Ce satellite de Saturne possède une atmosphère dense composée principalement d'azote et le méthane. La dissociation de ces deux espèces principales par des photons UV et des particules énergétiques produit un ensemble de molécules complexes et une couche d'aérosols globale. Titan est un satellite avec une météorologie vigoureuse, comportant de nombreux cycles encore mal définis, une surface présentant diverses structures (lits de rivières asséchés, dunes, cratères, lacs d'hyrdocarbures et peut-être des cryovolcans) et une photochimie bien plus riche que ce qui était prévu initialement.

L'étude de Titan est intéressante pour l'ensemble des processus en jeu (météorologie et climat, photochimie) mais aussi car il s'agit également d'un analogue de la terre primitive. En particulier la photochimie qui y prend place est de nature à produire des molécules prébiotiques et la brume photochimique omniprésente est de même nature que celle qui a protégé les basses couches de la Terre au debut de l'apparition de la vie.

En 2004, la mission Cassini-Huygens (NASA/ESA) est entrée dans le système de Saturne, et depuis, les instruments de l'orbiteur Cassini observent Saturne et ses satellites régulièrement. L'orbiteur passe aux abords de Titan une fois par mois en moyenne, et produit une grande quantité d'information. En 2005, Huygens est descendue dans l'atmosphère de Titan et a permis d'observer et de mesurer les propriétés atmosphériques de l'intérieur, produisant ainsi un jeu de mesure in situ unique. La compréhension du système climatique de Titan passe par l'analyse de ces observations. Au GSMA, nous analysons divers types d'observations photométriques pour caractériser les couches d'aérosols et de nuages.

Notre intérêt se porte, d'une part, sur la brume stratosphérique et troposphérique ainsi que la couche nuageuse pour ensuite caractériser le système climatique et, d'autre part, sur la brume de haute altitude et la connexion entre les processus chimiques et les aérosols. La partie la plus importante du travail consiste à développer des modèles de définition des propriétés atmosphériques puis, en utilisant des modèles de transfert radiatif (SHDOMPP, SPSDISORT,...), à modéliser l'interaction entre la lumière solaire et la planète dans différentes géométries.

L'atmosphère de Titan

L'atmosphère de Pluton est très similaire à celle de Titan en termes de composition, en effet elle contient du N2 accompagné de traces de CH4 et de CO. Mais, localisée bien plus loin du Soleil, sa structure thermique présente des températures bien plus basses que celles qu'on rencontre dans l'atmosphère de Titan.

Les observations récentes de Pluton avec la sonde New Horizon ont révélé une atmosphère ténue, une fine couche de brume et une surface composite complexe. Plusieurs espèces chimiques, comme le N2, CH4, C2H2, C2H4 et C2H6 ont été observées par la sonde tandis que le CO, le HCN et le CH4 le sont par les radiotélescopes. Les aérosols sont probablement formés par photochimie d'une manière plus ou moins similaire à celle de l'atmosphère Titan, ils sont soumis à des processus dynamiques, et en dessous d'un certain niveau, des processus nuageux sont également supposés avoir lieu. La présence de nuages a de nombreuses conséquences : elle élimine le gaz et modifie sa distribution verticale, elle change aussi la distribution verticale des particules parce qu'elle produit un lessivage, et finalement ceci induit une modification des champs radiatifs, et des flux de matière à l'échelle planétaire.

Les deux modèles développés jusqu'à présent pour comprendre la microphysique de Pluton sont produits avec un modèle de nuage qui ne suit pas les lois canoniques de la microphysique. Ainsi, les réponses de ce modèle différent probablement de celles d'un modèle microphysique «standard» de nuages. La détection d'une grande quantité de HCN (plusieurs ordres de grandeur au-delà du niveau de saturation) a été faite en longueur d'onde millimétriques. Les modèles de microphysique actuellement utilisés peinent à expliquer cette observation. En effet, pour rendre compte de cette quantité d'HCN, sans sursaturation, les auteurs invoquent une couche chaude en altitude qui peut ne pas être visible par les observations.

Cependant, des calculs de taux de nucléation montrent qu'un grand taux de saturation est nécessaire pour que HCN puisse condenser dans l'atmosphère de Pluton, en raison de sa faible pression de vapeur, alors même que les noyaux de condensation sont disponibles en abondance. Nous allons donc chercher à construire un nouveau modèle résolvant ce dilemme.

L'atmosphère de Pluton vue par la sonde New Horizon

Les atmosphères d'un grand nombre d'exoplanètes ont la particularité de subir des températures bien plus élevées que celles des planètes du système solaire. Cette caractéristique physique originale ouvre la voie à des travaux sur les atmosphères planétaires en conditions extrêmes. En raison des biais introduits par les techniques d'observation, jusqu'à présent la majorité des planètes extrasolaires découvertes sont des géantes orbitant à proximité de leur étoile hôte. Les données actuelles indiquent que les milieux atmosphériques des exoplanètes possèdent une chimie complexe.

En effet, les hautes températures permettent la présence d'éléments lourds dans la phase vapeur, ce qui comparé à ce qu'on trouve dans le système solaire, conduit à une chimie de plus grande complexité. La détection d'aérosols dans ces atmosphères est un indice fort en faveur de cette complexité, tout en démontrant une fois de plus l'ubiquité des aérosols photochimiques dans les atmosphères planétaires. Comme notre compréhension des atmosphères à haute température est encore limitée, nos investigations seront moins élaborées comparées à ce qui ce fait maintenant dans le contexte de Titan.

Notre objectif principal est de clarifier la nature exacte des la composition chimique de ces atmosphères, ceci en identifiant le rôle joué par les différentes sources d'énergie. En plus de la chimie des éléments C, N, H, O qu'on trouve sur Titan, dans le cas des exoplanètes on doit également prendre en compte Si, S, Na, K et éventuellement quelques autres espèces qui sont observées ou susceptibles de l'être. Une fois que nous aurons une meilleure connaissance de cette composition chimique, on pourra alors étudier le rôle des réactions chimiques dans la structure thermique de ces atmosphère, ceci en calculant les taux de chauffage ou refroidissement associés aux espèces impliquées.

Nous mènerons également des investigations sur les mécanismes pouvant expliquer la croissance moléculaire et la production d'aérosols dans ces milieux. Finalement, le calcul du dépôt d'énergie et la détermination de la composition chimique permettront d'atteindre l'efficacité du chauffage atmosphérique. L'obtention de ce paramètre est crucial pour l'estimation de l'échappement atmosphérique, grandeur physique qui contrôle la durée de vie des atmosphères tout comme leur composition chimique.

Le capteur ODS a déjà une longue histoire. Il a été développé au début des années 90 dans le but d'obtenir un instrument simple, léger, posé au sol et pouvant observer les nuages et les poussières dans l'environnement martien. Initialement conçu pour un projet de mission, MetEgg, l'instrument fût finalement réalisé et embarqué sur la mission Mars 96 (CNES/RosKosmos). Mais, suite à la défaillance du lanceur, il termina sa course dans l'océan Pacifique. Il fût ensuite inclus dans de nombreuses charges utiles de mission mais qui n'ont pas abouties. En 2011, ODS a été sélectionné lors d'un appel d'offre ESA/NASA dans la charge utile du paquet météorologique italien DREAMS (Mission ESA EDM/EXOMARS 2016) pour le lander d'Exomars 2016. Le but premier du module d'entrée et de descente (EDM) est d'être un démonstrateur pour un atterrissage sur Mars. La durée estimée de la mission de 8 jours devait permettre de caractériser l'environnement immédiat de la sonde. Cependant, le capteur ODS n'est finalement pas parti suite au défaut de soutien du CNES lorsque l'agence russe ROSKOSMOS a pris le partenariat avec l'ESA, à la place de la NASA. ODS est actuellement sélectionné pour le lander d'Exomars 2020 (Mission ESA/RosKosmos), mais sous responsabilité russe cette fois pour permettre son financement et son embarquement. Il fera partie d'une suite d'instruments dans un paquet instrumental qui fera un suivi météorologique de longue durée. L'analyse du signal d'ODS sur Exomars 2020 se fera en collaboration avec les chercheurs de l'IKI (à Moscou) et de l'INTA (en Espagne).

Plus d'informations sur ODS

Phobos Grunt :

Le but de Phobos Grunt, mission de l'agence russe ROSKOMOS, était de permettre de cerner l'origine de Phobos (et certainement de Deimos), un satellite de Mars. L'ensemble des instruments devaient déterminer sa composition et de la comparer à celle de la matière primitive de la nébuleuse solaire, et enfin de déterminer le rôle joué par les impacts d'astéroides dans la formation des planètes. Dans cette mission, qui a finalement échoué au lancement, le spectromètre à diode laser TDLAS (PI Georges Durry) devait faire les analyses optiques de la phase gazeuse issue d'une pyrolyse d'échantillons prélevés sur Phobos. C'était l'un des quatre instruments chargés de caractériser la phase volatile du sol de Phobos. Cet instrument, dont une version existe encore au GSMA, est capable de mesurer la quantité d'eau, de gaz carbonique et de méthane ainsi que leurs isotopes. L'ensemble de ces mesures est réalisé par quatre diodes différentes couvrant des raies caractéristiques de ces éléments. Malgré l'échec au lancement de Phobos-Grunt en 2011, TDLAS est devenu un instrument spatialisé avec un niveau de préparation (TRL) extrêmement élevé. Cela en fait un instrument qui peut être proposé pour des missions à venir vers d'autres objets du système solaire (Mission vers la Lune).

Exomars 2020 :

Les missions Exomars ont pour but de caractériser l'habitabilité de Mars. Il s'agit de deux missions (2016 et 2020) comportant un orbiter et un module de descente en 2016 et un rover et une plate-forme en 2020. La mission Exomats 2016 a échoué dans sa phase d'entrée dans l'atmosphère martienne. L'instrument TDLAS est prévu dans la charge utile de la plate-forme en 2020, sous responsabilité russe. Le but est de réaliser des mesures extrêmement précise de méthane sur Mars. Il s'agit là d'une question fondamentale car il y a une dizaine d'années, le méthane a été détecté par un instrument de Mars-Express (PFS), puis par des mesures télescopiques. Tout récemment, SAM, sur le rover Curiosity, a aussi détecté du méthane. La validité de la détection du méthane a longtemps fait débat et n'est pas encore totalement tranchée. En effet, les quantités détectées sont très faibles, à la limite du bruit pour les instruments optiques ou pouvant être produite par de la contamination pour l'instrument de Curiosity. Cependant la convergence des observations renforce tout de méme l'existence du méthane sur Mars. La particularité de ces observations est que le méthane y apparait trés variable dans le temps et dans l'espace. Or, le temps de vie sur Mars est en principe de 300 ans ce qui devrait lui assurer une très bonne homogénéité. C'est dans ce contexte que se feront les mesures extrêmement précise du méthane par spectroscopie laser.