement a été attribué à des mouvements convectifs locaux qui rendraient la mesure non représentative de l’ensemble de la planète ; ce constat a été à l’origine de la mission Juno.

 

 

3. Abondances élémentaires dans Jupiter, comparées aux valeurs solaires, mesurées par la sonde Galileo en décembre 1995. Les éléments C, n, s, Ar, Kr et Xe montrent un enrichissement de l’ordre de 3. L’appauvrissement de He et ne est expliqué par un phénomène de condensation interne. Celui de o serait dû à des phénomènes de convection interne au niveau où la mesure a été obtenue. D’après owen et al., Science, 1999. Les croix correspondent à une réévaluation suite à une mise à jour des abondances solaires. (Owen et Encrenaz 2006)

Structure thermique et nuageuse

Comme dans le cas général des atmosphères planétaires, la structure atmosphérique des planètes géantes est régie par la loi des gaz parfaits et celle de l’équilibre hydrostatique. Elle se caractérise par une région convective, la troposphère qui, à la différence des planètes rocheuses, s’étend jusqu’à des profondeurs de plus de 1000 kilomètres et des pressions de plus de 1 000 bars. Le gradient y est adiabatique, avec une valeur proche de –2 K/km, presque la même pour les quatre planètes géantes, car elles sont toutes majoritairement constituées d’hydrogène et d’hélium. La tropopause, située pour les quatre planètes à un niveau de pression d’environ 100 mbars, marque la frontière entre la zone convective et la stratosphère, dans laquelle la température augmente avec l’altitude ; c’est un minimum de température dans le profil thermique (fig. 4). Dans la stratosphère, la remontée de température est due à l’absorption du rayonnement solaire par le méthane et divers aérosols provenant d’hydrocarbures issus de la photolyse du méthane. À plus haute altitude, d’autres mécanismes interviennent, propres à chaque planète, comme les ondes de gravité ou les particules énergétiques.

Circulation atmosphérique

Depuis le XVIIe siècle, les observateurs ont remarqué la structure en zones et en bandes de Jupiter, alternées en latitude ; celle-ci est présente aussi sur Saturne, bien que moins contrastée. Elle est interprétée comme la signature d’une circulation de Hadley[1] dans une atmosphère en rotation rapide, et, comme dans le cas des planètes rocheuses, elle est induite par la différence d’ensoleillement entre l’équateur et les pôles. La direction des vents zonaux s’inverse entre les zones et les bandes. Les zones, plus claires, sont des régions de mouvement ascendant, dans lesquelles l’ammoniac condense ; les bandes sont des régions de mouvement descendant, dépourvues de nuages, dans lesquelles le rayonnement infrarouge pénètre jusqu’à une pression de quelques bars. C’est dans ces régions que les molécules mineures de la troposphère ont été détectées. Au sein des bandes, on trouve des régions plus localisées, les « hot spots », particulièrement sèches et profondes. C’est dans l’un de ces «puits » qu’a pénétré la sonde Galileo le 7 décembre 1995. Celle-ci a fonctionné jusqu’à une profondeur de 22 bars, mesurant en particulier les abondances des éléments par spectrométrie de masse (fig. 3), le régime des vents et les structures nuageuses. Elle a pu constater que les nuages étaient beaucoup plus rares que ce que prédisaient les modèles photochimiques, confirmant la nature particulière du point de chute. C’est ce qui expliquerait la faible abondance de l’oxygène mesurée par Galileo (fig. 3) qui n’est sans doute pas représentative de l’ensemble de la planète. Cette constatation a été à l’origine de la mission Juno, dont l’un des objectifs est la mesure du rapport O/H dans les zones profondes de la planète, afin de contraindre son modèle de formation. Grâce aux mesures de Juno, une autre explication a été proposée pour l’appauvrissement de NH3 et H2O dans la zone tempérée, lié à la présence de nombreux orages.

[1]. La circulation de Hadley est la circulation de masses d’air à basse altitude depuis les tropiques vers l’équateur. [2]. Un corps noir est un objet idéal qui absorbe toute l’énergie électromagnétique qu’il reçoit, ce qui se traduit par l’émission d’un rayonnement thermique, dit rayonnement du corps noir.

Selon une étude récente, des blocs du manteau de Théia, la petite planète qui a sans doute percuté la Terre il y a 4,47 milliards d’années, auraient été incorporés dans le manteau terrestre et seraient à l’origine d’anomalies sismiques observées aujourd’hui par les sismologues.

Vue d’artiste de l’impact géant. © Dana Berry/SwRI

Du début des années 1990 jusqu’à nos jours, des missions spatiales dédiées à la recherche de preuves de l’existence d’eau sur la Lune se sont succédé, gérées par différentes agences spatiales. Un aperçu de ces tentatives successives est présenté dans cet article qui montre que de nombreuses questions restent en suspens, en particulier en ce qui concerne l’abondance de la glace.

Un peu avant le retour d’échantillons lunaires par l’agence chinoise, la Nasa a annoncé en grande pompe à l’automne 2020 la découverte d’eau sur la Lune. L’annonce concerne deux articles publiés simultanément dans Nature Astronomy : le premier [1] rapporte une détection en infrarouge depuis un spectromètre installé sur l’avion SOFIA (Stratospheric Observatory for Infrared Astronomy) de la Nasa et de l’agence spatiale allemande (DLR) et concerne l’eau contenue dans des minéraux, présente aux basses latitudes. Le second article [2] modélise la surface à partir de données orbitales existantes à haute résolution, et donne une nouvelle estimation des zones où la glace peut s’accumuler dans les régions polaires. Cette coïncidence ne doit rien au hasard : les études s’inscrivent dans un programme à long terme consacré à l’eau lunaire.

Dans les années 1970, l’étude des échantillons Apollo et Luna avait montré qu’ils sont essentiellement anhydres, sans eau libre (H2O) ni terminaison hydroxyle (OH), y compris dans les minéraux hydrophiles tels qu’argiles et amphiboles (silicates apparentés aux pyroxènes mais incluant des terminaisons hydroxyles). Les faibles traces d’eau étaient attribuées à des contaminations lors du voyage de retour dans les capsules Apollo ou lors de l’atterrissage. Il y avait consensus pour dire que non seulement la Lune était dépourvue d’eau en surface (ce qui s’explique par les températures diurnes maximales), mais que son manteau avait toujours été globalement sec.

Les années 1990: les missions Clementine et Lunar Prospector

Paradoxalement, l’histoire moderne de l’eau lunaire commence sur Mercure en 1992. À la surprise générale, le radiotélescope d’Arecibo indique alors la détection de glace d’eau dans les régions polaires de Mercure, dans des fonds de cratères qui restent en permanence à l’abri du Soleil et où la température est perpétuellement très basse, de l’ordre de 100 K, malgré la proximité du Soleil, l’absence d’atmosphère et l’effroyable température diurne. Ces régions constituent des « pièges froids » où l’eau présente en surface a pu s’accumuler sous forme de glace et perdurer pendant des milliards d’années. Cette détection relançait la question de la présence de glace aux pôles de la Lune, modélisée depuis le début des années 1960 et jugée très probable, la température maximum des zones à l’ombre étant tout aussi basse que sur Mercure (fig. 1). Mais les pôles lunaires sont plus difficilement observables depuis la Terre et les observations d’Arecibo restèrent infructueuses.

À l’échelle de temps considérée, les impacts de comètes et d’astéroïdes constituent évidemment un apport d’eau quantitativement important, et d’un intérêt fondamental pour étudier l’origine de l’eau terrestre et la nébuleuse primordiale. Mais il existe deux autres apports potentiels : d’une part, l’eau du manteau qui peut se retrouver comme eau constitutive dans les roches volcaniques sous forme H2O ou hydroxyle OH ; d’autre part, l’implantation de protons (noyaux d’hydrogène) du vent solaire dans le régolithe, a priori concentrés dans les premiers mètres de la surface selon l’efficacité des mécanismes de brassage vertical. Si molécules et radicaux sont remobilisés, ils pourraient migrer en surface et se trouver coincés dans les pièges froids avant de s’échapper de la surface.

En 1994, la Nasa se fait un peu forcer la main par le département de la Défense américine qui souhaite tester des capteurs modernes dans l’espace. C’est l’origine de la mission Clementine, première mission lunaire Nasa depuis Apollo et donc, notamment, la première à embarquer des capteurs numériques [3]. Celle-ci confirme l’existence de zones qui ne voient jamais la lumière du Soleil dans les régions polaires, notamment dans l’hémisphère Sud à cause de la topographie tourmentée du bassin Pôle Sud-Aitken, un des plus grands bassins d’impact connus, dont Clementine venait justement de révéler l’étendue ; ces régions sont parmi les plus froides du Système solaire. La difficulté pour l’étude de leur composition est évidemment d’observer des régions jamais éclairées par le Soleil, ce qui impose de mesurer une émission provenant de la surface (infrarouge thermique, particules, etc.) ou de recourir à des méthodes actives (diverses techniques radar).

Ces régions n’étant de surcroît pas facilement observables depuis la Terre, une expérience de radar est mise au point en utilisant l’antenne grand gain de Clementine comme émetteur et les stations au sol comme récepteurs ; elle conclut dans un premier temps à la présence de glace, comme sur Mercure. Cette interprétation a toutefois été remise en cause lorsque des observations depuis Arecibo ont montré des signatures similaires dans les régions équatoriales, où la présence de glace est exclue – il s’agirait finalement plutôt d’un effet de la rugosité de surface, et la question de la glace lunaire restait ouverte.

 

 

2. Estimation de la glace souterraine autour du pôle Sud (latitude > 80°), selon les mesures de neutrons LEND/LRO intégrées durant plusieurs années. (NASA Goddard Space Centre)

 

La mission suivante, Lunar Prospector (1998-1999), systématise l’étude de la composition, et la recherche d’eau en particulier. Parce qu’ils ne travaillent pas en lumière réfléchie, les spectromètres gamma et neutrons sont tous deux capables d’observer les régions qui restent en permanence à l’ombre. Les neutrons détectés sont produits par des rayons cosmiques frappant la surface. Le spectromètre à neutrons différenciait neutrons épithermiques (rapides) et thermiques (ralentis par une collision avec H) et permettait donc d’évaluer le nombre d’atomes d’hydrogène en surface avec une très bonne précision (0,01 % en volume). Le spectromètre gamma confirmait la détection des neutrons épithermiques. La méthode est sensible jusqu’à des profondeurs de l’ordre du mètre. La cartographie (à basse résolution) montre des maxima d’hydrogène dans les régions polaires, notamment au Sud, mais aussi des enrichissements locaux dans les régions équatoriales. Les premiers correspondent à la glace d’eau piégée dans les régions perpétuellement à l’ombre (fig. 2), les seconds à l’implantation de protons du vent solaire dans le régolithe lunaire, éventuellement enfouis dans les premiers mètres.

La mission Lunar Prospector se termine par un crash volontaire au fond du cratère Shoemaker, une de ces régions jamais illuminées près du pôle Sud (fig. 3,). Le panache soulevé, observé depuis la Terre, aurait pu permettre d’observer les quantités d’eau stockées là, mais aucune signature n’a été observée. Outre la détection indirecte de glaces polaires, Lunar Prospector a bien mis en évidence la présence d’hydrogène aux basses latitudes, mais sous une forme inconnue.

Que sait-on aujourd’hui ?

Les analyses convergent vers une concentration d’eau de 10 à 1 000 ppm (parties par million) avec des maxima aux hautes latitudes et près du terminateur, mais aussi dans certains cratères récents des highlands lunaires. Cela représente environ un verre d’eau par terrain de football, selon l’unité qui devient commune chez les planétologues américains. Bien qu’il soit impossible de distinguer par cette méthode
OH et H2O, il s’agit dans tous les cas d’eau ou d’hydroxyles adsorbés ou constitutifs 8 dans les minéraux: l’eau libre ou faiblement liée n’est pas stable en deçà des hautes latitudes, car elle est rapidement photodissociée. Le maximum près du terminateur et l’absence de corrélation avec l’hydrogène des détecteurs à neutrons laissent penser que ces espèces se déplacent sous l’effet du réchauffement, un mécanisme proposé dès le début des années 1960 et qui pourrait alimenter les pièges froids. Les variations diurnes observées par Deep Impact semblent indiquer une origine liée aux protons du vent solaire.

Des analyses plus récentes des mesures M3 ont montré quelques maxima d’absorption locaux aux basses latitudes plus marqués que dans les régions polaires, notamment une région qui pourrait correspondre à un impact relativement récent de météorite ou de comète (fig. 8). Une autre réanalyse très minutieuse des observations M3 a porté sur des régions polaires illuminées indirectement par réflexion sur les parois de cratères, et donc très peu chauffées. Elle a confirmé des signatures de glace, corrélées à celles fournies par les instruments de LRO. La plupart de ces sites correspondent bien à des températures maximales très basses et sont donc des pièges froids, mais ils ne représentent qu’une proportion restreinte des pièges froids actuels. Cela recoupe une hypothèse précédemment formulée selon laquelle l’axe de rotation de la Lune aurait légèrement basculé à une date inconnue, ce qui aurait entraîné la sublimation d’une partie de la glace piégée depuis la formation de la surface. Le fait que les pièges froids apparus après ce basculement ne soient pas remplis suggère que la glace polaire a été mise en place en des temps anciens et ne s’accumule plus de façon significative depuis longtemps.

LE SOMMEIL

Lorsque la Lune éclaire la nuit, il paraît bien normal qu’elle agisse sur le sommeil. On dort effectivement mieux sans lumière et la présence de lumière peut aussi favoriser la tenue d’activités nocturnes. La première étude parue en 2021 (Casiraghi et al., Science Advances 7 no 5, 2021) a demandé aux habitants de 3 villages argentins de noter pendant environ 3 mois quand ils se couchaient et se levaient. Les villages étaient différents : un très rural, sans accès à l’électricité, un très urbanisé (et éclairé), et un troisième en situation intermédiaire. Les mesures montrent des résultats fort dispersés, mais les moyennes indiquent que les habitants du village rural allaient se coucher 25minutes plus tard dans les journées qui précèdent la pleine Lune (et leur sommeil en était d’autant plus court). Le changement est bien moindre pour les urbains, qui ont accès à un éclairage quand ils le veulent. Une discussion avec les ruraux a d’ailleurs confirmé l’effet direct de la lumière lunaire : traditionnellement, les activités continuent en soirée sous Lune gibbeuse ou pleine.