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De Mars à Vénus, avec Spicam et Spicav

05/10/2006 1112 views 1 likes

Alors que l’instrument Spicam de Mars Express poursuit son étude de l’atmosphère martienne, son jumeau Spicav est lui aussi en service autour de Vénus.

Comme l’essentiel des instruments de Mars Express, Spicam (Spectroscopy for Investigation of Characteristics of the Atmosphere of Mars) fait partie des équipements scientifiques développés en Europe pour la mission russe Mars 96. Malheureusement, celle-ci a été perdue lors de son lancement le 16 novembre 1996. Il a donc fallu à cet instrument de conception franco-russe attendre plus de six ans de plus pour finalement parvenir en orbite martienne. Cette attente a été payante, car la moisson de données qu’il a renvoyé vers la Terre a déjà permis la publication de nombreuses communications scientifiques.

« Il s’agit d’un instrument relativement léger, puisqu’il ne pèse que 4,8 kg, mais il comporte néanmoins deux spectromètres, fonctionnant l’un dans l’ultraviolet et l’autre dans le proche infrarouge, qui est dédié à la recherche de l’eau dans l’atmosphère martienne, » explique son responsable, Jean-Loup Bertaux du Service d’Aéronomie du CNRS, à Verrières-le-Buisson, au sud de Paris.

En orbite autour de Mars depuis Noël 2003, Spicam n’a pas chômé. On lui doit notamment le premier profil complet de la température et de la densité en dioxyde de carbone de l’atmosphère martienne, ainsi que la cartographie de la distribution en vapeur d’eau et en ozone autour de la planète.

Les aurores de Mars

Parmi les découvertes à mettre au crédit de Spicam, on trouve des émissions lumineuses nocturnes, similaires à des aurores, qui sont générées par les interactions entre les particules chargées du vent solaire et des molécules de dioxyde de carbone de l’atmosphère. Ces émissions sont très localisées et correspondent à des régions où subsiste un champ magnétique dans la croûte planétaire, ultime marque laissée par le champ magnétique autrefois issu du noyau planétaire et aujourd’hui disparu. L’intensité résiduelle de ces champs magnétiques locaux est très faible, mais néanmoins suffisante pour être à l’origine de ces aurores.

D’autres émissions ont également été constatées du côté nocturne, dans la très haute atmosphère, mais elles trouvent leur origine dans un phénomène bien différent. En fait, de l’oxygène est libéré par la décomposition du dioxyde de carbone par le Soleil du côté diurne. Transporté du côté nocturne, il se recombine avec de l’azote pour former de l’oxyde nitrique. Cette réaction s’accompagne d’une émission lumineuse.

« Ce phénomène constitue un excellent traceur de la circulation atmosphérique à haute altitude et il aide à déterminer la densité vers 100 km d’altitude, » note Jean-Loup Bertaux. Ces informations seront d’une importance cruciale pour la préparation des activités de freinage dans l’atmosphère de futures missions spatiales (« aérofreinage ») et pour l’amélioration des modèles prévisionnels atmosphériques martiens en général.

En outre, Spicam a fourni une étude complète de la distribution des poussières dans l’atmosphère martienne. Il a ainsi été possible d’observer comment les couches de poussières peuvent être limitées par des nuages de glaces d’eau en raison du phénomène de « lessivage » des nuages, lorsque l’eau se condense sur les particules, qui s’alourdissent et tombent. Cette observation des nébulosités martiennes n’a pas été exempte de surprise, puisque Spicam a également découvert des nuages de glace carbonique vers 90 km d’altitude.

Haro sur l’ozone

En mesurant le rayonnement réfléchi par la surface, le spectromètre ultraviolet de Spicam a permis de mesurer la concentration en ozone. Ce gaz est présent sur Mars, mais dans des quantités bien moindres que sur Terre. Dans une colonne d’atmosphère martienne, il y a environ 200 fois moins d’ozone que dans son équivalent terrien. Si on ramenait ce gaz à une couche uniforme, on obtiendrait sur Terre une épaisseur de 3 mm, alors que sur Mars, elle varierait entre 1 et 25 µm selon la région.

« Ce qui est sûr, estime Jean-Loup Bertaux, c’est que s’il y avait sur Mars une vie comparable à celle de la Terre, il n’y aurait pas assez d’ozone dans l’atmosphère pour la protéger des rayons ultraviolets solaires ».

Cette cartographie complète des concentrations en ozone autour de la planète sur une année martienne a également confirmé le rôle de la vapeur d’eau dans la destruction de l’ozone.

« C’est un phénomène que l’on connaissait sur Terre mais on le voit à l’oeuvre à grande échelle sur Mars. Où il y a de la vapeur d’eau, il y a nettement moins d’ozone ».

L’ozone réagit en effet avec la vapeur d’eau pour former des oxydants très puissants, comme le radical hydroxyl (OH), le peroxyde d’hydrogène (l’eau oxygénée) et l’oxygène atomique, qui attaquent toute matière organique.

Outre que ces observations permettent de prédire des concentrations d’oxydants non-mesurables in-situ pour améliorer les modèles de l’atmosphère martienne, elles sont aussi un avertissement de ce qui pourrait se produire sur Terre. Aujourd’hui, dans l’atmosphère de notre planète, la vapeur d’eau est très peu présente au-dessus de la tropopause – entre 8 et 18 km selon la latitude – car les températures sont trop froides et elle se condense. Toutefois, les mesures effectuées par ballons-sondes semblent indiquer que la quantité de vapeur d’eau dans la très haute atmosphère augmente régulièrement depuis une vingtaine d’années. D’ores et déjà la vapeur d’eau est le 3e plus gros destructeur d’ozone de notre planète.

Compte tenu de la qualité des résultats obtenus par Spicam, pour Jean-Loup Bertaux, « il serait judicieux que toute prochaine mission vers Mars emporte un instrument de ce type. »

De Spicam à Spicav

SOIR étudie l'atmosphère en observant l'occultation du Soleil à travers le limbe

Lorsque la mission Venus Express a été décidée, en 2003, un modèle de rechange de Spicam a été récupéré et légèrement modifié pour devenir Spicav (Spectroscopy for Investigation of Characteristics of the Atmosphere of Venus). La principale nouveauté est l’ajout du spectromètre à très haute résolution SOIR (Solar Occultation in the Infra Red), réalisé par l’Institut d’Aéronomie Spatiale de Belgique et qui étudie l’atmosphère en observant l’occultation du Soleil à travers le limbe de Vénus dans un spectre plus large de l’infrarouge (2,4 à 4,3 µm).

Comme autour de Mars, il s’agit de fournir des profils de température et de pression pour nourrir les modèles théoriques. Spicav étudie aussi la composition de l’atmosphère et les concentrations en divers éléments réactifs, en nuages et en aérosols.

« Sur Vénus, on ne s’attend pas vraiment à trouver de l’ozone en quantité notable, car s’il y en avait, on l’aurait déjà détecté », estime Jean-Loup Bertaux.

En revanche, l’atmosphère de notre plus proche voisine contient d’autres éléments forts réactifs comme l’anhydride sulfureux, dont l’association avec la vapeur d’eau est à l’origine des nuages d’acide sulfurique qui recouvrent la planète. La moyenne atmosphère contient également de petites quantités d’oxygène et de vapeur d’eau. L’étude du cycle chimique de ces éléments est importante pour pouvoir comprendre la formation des nuages de la couche inférieure.

Ce milieu peu accueillant en fait pourtant rêver certains, selon Håkan Svedhem, responsable scientifique de la mission Venus Express à l’ESA, et Jean-Loup Bertaux, également principal investigateur de Spicav : « quelques scientifiques pensent que si une vie a jamais pu se développer sur Vénus, ce qui pourrait en subsister aujourd’hui aurait pu se réfugier dans des gouttelettes d’acide sulfurique, sur le modèle de certaines bactéries extrêmophiles terrestres ».

La recherche d’une vie plus qu’hypothétique n'est cependant pas l’objectif de Spicav. Il s’attache plutôt à traquer des émissions lumineuses dans la haute atmosphère, comme les aurores nocturnes liées à l’interaction directe avec le vent solaire qui ionise le dioxyde de carbone et génère du plasma, ou les émissions liées à la recombinaison de l’oxyde nitrique, comme sur Mars, et qui constituent ici aussi un parfait traceur de la dynamique atmosphérique. Spicav se livre également à une étude détaillée des émissions ultraviolettes d’origine inconnue sur la face diurne et assistera le spectro-imageur Virtis et le spectromètre PFS dans leur observation des émissions thermiques de la face nocturne.

L’eau lourde et les océans de Vénus

Le vent solaire interagit avec la haute atmosphère entraînant la perte d'atomes d'hydrogène

Grâce à la très haute résolution spectrale fournie par le spectromètre SOIR – de l’ordre de 0,15 nm - les scientifiques se sont également lancés à la recherche de molécules d’eau lourde dans l’atmosphère de Vénus. Cette chasse au deutérium (un isotope de l’hydrogène dont le noyau compte un neutron) passionne Jean-Loup Bertaux : « sur Terre, on trouve environ une molécule d’eau demi-lourde (hydrogène-deutérium-oxygène) sur 3 000 molécules d’eau. Sur Vénus, il y en aurait 100 à 150 fois plus, soit environ 1 molécule sur 25».

Cette forte concentration - révélée par la mission américaine Pioneer Venus de la NASA en 1978 et vérifiée depuis la Terre par des astronomes de l’observatoire de Meudon – s’explique par la décomposition des molécules d’eau dans la haute atmosphère. Alors que l’hydrogène libéré s’échappe facilement vers l’espace, le deutérium, deux fois plus lourd, aura moins de facilité à quitter la planète, tant et si bien qu’au cours des milliards d’années, sa concentration augmente par rapport à celle de l’ hydrogène.

« Si l’on part de l’hypothèse que le deutérium ne parvient jamais à s’échapper, cela signifie alors que la quantité d’eau à l’origine était 150 fois supérieure à ce qu’elle est aujourd’hui. Mais comme on estime qu’il n’y a dans l’atmosphère de Vénus que suffisamment d’eau pour faire une couche de 3 cm à la surface de la planète, cela représenterait à peine 4,5 m d’eau dans les océans vénusiens d’autrefois, contre quelque 2,8 km de moyenne à la surface de la Terre ».

« Toutefois, poursuit Jean-Loup Bertaux, si on parvient à déterminer qu’une partie du deutérium réussit à s’échapper, ces 4,5 m ne représenteront que la valeur inférieure de nos estimations ».

Au-delà de Vénus

Pour Håkan Svedhem, cette recherche d’un éventuel ancien océan vénusien recouvre un mystère encore plus grand : « pourquoi la Terre, Vénus et Mars, qui semblent toutes trois avoir eu de l’eau liquide à leur surface à une époque, ont-elles évoluées si différemment ? »

La promesse d’une meilleure compréhension des mécanismes qui régissent l’évolution des planètes telluriques pourrait même nous amener bien plus loin que nos plus proches voisines. Car si l’on considère que l’eau liquide est nécessaire à la vie telle que nous la connaissons, elle nous permettra d’affiner le cadre de nos recherches hors du système solaire, avec les futurs observatoires conçus pour débusquer les exoplanètes, comme l’interféromètre Darwin, de l’ESA.

Avant même ses premiers résultats autour de Vénus, les performances du spectromètre SOIR ne sont pas passées inaperçues et certains imaginent déjà de pouvoir l’utiliser autour d’autres planètes, relève Jean-Loup Bertaux :

« La NASA a lancé un appel d’offres pour une future mission Mars Scout en 2011 et deux des équipes candidates ont déjà demandé à faire figurer SOIR dans leur charge utile ».