Une image à couper le souffle des champs magnétiques de Jupiter
Erwan LecomtePar Erwan Lecomte

Publié le 07-04-2016 à 17h06

L'hypothèse d'une 9e planète signe le (nouveau) retour de la planète X
Première analyse de l’atmosphère d’une super-Terre
Cette violente explosion sur Jupiter a été vue depuis la Terre
AURORE BORÉALE. Chaque jour, l'Agence spatiale américaine (Nasa- propose sur son site une image particulièrement spectaculaire. Celle publiée le 6 avril 2016 nous donne l'occasion d'observer Jupiter, la plus grande planète de notre système solaire, comme nous ne l'avions jamais vue. Au centre de cette image, la géante gazeuse est soumise au constant bombardement d'un flot de particules émises par le Soleil. Mais Jupiter, toute comme notre bonne vieille Terre, est entourée par un puissant champ magnétique. Ce dernier est généré par des mouvements d'hydrogène métallique dans les couches externes de son noyau. Comme sur Terre, le bouclier magnétique de Jupiter interagit avec les particules solaires chargées électriquement et se déforme plus ou moins en fonction de l'intensité du bombardement (plus important durant les éruptions solaires). En octobre 2011, la géante gazeuse a été soumise à un épisode de bombardement qui a "aplati" ce champ magnétique et mené des particules chargées vers les pôles de la planète. Ce qui a conduit à l'apparition de spectaculaires aurores boréales que l'on distingue très nettement sur le pôle Nord de Jupiter. Cette lumière a été détectée par le télescope Chandra (lancé en 1999) dans le spectre des Rayons X. Elle a été ensuite retranscrite en fausses couleurs dans ce cliché qui, par ailleurs, intègre également des informations provenant du télescope spatial Hubble.

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L'histoire mouvementée des formes galactiques

l'origine des formes - dans mensuel n°305 daté janvier 1998 à la page 64 (1917 mots) |
Qu'elles soient elliptiques, spirales ou barrées, les galaxies résultent toutes de l'action de la gravité sur un mélange de gaz et d'étoiles. Suivant l'intuition d'Edwin Hubble, des générations d'astronomes ont considéré que leur évolution se produisait des formes les plus simples galaxies elliptiques jusqu'aux plus complexes spirales. Aujourd'hui, les modélisations théoriques, appuyées par des simulations sur ordinateur, suggèrent que l'évolution se déroule dans le sens inverse !

En 1924, l'astronome américain Edwin Hubble met fin à une longue controverse : il démontre que les galaxies sont bien des mondes à part, faits de centaines de milliards d'étoiles, et non, comme le pensent un certain nombre de spécialistes, des nébuleuses de gaz et de poussières de notre Voie lactée. Ces galaxies apparaissent sous de multiples formes : ellipses plus ou moins allongées, disques aplatis où s'enroulent des bras spiraux, nuages amorphes. Proposée par Hubble, leur classification, des formes les plus simples galaxies elliptiques aux plus complexes galaxies spirales ou irrégulières, sert aujourd'hui encore de référence aux astronomes dans la version précisée et étendue qu'en a faite l'astronome français Gérard de Vaucouleurs en 1959 fig. 1. Hubble et son élève, Allan Sandage, classifièrent les galaxies selon une séquence temporelle particulière - depuis les galaxies précoces early-type aux galaxies tardives late-type - censée traduire leur évolution. On sait aujourd'hui que cette séquence doit être inversée ; selon le scénario actuel, les galaxies commencent leur vie sous forme irrégulière ou spirale « tardive », puis à l'aide de structures comme les bras spiraux et les barres, stimulées par les interactions entre galaxies, elles acquièrent de la masse, se concentrent, forment des bulbes de plus en plus gros et deviennent des galaxies « précoces ». La fusion ou la coalescence de plusieurs galaxies donne ensuite naissance à des galaxies elliptiques. Dans tous les cas, l'analyse morphologique des galaxies montre des structures qui se développent spontanément par instabilité gravitationnelle*.

La structure spirale, de loin la plus fascinante, est sans doute celle qui a donné le plus de fil à retordre aux théoriciens. C'est pourtant la morphologie galactique la plus fréquente puisque les deux tiers des galaxies sont spirales ! Le disque d'une galaxie spirale tournant autour de son axe, la force centrifuge équilibre l'attraction gravitationnelle. Dans une galaxie, la rotation ne se fait pas comme pour un disque solide : le centre tournant plus vite que le bord, toute structure radiale finit par se déployer en spirale. Tout semble jusque- là naturel. Pourtant, c'est précisément cette rotation différentielle qui pose problème. Alors qu'une étoile située près du centre de la galaxie effectue une révolution en quelques millions d'années, une autre, près du bord, va mettre environ un milliard d'années. Or, en moins d'un milliard d'années toute spirale devrait s'être enroulée et diluée dans le disque : on ne devrait plus en voir aucune aujourd'hui, 10 milliards d'années après leur formation !

Dans les années 1960, les Américains Chia-Chiao Lin et Frank Shu proposent une explication à ce paradoxe : les spirales sont des ondes de densité tournant à vitesse angulaire constante, du centre jusqu'au bord de la galaxie. Les étoiles du disque galactique traversent l'onde périodiquement ; elles tournent plus vite que l'onde au centre, et plus lentement au bord. D'autre part, l'onde de choc que subit le gaz interstellaire à la traversée d'un bras spiral déclenche la formation d'étoiles. Les étoiles les plus massives, donc les plus lumineuses, ne vivent que le temps de la traversée du bras soit environ dix millions d'années, ce qui rend les bras spiraux très brillants par rapport au reste du disque.

L'évolution d'une galaxie, sous l'effet de la gravitation, tend à concentrer toute sa masse vers le centre. Ce centre va donc tourner plus vite car, la masse augmentant à cet endroit , la force d'attraction gravitationnelle croît. La matière répond en tournant plus vite, la force centrifuge compensant la force gravitationnelle.

Cette rotation constitue de fait un obstacle à la concentration de masse. Le moment cinétique* devant être globalement conservé, il faut donc un système qui permette de transférer ce moment cinétique vers l'extérieur, autrement dit de ralentir les particules du centre et d'accélérer celles en périphérie. Les bras spiraux sont pour cela très efficaces. En effet, si le disque reste axisymétrique, avec des trajectoires circulaires, les forces de gravité seront uniquement radiales; or pour agir sur le moment cinétique, il faut des forces tangentielles. Il est facile de montrer que seules les spirales traînantes trailing qui s'enroulent dans le sens inverse de la rotation permettent d'évacuer le moment cinétique vers l'extérieur. Voilà pourquoi presque toutes les spirales dans l'Univers sont enroulées dans ce sens !

Ces bras spiraux, que l'on reproduit fort bien dans les simulations numériques, conduisent généralement à la formation de barres allongées au centre de la galaxie fig. 2. La structure barrée existe dans les deux tiers des galaxies spirales. On a longtemps cru qu'il s'agissait d'une catégorie bien distincte de galaxies, mais la théorie, étayée par les simulations numériques, a montré qu'une barre peut apparaître et disparaître plusieurs fois au cours de la vie d'une galaxie, tout en participant activement à sa construction. Pourquoi ces instabilités - bras spiraux ou barres allongées - se renouvellent-elles régulièrement et quelles sont les conditions favorables à leur développement ? Le scénario fait intervenir un couplage étroit entre les composants stellaire et gazeux des galaxies. La présence de gaz dans une galaxie dissipe l'énergie acquise dans les insta-bilités, ce qui rend la galaxie sensible à d'autres instabilités. A l'inverse, en provoquant l'agitation des particules, dans une galaxie dépourvue de gaz, les instabilités augmentent la dispersion des vitesses et stabilisent le milieu. En d'autres termes, une galaxie possédant du gaz reste jeune et vivante. Lorsque le gaz est épuisé, les étoiles vieillissent et ne participent plus à des instabilités spirales : c'est le cas des galaxies lenticulaires et « précoces » fig. 1.

Lorsqu'une spirale barrée s'est formée dans une galaxie contenant des étoiles et du gaz, le moment cinétique est efficacement transféré vers l'extérieur, la matière se concentre, et le bulbe central grossit. Si celui-ci est trop massif et trop compact, il peut détruire la barre. Cela se produit après une phase intermédiaire, pendant laquelle des structures emboîtées, à plus petite échelle, peuvent se développer à l'intérieur de la barre initiale.

Ces structures sont connues depuis longtemps, mais n'ont été expliquées que dans les années 1990 grâce aux simulations numériques fig. 3. Comment des structures spirales barrées peuvent-elles se nicher à l'intérieur d'autres structures spirales barrées, comme une hiérarchie de poupées russes ? Au fur et à mesure que la matière s'accumule vers le centre, la vitesse de rotation du centre augmente par rapport à celle du bord du disque et la vitesse angulaire des ondes qui pourraient se développer au centre augmente également.

La différence des vitesses est si grande que le disque central se découple du disque externe, et que deux ondes se développent séparément, l'onde centrale tournant 3 à 10 fois plus vite que l'onde externe. La formation d'une petite barre permet de prolonger vers le centre l'effet concentrateur de matière. La barre primaire, dès lors, est affaiblie ; elle a déjà perdu beaucoup d'étoiles qui ne participent plus à son propre mouvement, mais à celui de la petite barre. La matière continuant à se précipiter vers le centre, on assiste progressivement à la disparition de la grande barre. Mais tout n'est pas perdu : si la galaxie reçoit du gaz de l'extérieur les galaxies tardives sont entourées d'un grand réservoir de gaz, alors le disque externe peut se « renflouer », et une instabilité spirale se développer, créant une nouvelle barre. Une galaxie pourrait ainsi développer trois ou quatre barres en 10 milliards d'années. La succession de ces barres et spirales associées lui permet de concentrer la masse vers le centre, et d'évoluer le long de la séquence de Hubble.

Dans la classification plus fine de Gérard de Vaucouleurs, et plus récemment dans celle de Ron Buta, les anneaux brillants sont une caractéristique importante des galaxies fig. 4. Ces anneaux sont intimement reliés à la barre puisqu'on les trouve à des distances ayant un rapport constant avec la longueur de la barre, soit en bordure du disque optique des galaxies, soit autour de la barre, soit à l'intérieur de la barre. Les astronomes s'accordent aujourd'hui à interpréter ces anneaux comme des phénomènes de résonance entre le gaz du disque et la barre. Dans les régions de résonance, les trajectoires des nuages de gaz sont alignées avec la barre. La barre n'exerce alors aucun couple de forces sur le gaz. Partout ailleurs, ces couples jouent sur le moment cinétique du gaz. Celui-ci est peu à peu précipité vers les lieux de résonance, où il s'accumule. La forte densité accumulée dans ces anneaux les transforme en un lieu privilégié de formation d'étoiles, de sorte que les anneaux apparaissent très brillants. Ces anneaux sont très précieux pour comprendre la dynamique de la gala- xie : en particulier, ils donnent la position des résonances, ce qui permet de mesurer la vitesse de rotation de l'onde barrée. Dans ce scénario évolutif général, les interactions entre galaxies jouent aussi un rôle important, puisqu'elles sont la source des forces gravitationnelles qui agitent et brassent le gaz externe des galaxies, induisant des instabilités gravitationnelles comme les spirales et les barres. La morphologie des galaxies en est très perturbée, comme le montrent les observations et les simulations numériques de collision entre deux galaxies fig. 5. Les forces de marée engendrent la formation de deux extensions spirales dans chaque galaxie. Lorsque les deux galaxies sont de masse comparable, le phénomène donne naissance à des queues qui, s'étirant sur des distances considérables 5 à 10 fois le rayon d'une galaxie, finissent par retomber. L'énergie nécessaire au déploiement de telles perturbations étant acquise aux dépens de l'énergie cinétique orbitale des deux galaxies, celles-ci tombent peu à peu l'une vers l'autre avant de fusionner et de donner une galaxie elliptique.

La morphologie des galaxies elliptiques a été longtemps mal interprétée. Les astronomes croyaient qu'il s'agissait de systèmes d'étoiles aplatis par la rotation. Depuis les années 1970, on sait que les galaxies elliptiques sont caractérisées par de faibles rotations et que leur équilibre gravitationnel est lié à l'agitation désordonnée des étoiles, faisant apparaître une pression.

Or contrairement à la pression d'un gaz qui est toujours isotrope, la pression des étoiles peut être plus forte dans une direction particulière, d'où la forme elliptique... La structure de ces galaxies est d'ailleurs assez complexe. Il peut s'agir de systèmes aplatis comme une galette, allongés comme un cigare ou, plus généralement, d'ellipsoïdes sans symétrie de révolution, possédant trois axes différents. L'état dynamique des étoiles dans une galaxie elliptique, leur agitation désordonnée et leur faible rotation, peuvent être vus comme le résultat de la fusion ou de la coalescence de galaxies spirales avec, pour contrainte physique, la conservation du moment cinétique global.

La morphologie très variée des galaxies permet ainsi de suivre leur évolution le long de la séquence de Hubble. Cette évolution est d'autant plus rapide que les galaxies sont massives, et situées dans un environnement riche en galaxies. C'est pourquoi les amas de galaxies contiennent si peu de galaxies spirales « tardives » peu évoluées et autant de galaxies spirales « précoces » ou de galaxies elliptiques, plus évoluées. Il est maintenant certain que les proportions des divers types morphologiques ont considérablement évolué au cours des temps cosmologiques, comme a évolué le nombre total de galaxies, beaucoup plus grand dans le passé. Ces idées s'intègrent bien dans les théories cosmologiques, où les grandes structures de l'Univers se forment par fusions successives de structures plus petites.

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Les comètes

 - par Serge Brunier dans mensuel n°364 daté mai 2003 à la page 83 (2892 mots)
D'abord source de toutes les peurs, les comètes sont devenues des objets d'étude privilégiés des astronomes. Après le survol de la comète de Halley en 1986, une nouvelle armada de sondes interplanétaires va percer les mystères de ces témoins de la naissance du système solaire, et même s'y poser.

Qu'est-ce qu'une comète ?

Dans la nuit du 25 au 26 mars 1997, les 39 membres de la secte californienne de la « Porte du paradis » se donnaient la mort. Ils croyaient ainsi rejoindre un vaisseau spatial dissimulé derrière la comète Hale-Bopp, qui croisait alors à 150 millions de kilomètres de la Terre... L'histoire humaine est ponctuée de ces faits divers dramatiques, éclairant nos angoisses lorsque nous sommes confrontés aux visites inopinées de ces étranges voyageuses célestes. Car les comètes sont, avec les éclipses totales de Soleil, les événements astronomiques les plus spectaculaires. Grandes pourvoyeuses de mythes, elles ont été pensées rationnellement pour la première fois par les Grecs. Les pythagoriciens, dès le VIe siècle avant notre ère, ont compris leur nature d'astres comparables aux planètes, alors qu'Aristote, décidément peu inspiré en matière d'astronomie on lui doit aussi deux mille ans de géocentrisme !, déclarait que ces astres devaient être des manifestations atmosphériques... La théorie de la gravitation universelle, publiée par Isaac Newton en 1687, permet à l'astronome anglais Edmond Halley 1652-1742 de se hasarder à une prédiction scientifique. Il annonce que les comètes observées en 1456, 1531, 1607 et 1682 sont un seul et même astre, tournant autour du Soleil en 76 ans sur une orbite fortement elliptique et que la comète repassera fin 1758. Il n'est plus là pour assister à son succès, mais les astronomes, reconnaissant cette avancée décisive, ont donné son nom à sa fidèle comète.

De quoi sont-elles composées ?

Responsables supposées des pires catastrophes, les comètes sont pourtant des astres absolument minuscules, lorsqu'on les compare aux planètes et à leurs satellites. Ainsi, le noyau de la belle Hyakutake, qui nous a rendu visite en 1996, fait moins de 2 km de long ! Quant à la célèbre comète de Halley, elle ne dépasse pas 16 km dans sa plus grande dimension. Petites, les comètes sont aussi très légères : avec une densité sans doute inférieure à 0,5 g/cm3, Halley n'atteint probablement pas les 100 milliards de tonnes, soit environ les cent milliardièmes de la masse de la Terre. Une comète n'est au fond qu'une sorte de gros iceberg céleste. Dès 1950, l'astronome américain Fred Whipple avait compris que les comètes étaient constituées essentiellement de glace d'eau H2O mélangée à de la glace carbonique CO et CO2, le tout mêlé à de la poussière interplanétaire, modèle qu'il popularisa sous le nom de « boule de neige sale ». Pourquoi sale ? Tout simplement parce que si la neige et la glace, parfaitement blanches, réfléchissent plus de 95 % de la lumière solaire, les comètes, en revanche, sont très sombres, presque noires comme du charbon : elles ne réfléchissent qu'à peine 5 % de la lumière. La composition chimique des comètes, de mieux en mieux connue, comprend, outre les glaces, des poussières de silicates et une véritable ribambelle de molécules diverses, dont des composés organiques aux noms imprononçables, déclinés à partir du carbone, de l'hydrogène, de l'oxygène, de l'azote et du soufre : S2, SO, HC3N, OCS, CS2, H2S, CH3CN, HCN, NH3, C2H6, C2H2, CH4, CH3OH, H2CO, etc.

D'où tirent-elles leur lumineuse chevelure ?

Astres extrêmes, les comètes sont tout à la fois les plus petits et les plus grands représentants de la tribu solaire. En effet, si elles ont tant terrorisé par le passé, c'est, entre autres, par l'aspect gigantesque qu'elles pouvaient présenter. En 1996, Hyakutake s'étendait sur une soixantaine de degrés, soit près d'un tiers du ciel. L'année suivante, Hale-Bopp, l'une des plus grandes comètes jamais observées, s'est déployée sur plus de cent millions de kilomètres, soit la distance qui sépare le Soleil de la planète Vénus ! Quant à la fabuleuse comète de 1843, longue de plus de 300 millions de kilomètres, elle mesurait près de 180° dans le ciel terrestre,

projetant sa lueur fantomatique d'un horizon à l'autre...

Simples noyaux de glaces et de poussières lorsqu'elles se situent dans les profondeurs de l'espace, les comètes se métamorphosent lorsqu'elles se rapprochent du Soleil et qu'elles commencent à fondre. Dans le vide interplanétaire, les glaces d'eau et de carbone passent directement de la phase solide à la phase gazeuse : elles se subliment. Lorsqu'une comète voit sa température de surface dépasser –70 °C, ce qui advient à moins de 500 millions de kilomètres du Soleil, des geysers de vapeur crèvent sa croûte de glace et se déploient dans l'espace, l'auréolant d'une légère atmosphère, appelée chevelure ou coma. Puis la pression des particules du vent solaire sur la comète « souffle » cette chevelure qui, peu à peu, dessine, dans la direction opposée au Soleil, une longue queue étroite et droite, formée de plasma. Ainsi, contrairement à ce qu'on peut penser, cette queue peut indifféremment précéder ou suivre le noyau sur sa trajectoire. Souvent, une seconde queue se développe à côté de la première. Plus large et incurvée, elle est formée de poussières.

D'où viennent les comètes ?

L'une des plus grosses comètes jamais observées, Hale-Bopp, dont la taille du noyau est estimée à 45 km et la masse à plus de 10 000 milliards de tonnes, a été découverte le 23 juillet 1995 à la distance record de 1 milliard de kilomètres [1]. Mais la visiteuse venait de beaucoup plus loin. En effet, dès 1950, l'astronome néerlandais Jan Oort calcula, à partir de l'analyse de leurs trajectoires, que la plupart des comètes provenaient d'un gigantesque « réservoir », aujourd'hui baptisé nuage de Oort, où celles-ci sont rassemblées. Ce nuage est probablement sphérique, entre 1 et 2 années-lumière du Soleil, soit la moitié de la distance de la plus proche étoile ! Si quelque mille milliards de comètes gravitent aux confins du système solaire, leur masse totale n'excède probablement pas celle d'une planète comme Uranus ou Neptune. Lorsqu'une infime perturbation gravitationnelle – les positions relatives du Soleil et des étoiles dans la Galaxie varient lentement – dérange l'une de ces « boules de neige sale », elle peut décrocher de son orbite et « tomber » vers l'intérieur du système solaire pour venir rendre visite aux planètes. Influencées par la grosse Jupiter, certaines adoptent une orbite elliptique régulière et restent dans le giron des planètes : c'est le cas de Halley. D'autres, dont l'orbite est presque parabolique, ne font que passer dans le système solaire interne, puis repartent vers le nuage de Oort, voire s'échappent à jamais du système solaire. Un second réservoir de comètes, plus proche, puisqu'il s'étend au-delà de Neptune et de Pluton, a été découvert depuis une dizaine d'années à une dizaine de milliards de kilomètres du Soleil. C'est la ceinture de Kuiper. Dans tous les cas, les orbites des comètes proches du Soleil sont quasi impossibles à calculer précisément sur une longue période. La masse des comètes est tellement faible qu'elles peuvent être déroutées par la moindre perturbation gravitationnelle ou même non gravitationnelle : les puissants geysers qu'elles expulsent en s'échauffant près du Soleil agissent sur elles comme de véritables moteurs de fusée, et modifient leurs trajectoires de manière erratique.

Où se sont-elles formées ?

Les comètes ne se sont pas formées dans le nuage de Oort. Au moment de la formation du système solaire, voici 4,5 milliards d'années, la matière constituant le disque protoplanétaire – gaz et poussières interstellaires – s'est progressivement agglomérée pour former d'abord de petits objets, les planétésimaux, lesquels, par collisions et accrétions successives, ont constitué les planètes que nous connaissons aujourd'hui. La plupart des comètes ont dû à l'époque se former là où les glaces pouvaient se mêler aux poussières, aux alentours des orbites d'Uranus et de Neptune ou au-delà, dans la ceinture de Kuiper. Dans le grand carambolage que constituait le système solaire de l'époque, des comètes ont été avalées par le Soleil et les planètes, d'autres ont été projetées au loin, jusqu'au nuage de Oort. Les comètes qui nous viennent pour la première fois du nuage de Oort sont donc primordiales. Leur matière est demeurée en l'état, dans le grand réfrigérateur spatial, depuis 4,5 milliards d'années.

Que deviennent les poussières et le gaz qui s'échappent des comètes ?

Si les comètes demeurent figées dans une immobilité minérale lorsqu'elles se trouvent loin du Soleil, leur activité devient proprement extraordinaire lorsqu'elles s'en approchent... Les geysers qui percent leur surface projettent une quantité de matière considérable, qui se disperse d'abord dans la chevelure, puis dans les queues de gaz et de poussières. La comète géante Hale-Bopp, par exemple, lorsqu'elle se trouvait à 150 millions de kilomètres du Soleil, expulsait plus de trois cents tonnes de gaz et de poussières par seconde ! Si le gaz se disperse très vite dans l'espace, les poussières, quant à elles, se satellisent sur place, là où elles ont été éjectées par la comète. Elles « tracent » l'orbite de la comète dans le ciel et croisent parfois l'orbite de la Terre. Elles tombent alors sur notre planète, brûlent en traversant la haute atmosphère et deviennent visibles en tant qu'étoiles filantes. Lorsque la Terre traverse un essaim particulièrement dense de poussières cométaires, comme celui de la comète Tempel-Tuttle, de véritables pluies, voire des tempêtes d'étoiles filantes, peuvent s'abattre sur notre planète durant quelques heures, comme ce fut le cas en novembre 1833 et 1966, lorsque des observateurs émerveillés ont pu admirer en une nuit plusieurs centaines de milliers d'étoiles filantes. Ce fut plus modestement le cas en novembre 1998, 1999 et 2002, où plusieurs milliers d'étoiles filantes ont pu être observées en quelques heures.

Les comètes évoluent-elles ?

Si les comètes sont les objets les plus anciens du système solaire, leur durée de vie, paradoxalement, peut-être très limitée, dès lors qu'elles s'aventurent dans les régions les plus internes du système solaire... Comme la banquise qui se rompt au printemps, les comètes qui s'approchent trop près du Soleil peuvent se désagréger sous l'effet de la très forte pression subie par le gaz qui s'échappe. Nombre de comètes se sont ainsi désintégrées sous les yeux mêmes des astronomes. En mars 1976, la magnifique comète West n'a pas résisté à son passage à seulement 30 millions de kilomètres du Soleil. Elle s'est brisée en morceaux avant de disparaître dans l'espace. En juillet 2000 [2], c'est la comète Linear, qui s'est désintégrée. Son agonie fut suivie par les plus puissants télescopes du monde, qui ont pu observer des dizaines de débris de quelques dizaines de mètres s'éloignant les uns des autres.

Lorsqu'elles sont suffisamment solides pour ne pas se morceler, les comètes s'usent progressivement, maigrissant de quelques millions de tonnes à chaque passage près du Soleil. À la longue, elles s'évaporent complètement ou, pour les plus denses d'entre elles, une fois les matériaux volatils tous échappés, il ne reste plus qu'un agglomérat rocheux comme le sont les astéroïdes. Il y a d'ailleurs, probablement continuité entre les deux types d'astres : un astéroïde découvert en 1977, Chiron, a même changé de catégorie lorsqu'il a révélé aux astronomes son activité cométaire en s'approchant du Soleil !

Sont-elles dangereuses ?

Peut-être. Les comètes posent deux problèmes aux astronomes : d'une part, la prédiction de leurs orbites changeantes est incertaine, d'autre part, la plupart d'entre elles sont inconnues des chercheurs avant qu'ils ne les découvrent... alors qu'elles sont à proximité de la Terre ! L'exemple le plus récent est celui de la comète Hyakutake, découverte le 30 janvier 1996 et qui est passée à 15 millions de kilomètres de la Terre moins de deux mois plus tard, dans la nuit du 24 mars. Plus surprenant, les chercheurs ont découvert qu'un nombre considérable de comètes leur avaient jusqu'ici échappé. Depuis 1995, le satellite européen Soho, conçu pour étudier le Soleil, est devenu le plus grand découvreur de comètes de l'histoire : il en a aujourd'hui plus de 500 à son actif. Ses télescopes, appelés coronographes, masquent notre trop brillante étoile et suivent les évolutions des comètes qui la frôlent et qui parfois s'y engouffrent. Enfin, entre 1992 et 1994, les astronomes ont pu suivre, au fil des mois, l'évolution complète d'une comète, Shoemaker-Lévy 9, déviée de sa trajectoire solaire par la planète géante Jupiter, puis brisée en une vingtaine de morceaux par les intenses marées gravitationnelles imposées par la planète et ses satellites. Télescopes terrestres et sondes interplanétaires observèrent la chute vertigineuse de ces vingt et un fragments dans l'atmosphère de la planète, provoquant des explosions d'une ampleur que personne n'avait imaginée. Chaque impact, d'une puissance de plusieurs milliers de mégatonnes, souleva un gigantesque « champignon atomique » observable durant des mois. Si, plutôt que Jupiter, la Terre avait été visée, nous ne serions sans doute plus là pour en parler...

Les comètes ont-elles favorisé l'apparition de la vie sur Terre ?

Depuis des milliers d'années, les hommes pensent que les comètes apportent sur Terre la désolation et la mort... Ainsi, lors de l'avant-dernier passage de la comète de Halley, en 1910, la Terre a, dans la nuit du 18 au 19 mai, traversé sa longue queue. Or, les astronomes venaient d'y découvrir, à l'aide des premiers télescopes modernes munis de spectrographes, des traces d'un puissant gaz toxique, le cyanogène C2N2. Il n'en fallut pas plus à certains pour décréter la fin du monde, même si les scientifiques tentèrent de rassurer les foules en arguant que la queue d'une comète était un milieu pratiquement vide... Aujourd'hui, les comètes ont changé de statut, à tel point que nombre de scientifiques se demandent effective- ment si, plutôt que la mort, ce n'est pas la vie qu'elles ont apportée sur Terre ! Cette hypothèse, appelée panspermie, a été soutenue vigoureusement dans les années cinquante, en particulier par l'astronome britannique Fred Hoyle. À défaut d'apporter avec elles des organismes vivants ou les virus des nouvelles maladies, comme le soutenait Hoyle, les comètes ont bombardé la Terre dès l'origine du système solaire, et ont enrichi sa surface en eau : 10 % à 20 % de l'eau que nous buvons provient probablement des comètes... Quant à la vie, personne ne sait où, quand et comment elle est apparue sur Terre. Mais les comètes, et surtout les micro-météorites qu'elles font pleuvoir continûment par milliards de milliards à la surface de la planète, ont déposé à sa surface des composés organiques, entre autres des acides aminés. Toutes les pièces du puzzle, en somme.

A-t-on déjà visité une comète ?

Le 14 mars 1986, la sonde européenne Giotto a, pour la toute première fois, révélé le paysage d'une comète... Le rendez-vous eut lieu avec la comète de Halley, à 150 millions de kilomètres du Soleil. La caméra de la sonde, qui a croisé le noyau de la comète à moins de 600 km de distance, a d'abord montré que l'astre était oblong, irrégulier, mesurant 16 x 8,2 x 7,5 km. Le noyau de Halley est apparu couvert de petites montagnes, de vallées, de cratères. La comète, en pleine activité, a aussi laissé voir ses puissants geysers. Depuis lors, l'Europe et les États-Unis se sont lancés avec plus ou moins de bonheur dans la course aux comètes : côté américain, la comète Borrelly a été observée en détail par la sonde Deep Space One en septembre 2001. En 2002, la sonde Contour est partie à l'assaut de deux comètes, mais s'est perdue corps et bien dans le cosmos... Stardust, en revanche, qui a quitté les États-Unis le 6 février 1999, se dirige actuellement vers son objectif, la comète Wild 2, qu'elle devrait atteindre le 2 janvier 2004. Exactement le même jour, une nouvelle sonde de la Nasa, Deep Impact, devrait s'en- voler vers la comète Tempel 1. Enfin, la plus ambitieuse mission cométaire est sans conteste européenne. Malheureusement, la sonde Rosetta, qui devait partir en janvier dernier à bord d'une Ariane 5, en direction de la comète Wirtanen, est restée clouée au sol, après l'échec du vol 517 du lanceur européen en décembre dernier. Aujourd'hui, les astronomes européens calculent de nouvelles orbites, de nouveaux rendez-vous, soit avec Wirtanen, soit avec une autre comète, comme Churyumov-Gerasimenko. D'autres comètes figurent parmi la liste des candidats : Howell, Temple 2, Schwassmann-Wachmann 3. Objectif : se satelliser autour de l'astre, l'étudier, puis poser à sa surface un module, Roland, qui analysera la surface et photographiera le paysage. Mais cette mission aux allures de science-fiction attendra probablement la fin de la décennie pour être menée à bien.

À quand la prochaine ?

Les astronomes ne le savent pas. Ils connaissent aujourd'hui des centaines de comètes, qui, piégées par le Soleil, lui tournent autour à faible distance. Ces comètes naviguent entre Mercure et Pluton, et viennent de temps à autre faire une visite de courtoisie à la Terre. La comète de Halley en est la représentante la plus célèbre. Elle s'éloigne actuellement du Soleil, mais repassera dans nos parages en juillet 2061. Cependant, la plupart des comètes spectaculaires sont celles que l'on observe pour la première fois : venues des fins fonds du système solaire, peut-être même du nuage de Oort, riches en éléments volatils, elles déploient des chevelures et des queues impressionnantes. Nous avons, ces dernières années, eu la chance de voir deux comètes exceptionnellement grandes et brillantes : Hyakutake en 1996 et Hale-Bopp en 1997. La comète Neat, découverte en août 2001, pourrait nous réserver une belle surprise en mai 2004, lorsqu'elle se trouvera non loin de la Terre : elle sera alors probablement bien visible à l'oeil nu. Elle pourrait même être aussi belle que Hale-Bopp et Hyakutake.

Par Serge Brunier

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Mars

Planète du système solaire située entre la Terre et Jupiter.
Mars figure parmi les cinq planètes visibles à l'œil nu dans le ciel et de ce fait observées depuis l'Antiquité. Sa couleur rougeâtre caractéristique, qui évoque le sang, lui a valu de recevoir le nom du dieu de la Guerre dans la mythologie grecque (Arès), puis dans la mythologie romaine (Mars). L'une des deux planètes les plus voisines de la Terre, avec Vénus, elle est aussi, de toutes les planètes du système solaire, celle qui offre le plus de ressemblances avec la nôtre (jour, appelé sol, d'une durée voisine de 24 h 37 min, inclinaison de l'axe de rotation de 24°, saisons…) et il n'est pas exclu qu'une activité biologique ait pu jadis y apparaître. C'est pourquoi elle suscite autant d'intérêt chez les scientifiques et a donné lieu, depuis le début des années 1960, à plus d'une trentaine de missions spatiales, dont une dizaine seulement ont connu un succès total.
Caractéristiques physiques et orbitales de Mars
Relief

Valles Marineris, la plus grande structure tectonique de MarsValles Marineris, la plus grande structure tectonique de Mars
Révélé par diverses sondes spatiales, la plupart américaines, depuis 1965 (Mariner 4), le relief de Mars, extrêmement diversifié, montre des cratères et des bassins d'impact analogues à ceux de Mercure ou de la Lune, des plaines volcaniques, de nombreuses failles, des vallées sinueuses, dans lesquelles ont dû couler autrefois des rivières, des champs de dunes, etc. On y observe à la fois des indices d'un bombardement météoritique ancien et des preuves d'une activité tectonique, de phénomènes de volcanisme, d'érosion par l'eau, d'usure et de sédimentation à grande échelle par le vent.
Alors que dans l'hémisphère Nord prédominent des plaines volcaniques très semblables aux « mers » lunaires, l'hémisphère Sud offre un relief beaucoup plus tourmenté, et constitue un haut plateau fortement cratérisé, donc vraisemblablement plus ancien. Entre les deux, le long d'un grand cercle incliné de 35° environ sur l'équateur, s'étend une zone de transition très érodée et découpée, semée de buttes, de failles et de fractures.
Nombreux et divers, les édifices volcaniques sont l'une des structures les plus caractéristiques de la planète ; le volcanisme se traduit aussi par des rivières de lave et des plaines de lave qui présentent des indices d'une activité récente (certaines coulées ne remonteraient qu'à une dizaine de millions d'années). Les volcans les plus imposants, dans la région de Tharsis, s'apparentent aux volcans boucliers hawaïens ; le plus spectaculaire, Olympus Mons, atteint 21,3 km d'altitude pour 600 km de diamètre à la base et il est entouré d'un escarpement de 6 000 m de haut : c'est le plus important volcan du système solaire. Juste au sud de l'équateur, une immense fracture, Valles Marineris, s'étend sur près de 4 000 km. Cette grande faille, qui mesure par endroits 120 km de large et 6 km de profondeur, est sans doute un fossé d'effondrement ouvert dans la croûte martienne à la suite d'un violent mouvement tectonique.
Il est à présent avéré que Mars a été, jusqu'à une époque relativement récente, une planète géologiquement active. Les puissants courants de convection dans le manteau, combinés aux contraintes dans la croûte, ont créé du volcanisme et de fortes déformations à la surface (fossés d'effondrement, rides compressives). En l'absence de tectonique des plaques (à la différence de la Terre), les remontées de magma se sont effectuées à l'emplacement de « points chauds » et, à la surface, la superposition des couches de lave qui se sont épanchées pendant plusieurs centaines de millions d'années explique la formation d'immenses édifices volcaniques.
On ignore encore la cause de la dissymétrie géographique entre le Sud et le Nord, caractérisée par une différence d'altitude moyenne de 5 km et par une inégale distribution des formations géologiques. Pour certains spécialistes, elle aurait une origine géologique interne : elle résulterait de mouvements de convection asymétriques dans le manteau, qui auraient provoqué une différence d'épaisseur de la croûte martienne entre les deux hémisphères. Pour d'autres, elle aurait une origine externe : la croûte de l'hémisphère Nord aurait été amincie sous l'effet d'un très grand nombre d'impacts météoritiques.

Dépôts sédimentaires sur MarsDépôts sédimentaires sur Mars
Les régions polaires sont recouvertes de calottes glaciaires (glace d'eau, glace carbonique, neige carbonique, sédiments) bien visibles de la Terre, qui s'étendent et régressent alternativement au rythme des saisons. (durant l'automne et l'hiver, lorsque la température à la surface s'abaisse au-dessous de – 125 °C, le dioxyde de carbone présent dans l'atmosphère se dépose au sol sous forme de neige et de glace carbonique ; au printemps, lorsque la température remonte, ce dépôt repasse à l'état gazeux). La première preuve directe de la présence de glace d'eau sur la calotte polaire australe a été fournie par le spectromètre imageur de la sonde européenne Mars Express au début de 2004.
Dans les plaines, le sol est tapissé de fines poussières ferrugineuses qui lui donnent sa couleur rouge-orangé caractéristique.
Atmosphère ; météorologie

L'atmosphère martienne, extrêmement ténue, renferme : 95,3 % de gaz carbonique, 2,7 % d'azote, 1,6 % d'argon, 0,13 % d'oxygène (moléculaire), et des traces d'oxyde de carbone, de vapeur d'eau et d'autres gaz. Si l'on précipitait entièrement à la surface le contenu en eau de l'atmosphère, on obtiendrait tout au plus une couche de glace de quelques centièmes de millimètre dans les régions les plus humides. Aussi faible soit-elle, la teneur atmosphérique en vapeur d'eau atteint rapidement son niveau de saturation, du fait des basses températures, ce qui explique la formation de nuages et, à la surface, de givre. Toutefois, les fins cristaux de glace qui constituent les nuages se subliment avant de toucher le sol, de sorte qu'il ne pleut jamais sur Mars.
La pression moyenne à la surface est d'environ 6 hectopascals, inférieure au centième de la pression atmosphérique terrestre au niveau de la mer et voisine de celle qui règne, autour de notre planète, à plus de 30 km d'altitude. Les températures sont basses et les écarts thermiques diurnes importants (+ 22 °C au maximum pendant le jour et −73 °C au minimum pendant la nuit à l'équateur). La plus basse température (−143 °C) a été relevée au pôle Sud pendant l'hiver austral. La température moyenne annuelle au niveau du sol est de – 55 °C (contre + 13 °C pour la Terre).
Balayant un sol sec, les vents (qui soufflent parfois à plus de 200 km/h mais seraient néanmoins à peine perceptibles par d'éventuels astronautes en raison de la ténuité de l'atmosphère) soulèvent des poussières ferrugineuses qui provoquent une absorption et une diffusion de la lumière solaire, donnant à l'atmosphère une teinte rose ocre. Ces phénomènes tourbillonnaires s'observent surtout dans l'après-midi martien, lorsque les températures de la surface sont maximales et, donc, que la convection atmosphérique créant des ascendances de gaz chaud est la plus forte. L'intense activité éolienne est attestée par l'existence de champs de dunes.
À chaque printemps austral, quand Mars passe au plus près du Soleil, de nombreuses tempêtes de poussières prennent naissance dans l'hémisphère Sud. Le plus souvent très localisées, elles affectent parfois une région entière et, plus exceptionnellement, s'amplifient à l'échelle de la planète entière, comme on a pu l'observer notamment en 1956, 1971, 1973, 1977, 1982 et 2001.
Si Mars est aujourd'hui une planète froide et sèche, il n'en a pas toujours été ainsi. Comme la Terre, elle semble avoir bénéficié jadis d'un climat doux et humide. Mais, par suite de sa faible gravité (liée à sa petite taille et à sa densité moindre que celle de la Terre), elle a laissé échapper dans l'espace son atmosphère primitive et a connu ensuite un destin très différent de celui de notre planète. Selon certains calculs, l'inclinaison de son axe de rotation par rapport au plan de son orbite a pu connaître dans le passé des variations très importantes (à la différence de la Terre, stabilisée par la Lune), à l'origine de variations climatiques considérables.
Structure interne

Comme les autres planètes telluriques, Mars comporte un noyau central, entouré d'un manteau et d'une croûte superficielle. Cette dernière paraît toutefois beaucoup plus épaisse que la croûte terrestre : d'après les mesures des variations du champ de gravité martien, elle aurait une épaisseur moyenne de 40 km dans l'hémisphère Nord et de 70 km dans l'hémisphère Sud. Le noyau, d'un rayon compris entre 1 500 et 1 900 km (environ la moitié du rayon de la planète), serait constitué de 70 à 80 % de fer, auquel s'ajouteraient du nickel et du soufre, et pourrait être totalement liquide, contrairement au noyau terrestre.
La recherche de la vie

De toutes les planètes du système solaire, Mars est la plus à même, hormis la nôtre, d'avoir vu éclore une activité biologique (→ exobiologie). La recherche d'indices d'une telle activité a constitué le principal objet de la mission des atterrisseurs des deux sondes américaines Viking, qui se sont posés sur la « planète rouge » en 1976. Ceux-ci ont prélevé et analysé dans ce but des échantillons du sol martien. À bord de chaque engin, trois expériences étaient spécifiquement destinées à la recherche d'une vie microscopique comparable à celle qui s'est développée sur la Terre, grâce à l'observation éventuelle de réactions chimiques caractéristiques, comme l'absorption d'oxygène et le rejet de gaz carbonique. Une quatrième expérience était destinée à la détection d'éventuels composés organiques. Les résultats ont été décevants : une activité chimique importante a bien été décelée, mais pas la moindre trace de molécule organique.

Exploration de MarsExploration de Mars
Le débat a été relancé par l'annonce, en 1996, de la découverte dans une météorite recueillie en 1984 dans l'Antarctique et présumée d'origine martienne (en raison notamment de sa composition chimique et isotopique) de plusieurs résultats d'analyse physico-chimique susceptibles de constituer des indices d'une activité biologique fossile. Cette découverte a, depuis, été infirmée. Cependant, si la plupart des chercheurs estiment que toute activité biologique est impossible aujourd'hui sur Mars (sauf peut-être en profondeur, dans des « niches » écologiques), en raison de l'absence d'eau à l'état liquide (liée à la faible pression atmosphérique) et des propriétés oxydantes de la surface, on garde l'espoir de découvrir sur le sol martien des indices d'une vie fossile, témoins de l'époque où la planète aurait connu des conditions plus clémentes. Les images obtenues en orbite par les sondes américaines Mars Global Surveyor, depuis 1999, et Mars Odyssey, depuis 2001, ont en effet non seulement renforcé les présomptions de la présence d'eau liquide sur Mars dans un lointain passé, mais révélé aussi des structures regardées comme des indices de coulées géologiquement très récentes, remontant à quelques millions d'années seulement, voire beaucoup moins. L'exploration in situ du sol martien a repris en 1997, dans la région Ares Vallis, avec la sonde américaine Mars Pathfinder, porteuse du petit véhicule robotisé Sojourner. Après le succès total de cette mission expérimentale, elle se poursuit depuis 2004 avec deux autres véhicules automobiles américains plus importants (174 kg), Mars Exploration Rover 1, alias Spirit, et Mars Exploration Rover 2, alias Opportunity.

Sonde américaine SpiritSonde américaine Spirit
Le premier a été déposé le 4 janvier 2004, à l'intérieur du cratère Gusev (du nom d'un astronome russe du xixe s.), un cratère d'impact de 150 km de diamètre situé par 15° de latitude Sud et 175° de longitude Ouest, près de la frontière entre les plaines lisses du Nord et le haut plateau du Sud. Les premières images envoyées par l'engin ont montré un paysage rocailleux rappelant ceux déjà observés précédemment. Mais l'une des raisons du choix du cratère Gusev comme site d'atterrissage tient à ce qu'il se situe à l'embouchure d'une vallée de plus de 900 km de long qui aurait été formée en quelques mois, il y a plus de trois milliards d'années, par un brutal écoulement de quelque 100 000 km3 d'eau (« vallée de débâcle » Ma'adim Vallis, Ma'adim signifiant Mars en hébreu) ; ce flot se serait déversé dans le cratère pour constituer un lac aujourd'hui disparu mais qui a très probablement laissé une importante couche de sédiments. On espérait que Spirit trouverait ce matériau sédimentaire, dont l'analyse aurait alors fourni des informations très précieuses sur les conditions d'environnement qui prévalaient à l'époque où le lac existait et où Mars connaissait un climat chaud et humide. Cela n'a malheureusement pas été le cas. Le deuxième véhicule, Opportunity, a été déposé le 26 janvier 2004, dans un petit cratère bordé d'affleurements rocheux, à proximité de l'équateur et du méridien origine, dans une région très plate, Meridiani Planum, où la sonde orbitale Mars Global Surveyor a détecté un dépôt important d'hématite grise, un oxyde de fer dont la formation nécessite souvent la présence d'eau liquide. Les panoramas transmis par l'engin montrent un désert de « sable » très fin, qui tranche avec les paysages rocailleux photographiés par les Viking, Sojourner et Spirit, et Opportunity a effectivement mis en évidence dans le sol et dans certaines roches plusieurs indices de la présence ancienne d'eau liquide sur le site.
Avant de se mettre en orbite autour de Mars, le 25 décembre 2003, la sonde européenne Mars Express a, pour sa part, largué sur Mars un petit atterrisseur britannique de 30 kg, Beagle 2, qui devait se poser par 10,6° de latitude Nord et 90° de longitude Est, dans la région Isidis Planitia, regardée comme un ancien bassin sédimentaire, et procéder à des prélèvements et des analyses d'échantillons du sol (recueillis éventuellement sous de petits rochers ou, par carottage, jusqu'à plusieurs dizaines de centimètres de profondeur) pour tenter d'y déceler des traces d'activité biologique. Malheureusement, le contact n'a pu être établi avec l'engin après son arrivée au sol. Toutefois, cet échec ne compromet en rien la mission de la sonde orbitale, équipée d'une caméra couleur stéréoscopique, de deux spectromètres pour l'étude de l'atmosphère, d'un spectro-imageur dédié à l'étude minéralogique, d'un dispositif d'observation des interactions du vent solaire et de la haute atmosphère, et d'un radar pour déceler la présence éventuelle d'eau liquide dans le sous-sol jusqu'à une profondeur de un à deux kilomètres.
Exploration future

Pour la communauté scientifique, de l'astronome au géologue, au météorologue, au biochimiste…, Mars offre un champ d'expérimentation tellement fascinant que son exploration est appelée à se poursuivre et à s'intensifier. Les prochaines années verront la mise en œuvre de nouvelles missions automatiques au rythme des rapprochements de la planète avec la Terre (oppositions de Mars), tous les 26 mois : sondes orbitales, stations de mesure au sol, véhicules de reconnaissance… Puis, entre 2010 et 2020, devraient intervenir des missions qui auront pour objet la collecte d'échantillons du sol martien et leur retour sur la Terre. Ces différentes missions constitueront le prélude à ce qui pourrait constituer la plus grande aventure humaine du XXIe s., les vols habités vers Mars.
Satellites

On connaît l'existence, autour de Mars, de deux petits satellites : Phobos et Deimos. Ils s'apparentent à des astéroïdes, qui auraient été capturés par l'attraction gravitationnelle de la planète, à l'instar des plus petits satellites de Jupiter ou de Saturne. Toutefois, leur faible densité et la brièveté de la période durant laquelle Mars a conservé, après sa formation, une atmosphère relativement épaisse, constituent des obstacles à ce scénario.

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