LESIA - Observatoire de Paris

Surfaces planétaires

lundi 9 octobre 2017, par Stéphane Erard

Pour les planètes telluriques et les petits corps, l’étude de la surface est la source d’information la plus directe sur l’histoire géologique et sur les environnements actuels. L’imagerie à haute résolution permet d’étudier le relief et les processus qui l’ont formé. Les méthodes spectroscopiques, notamment en infrarouge, permettent d’étudier leur composition, et en particulier d’identifier les principaux minéraux présents à leurs surfaces. Les minéraux, qu’ils soient produits dans le manteau ou en surface, sont le traceur des conditions thermodynamiques qui président à leur formation. Leur identification permet donc d’accéder à l’évolution physico-chimique du manteau où ils sont produits, et aux processus qui modifient les matériaux en surface : altération, transport et déposition. Ces derniers sont liés à l’interface externe, atmosphère, exosphère ou vide. Sur Mars, l’étude de la surface peut ainsi fournir une information sur l’activité éolienne ou hydrologique, et sur les cycles des principaux gaz atmosphériques. Dans le cas de la Lune ou des astéroïdes, cette information portera sur les effets du vent solaire et des impacts de micrométéorites.

Les activités récentes du pôle de planétologie du LESIA dans ce domaine concernent en particulier l’exploitation de données des missions spatiales Mars-Express, Venus-Express et Cassini-Huygens, pour lesquelles le LESIA a fourni une instrumentation. Après son lancement en 2004, la sonde Rosetta a effectué durant sa longue phase de croisière des observations ponctuelles de la Terre, de Mars, de la Lune et de deux astéroïdes cibles ; la mission s’est poursuivie en accompagnant durant deux années complètes la comète 67P sur son orbite autour du Soleil. Les surfaces ont été observées par les instruments VIRTIS (en partie construit au LESIA), MIRO et OSIRIS (avec une participation scientifique du LESIA). Par ailleurs, les grands télescopes au sol permettent de résoudre les surfaces de certains objets.

Vénus

Venus (Virtis)
Venus (Virtis)

Une des premières cartes de température de la surface de Vénus dérivée de Virtis (Credits : ESA / Virtis VEx team)

Vénus est entourée d’une atmosphère si épaisse qu’elle masque habituellement la surface. Cependant, des observations de nuit en infrarouge montrent que l’atmosphère est moins opaque dans certaines « fenêtres spectrales » aux alentours de 1 µm : le rayonnement thermique de la surface peut alors traverser toute l’atmosphère. Une première observation avait été effectuée par la sonde Galileo au cours d’un survol en 1992 (Carlson et al. 1993).

L’instrument VIRTIS sur la sonde Venus-Express a obtenu de cette manière la première carte à grande échelle de la température de surface dans l’hémisphère sud de Vénus, où la température avoisine les 500 degrés Celsius. Les observations effectuées de 2006 à 2011 dans l’hémisphère sud révèlent des variations de température de l’ordre de 30°C entre régions de basse et haute altitude, par exemple les régions Themis et Phoebe. Comme sur Terre, les différences d’altitudes entraînent des différences de températures de la surface, et ces variations sont presque parfaitement corrélées aux cartes d’altimétrie mesurées par le radar de la sonde Magellan de la NASA dans les années 90. Les petits écarts locaux permettent potentiellement de rechercher d’éventuels points chauds, qui pourraient signaler un volcanisme actif ou des régions de composition différente. Afin d’obtenir la température de surface, il est nécessaire de retrancher l’effet de l’atmosphère sur les images spectrales de Virtis (lumière diffusée, variations d’opacité des nuages...). Ce travail délicat a été effectué de différentes manières qui donnent des résultats comparables (Mueller et al. 2008, Erard et al. 2009, Arnold et al. 2008). Les observations obtenues couvrent également des zones qui n’avaient pas été observées par les sondes précédentes (Magellan ou Venera) et ont donc permis de remplir des « blancs », les dernières « terrae incognitae » de Vénus. Les écarts persistants entre Venus-Express et Magellan sont attribués à des variations locales d’émissivité, et donc de composition minéralogique ; ils sont compatibles avec une composition ultramafique des grandes régions volcaniques (Mueller et al 2008).

Par ailleurs, la cartographie complète a montré une incohérence avec la période de rotation mesurée dans les années 90 par Magellan. La conclusion est que celle-ci a légèrement ralenti au cours des 15 dernières années, probablement sous l’effet des vents dans la basse atmosphère très dense de Vénus, dont le somment tourne beaucoup plus vite que la surface (Mueller et al 2012).

Lune

Lune (AMIE vs Clementine)
Lune (AMIE vs Clementine)

Mosaïque de deux orbites AMIE sur la carte Clementine (Crédits : LESIA)

La micro-caméra AMIE (Advanced Moon micro-Imager Experiment) sur la mission Smart-1 de l’ESA a obtenu entre 2005 et 2006 une couverture de la Lune à une résolution alors inédite. AMIE a été développée par le CSEM en Suisse. L’équipe du LESIA a produit des cartes à partir de ces images, dans les régions où la résolution est supérieure à celle obtenue lors des missions précédentes. Des éléments morphologiques de la surface lunaire ont été ainsi mis en évidence et ont été utilisés pour préciser des analyses dérivées des observations de la mission Clementine (1994) grâce à une résolution spatiale plus élevée, notamment dans l’hémisphère sud et dans les régions polaires (Despan et al. 2008).

L’étude de la Lune est (re)devenue depuis lors un sujet d’intérêt majeur pour les agences spatiales japonaise (Kaguya, 2007), indienne (Chandrayaan-1, 2008), américaine (missions LCROSS et LRO en 2009, puis Grail et LADEE) et chinoise (sondes Chang’e, depuis 2007).


Titan et le système de Saturne

Titan (DISR)
Titan (DISR)

Panorama de la surface de Titan enregistré par l’instrument DISR (Crédits : ESA / NASA / Univ. Arizona)

Les observations de l’instrument DISR embarqué sur la sonde Huygens, auquel le LESIA a directement participé, ont révélé un monde façonné par des processus géophysiques similaires à ceux qui se déroulent sur Terre mais avec des acteurs chimiques très différents. Sur l’image ci-contre, on distingue sur un plateau clair un réseau d’anciennes rivières qui se déversent dans une plaine plus sombre, constituée d’une suite de lacs asséchés.

Les spectres de la surface montrent en parallèle une réflectivité qui décroît de 0,85 à 1,5 µm et une signature vers 1,5 µm, probablement dues à la glace d’eau. La comparaison des images et des spectres permet donc de comprendre à la fois le relief et sa composition.


L’instrument VIMS sur la sonde orbitale Cassini, qui couvre la gamme 0.35-5 µm, permet d’étudier le cycle météorologique du méthane et de l’éthane (voir atmosphères). La situation est semblable à celle de Vénus : l’atmosphère, généralement opaque, devient transparente dans certaines fenêtres spectrales en infrarouge. Des résultats marquants ont pu être obtenus ainsi sur la surface de Titan :

  • Détection possible d’un cryo-volcan à la surface de Titan (Sotin et al. 2005)
  • Détection d’une région anormalement brillante à 5 µm sur Titan qui pourrait être associée à un événement géophysique récent (Barnes et al. 2005)
  • Echanges surface-atmosphère (Hirtzig et al. 2013, Solomonidou et al. 2013, 2014, 2016)

Des résultats importants ont été également été obtenus sur d’autres satellites de Saturne :

  • Mise en évidence de glace d’eau amorphe et cristalline, de glace de CO2 et de composés organiques au pôle sud d’Encelade. Les geysers et panaches d’Encelade sont la source de l’eau présente dans la haute atmosphère de Saturne, un curieux exemple d’interaction entre surface et atmosphère.
  • Détection de glace de CO2 sur le matériau sombre de Japet
  • Détection de PAHs sur Phoebé et sur une région sombre de Japet

En accompagnement de la mission Cassini/Huygens, des observations en optique adaptative depuis le sol au VLT ont permis notamment de mesurer l’albédo de la surface dans la fenêtre à 2 µm (Negrão et al. 2007) et de déterminer une limite supérieure à l’abondance de la glace de CO2 (Hartung et al. 2006). Une analyse du spectre de Titan enregistré par le satellite ISO vers 3 µm suggèrait une limite supérieure de 3% à l’abondance du méthane en moyenne sur le disque et contraignait l’albédo de la surface à ces longueurs d’onde (Coustenis et al. 2006).

Planètes naines et grands astéroïdes

Ceres (Keck II)
Ceres (Keck II)

Quelques images de Cérès en bande K au Keck II (Crédits : ESO / LESIA)

Les mêmes techniques sont maintenant utilisées sur les grands astéroïdes de la ceinture principale, grâce à l’optique adaptative qui équipe maintenant les plus grands télescopes. Nos observations concernent en particulier les trois plus grands objets de cette région : Cérès (classée comme planète naine), Vesta et Pallas. Ce programme est notamment une collaboration avec une équipe de l’ESO. L’observation de Lutetia par la sonde Rosetta en juillet 2010 relève du même thème (Barucci et al. 2012, Leyrat et al. 2012, Hasselman et al. 2015).

Des images résolues acquises depuis le sol ont permis de dériver des cartes de ces trois objets. Cérès possède des zones sombres, bien qu’il s’agisse d’un des corps les plus uniformes du Système solaire, confirmant la première cartographie effectuée par HST en ultraviolet (Carry et al. 2008, Erard et al. 2005, Perna et al. 2015). La série d’images ci-contre permet de suivre plusieurs taches sombres au cours d’une rotation. Depuis 2015, la cartographie à haute résolution de Cérès a été complétée en orbite (mission Dawn de la NASA), et a confirmé ces premiers aperçus. Des observations Herschel avaient également permis d’observer des sources de vapeur d’eau en surface (Küppers et al. 2014).

Dans le même domaine, notre groupe a établi la première carte de Pallas et affiné les estimations de taille de cet astéroïde (Carry et al. 2010). Enfin, des spectres de Vesta ont confirmé que la surface est peu affectée par les processus d’altération spatiale, ce qui suggère qu’elle pourrait être protégée du vent solaire par un champ magnétique notable (Vernazza et al. 2006). Vesta a elle aussi été étudiée par la mission Dawn, qui est restée en orbite de juillet 2011 à septembre 2012 avant de repartir vers Cérès. Des observations similaires ont été effectuées sur de grands objets de la ceinture de Kuiper, notamment Pluton (Merlin 2015, Lellouch et al. 2016, Leyrat et al. 2016), Quaoar (Barucci et al. 2015) ou encore Haumea (Gourgeot et al. 2016).


Perspectives

Concernant les planètes telluriques, les activités vont se développer dans les années à venir avec la préparation des missions spatiales futures, notamment la partie surface de la mission ExoMars de l’ESA qui doit être lancée en 2020. Le LESIA est en effet impliqué dans l’expérience MicrOmega qui sera embarquée sur ExoMars, mission qui déploiera un rover avec un ensemble d’instruments dédiés à la recherche de vie passée ou présente, la caractérisation de l’environnement géochimique et en eau de la sub-surface, et l’étude des conditions à la surface en termes d’habitabilité. L’instrument MicrOmega est un microscope imageur hyper-spectral qui analysera des échantillons du sol martien pour en caractériser la structure, la morphologie et la composition à l’échelle des grains. Le LESIA fournira l’électronique du module infrarouge de l’instrument et caractérisera le détecteur avant livraison. Une réplique de l’instrument était installée sur la sonde russe Phobos-Grunt dédiée à l’étude du plus gros satellite de Mars, perdue au lancement fin 2011.

Toujours au niveau spatial, le LESIA est impliqué dans la construction du spectro-imageur VIHI (caractérisation des détecteurs et électronique de proximité) sur l’instrument Simbio-Sys de la mission BepiColombo vers Mercure dont le lancement est prévu en octobre 2018. Un programme d’observation systématique de Mercure dédié à l’étude de la surface et de l’exosphère a débuté en 2007. L’exosphère est constituée d’atomes arrachés à la surface par le vent solaire, et permet d’étudier indirectement la composition élémentaire de celle-ci et ses variations longitudinales (Doressoundiram et al. 2010, Leblanc et al 2011). Par ailleurs, des observations spectroscopiques de la surface elle-même ont permis de quantifier la très faible teneur en fer des silicates, qui est une caractéristique très particulière de Mercure (Vernazza et al 2010, Erard et al 2011), et à mettre en relation avec le type de volcanisme observé en surface (Besse et al 2015).

La mission JUICE de l’ESA prévoit de retourner dans le système de Jupiter afin d’explorer de manière approfondie son satellite Ganymède, dont on pense qu’il possède un océan d’eau salée sous une couche de 200 km de glace. A plus long terme, d’autres projets de collaborations ESA / NASA concernent l’exploration approfondie de deux des satellites de Saturne : Titan et Encelade. Cassini et Huygens nous lèguent une longue liste de questions concernant Titan qui sont directement liées à la nature de l’évolution planétaire, des processus physiques planétaires et à l’habitabilité des mondes.