Le thème Planétologie repose sur une coopération nationale et internationale ancienne qui conduit le LPGNantes à être co-investigateur sur un grand nombre de missions réparties entre deux actions d'observatoire
  • Dynamique des satellites de glace (O. Grasset)
  • Dynamique et évolution des planètes telluriques (N. Mangold)
Programme planétologie

La mise en place de l'OSUNA s'accompagne de l'ouverture d'une nouvelle coopération entre le LPGNantes et SUBATECH dans le domaine de la télédétection Hyperspectrale et LIBS appliquée à l'étude de Mars.

En plus du CNES, ce thème est soutenu par le
NASA-JPL
où le LPGNantes est représenté par Christophe Sotin
et par l'
ESA

Dynamique des satellites de glace


- Observation et caractérisation de la surface de Titan

Titan, la plus grosse lune de Saturne, et la Terre sont les deux seuls corps du système solaire à posséder une atmosphère massive composée majoritairement d'azote. Titan se distingue néanmoins de la Terre par la présence de quelques pourcents de méthane dans son atmosphère (~1.5% et jusqu'à 5% près de la surface). Le méthane dans l'atmosphère de Titan joue un rôle similaire à l'eau sur Terre : il produit un effet de serre notable et peut se condenser et précipiter à la surface. Par contre, le cycle du méthane sur Titan n'est pas un système clos; ce dernier est en permanence détruit suite à des réactions photochimiques induites par les ultraviolets solaires dans la haute atmosphère de Titan. De ce fait, le méthane présent actuellement dans l'atmosphère devrait disparaître totalement en quelques dizaines de millions d'années si aucun renouvellement ne se produit. L'observation de Titan dans le domaine infrarouge et radar permet de contraindre le cycle du méthane à la fois sur une échelle saisonnière mais également sur des échelles de temps géologiques en identifiant les sources potentielles de méthane.

Exemple Titan
Depuis le 26 Octobre 2004, la sonde Cassini en orbite autour de Saturne, a effectué près d'une cinquantaine de  passages au-dessus de différentes régions de Titan (et elle pourra en effectuer plus d'une centaine d'ici 2016, lors de la mission étendue). Le LPGNantes participe plus spécifiquement à l'implémentation des observations de la caméra hyperspectrale infrarouge VIMS, au traitement de ces données et à leur interprétation.

ESA Cassini-Huygens

- Expérimentation Haute Pression - Basse Température sur les glaces
 
La compréhension des observations faites sur Titan s'appui sur des travaux de LPGNantes initiés en 1997 sur l'étude des constituants des lunes de glace. Un laboratoire expérimental unique au monde a été monté à Nantes pour étudier ces glaces de haute pression et ainsi permettre l'interprétation des données infrarouge VIMS et contraindre la composition et la structure de l'intérieur des lunes glacées. Les objectifs sont (i) de déterminer le domaine de stabilité des glaces et hydrates pour les gammes de pression et de température attendues à l'intérieur des lunes de glace, et (ii) de caractériser la signature infrarouge et Raman de différents matériaux glacés que l'on pourrait rencontrer à la surface de Titan et des autres lunes.Exemple Titan 2
Exemple de points expérimentaux obtenus en 2007 sur la stabilité des clathrates en fonction de la composition du fluide et des concentrations en méthane.

Les expériences effectuées ces dernières années à l'aide de ce matériel ont permis d'améliorer notre connaissance des diagrammes de phases binaires H2O-NH3, H2O-CO2, H20-CH4 dans des gammes de pression inexplorée auparavant, et de commencer à explorer les diagrammes de phases ternaires CH4-NH3-H2O. Les premiers spectres infrarouges de clathrates d'hydrate de méthane et d'autres hydrates sont actuellement en cours d'acquisition.


- Modélisation de la dynamique interne des satellites et des processus d'échange

Depuis le début de la mission Galileo, le laboratoire s'est engagé dans le développement d'outils numériques, adaptés des modèles terrestres, capables de simuler la dynamique interne et l'évolution thermique des satellites de glace. Les découvertes d'activité interne sur Encelade et sur Titan par la sonde Cassini ont encore plus souligné l'intérêt de développer des modèles numériques afin d'interpréter les données recueillies et de reconstruire l'histoire géodynamique des satellites.
Cette activité de recherche s'articule autour de deux axes  principaux :
1- la modélisation des déformations viscoélastiques de marée et le couplage avec le transfert thermique en géométrie 3D.
2- la modélisation des processus d'échange entre la croûte, la surface et l'atmosphère.

Le développement d'un nouvel outil numérique en géométrie 3D sphérique en collaboration  avec O. Cadek (Charles Univ., Prague) nous a permis de simuler la déformation viscoélastique d'Encelade et de contraindre l'origine de son étonnante activité au pôle sud (Tobie et al. 2008). L'adaptation du code de convection thermique en géométrie 3D sphérique développé au laboratoire par G. Choblet, à l'étude des satellites de glace a permis en outre de contraindre l'évolution primitive de Japet (Robuchon et al., en préparation). Le couplage entre le code de convection thermique et le code de déformation de marée est en cours de réalisation et permettra à terme de décrire simultanément les processus de déformation de marée et les transferts internes de chaleur.

- Modélisation expérimentale morphologique de Titan

Les lacs et réseaux hydrographiques de Titan, récemment découverts par la sonde Cassini, présentent une morphologie particulière qui est caractéristique des processus de dissolution karstique opérant en milieu aride (Stofan et al. 2007, Bourgeois et al. 2008). L'analyse de la morphologie de ces lacs peut donc permettre de contraindre la nature des matériaux présents à la surface et dans l'atmosphère ainsi que l'évolution climatique et les échanges entre la subsurface, la surface et l'atmosphère de Titan.

Pour cela, il est d'abord nécessaire de comprendre la dynamique des processus aboutissant à la formation de ces morphologies particulières. Dans ce but nous développons, en collaboration avec l'Institut National d'Horticulture et du Paysage d'Angers, des modèles analogiques et numériques destinés à contraindre les conditions de croissance des formes karstiques (structure du sous-sol, solubilité des différents matériaux impliqués, intensité et récurrence des précipitations, topographie, présence d'un aquifère). Les modèles sont d'abord validés à l'aide d'analogues terrestres dont les conditions de formation et le fonctionnement sont observés et mesurés sur le terrain (lacs de dissolution karstique en Namibie). Ensuite, les lois déduites des modèles sont appliquées aux matériaux particuliers identifiés par l'imagerie hyperspectrale à la surface de Titan (hydrocarbures, glaces, clathrates), afin de contraindre la nature et l'histoire des processus ayant pu aboutir aux morphologies et aux compositions superficielles observées actuellement.


Dynamique et évolution des planètes telluriques


- Observation et caractérisation couplées de la surface et de l'intérieur de Mars 

Mars est la planète la plus étudiée dans le système solaire. Pendant la dernière décennie, les observations faites à bord des sondes européenne Mars Express et américaines Mars Global Surveyor, Mars Odissey, Mars Reconnaissance Orbiter, ainsi que par les rovers ont apporté de nombreux éléments pour comprendre la planète Mars, mais ont aussi et surtout posé de nouvelles questions, concernant (par exemple) l'origine et l'intensité des anomalies magnétiques, les conséquences et les conditions de l'arrêt d'une dynamo éventuelle, l'évolution des conditions en surface, déterminantes pour les processus physico-chimiques liés à la présence de minéraux hydratés.

ESA Mars Express

Morphologie de la surface

La géomorphologie de Mars est un vaste champ d'étude qui couvre des disciplines variées, allant de la tectonique au volcanisme, de l'érosion à la sédimentation, et où bien des questions restent posées. Par exemple, les terrains anciens (<3.5 Ga) sont traversés par des vallées similaires à des réseaux fluviaux sur Terre. Certaines études suggèrent une prédominance des écoulements souterrains en relation avec l'activité hydrothermale, d'autres des processus fluviaux identiques à la Terre reliés à un cycle de l'eau et une atmosphère plus dense qu'aujourd'hui. La compréhension des réseaux de vallées est un passage indispensable pour contraindre les modèles atmosphériques et comprendre le cycle de l'eau de l'époque primitive de Mars. Dans une époque plus récente, des formes lobées représentant des glaciers pourraient contenir de la glace à moyenne latitude. La nature et les températures sous lesquels ces glaciers se sont formés reste mal comprises. Ces questions sont typiques des questions que la géomorphologie peut essayer de résoudre, de manière qualitative ou quantitative.

Minéralogie de la surface

L'imagerie hyperspectrale dans le visible et le proche infrarouge permet, depuis l'orbite, de déterminer la composition des surfaces planétaires. Le laboratoire s'est concentré sur les méthodes d'analyse des données hyperspectrales OMEGA/Mars Express pour lesquelles nous sommes Co-I (i.e. Combe et al., 2008), et sur l'analyse détaillée de certaines régions présentant des signatures de sulfates et oxydes de fer (Gendrin et al., 2005 ; Bibring et al., 2007), et en particulier East Candor Chasma (Le Deit et al., 2008) et Aram Chaos (Massé et al., soumis à JGR). Il est envisagé d'appliquer ces méthodes aux données CRISM/MRO, et d'étendre ces études à d'autres régions de Mars, en particulier pour la définition des sites d'atterrissage des missions à venir :

  • Mars Science Laboratory (2009)
  • ExoMars (2013)
  • Mission de retour d'échantillons (2018)

Gravimétrie et champ magnétique
Nous avons également développé un savoir-faire méthodologique dans le traitement des données, quelles soient magnétiques (élaboration de modèles de sources, pour prédire le champ magnétique à altitude constante) ou gravimétriques (modélisation du champ de gravité).
Le champ magnétique de Mars a été mesuré à une altitude variant de 370 à 430 km par MGS entre 1999 et 2006. Il existe aussi une couverture très incomplète à plus basse altitude. Ces mesures ne peuvent pas être directement utilisées, à cause justement de leurs altitudes variables. Nous avons perfectionné une méthode, dite des sources équivalentes dipolaires, pour (1) ramener les mesures à altitude constante, (2) déduire les propriétés physiques des sources, et (3) permettre une comparaison de ces anomalies et propriétés magnétiques avec les autres mesures disponibles. Une première version de ce modèle a déjà été publiée et mise en ligne (Langlais et al. 2004). Mais ce modèle est largement perfectible, en utilisant plus de mesures (jusqu'à la fin de la mission MGS), en améliorant les méthodes de sélection de données pour réduire les perturbations du champ magnétique externe, et en affinant les distributions de sources magnétiques. Comme pour le premier modèle, cette nouvelle version sera mise à la disposition de tous dans le cadre des tâches d'observatoire.
Intégration des données et interprétation scientifique

L'étude croisée de la surface et de l'intérieur de Mars est l'une des spécialités de notre laboratoire. Le laboratoire est spécialisé dans l'intégration de données multiples pour fournir :
*    des cartes des anomalies magnétiques
*    des cartes des anomalies de gravité
*    de critères minéralogiques de la surface  (pyroxènes, olivines, minéraux hydratés, ...) déduit des données disponibles (OMEGA/Mars Express, CRISM/MRO, TES/MGS, GRS/Odyssey)


Exemple Mars
Différentes informations accessibles sur la région de Syrtis Major : (a) albédo ; (b) champ magnétique prédit à 200 km d'altitude, ici le champ total; (c) anomalie gravimétrique, jusqu'au degré 70; (d) répartition des orthopyroxènes ; (e) répartition des clinopyroxènes. La carte (b) est tirée d'un modèle de l'aimantation équivalente de Mars (Langlais et al., 2004). La carte (c) est dérivée du modèle des anomalies statiques du champ de gravité (Konopliv et al., 2006). Les cartes (d) et (e) ont été réalisées à l'aide d'un algorithme de mélanges linéaires appliqué aux données OMEGA).
 
 
- Modélisation expérimentale morphologique et minéralogique de Mars

Modélisation expérimentale morphologique

Les observations disponibles sur la surface des planètes et de Mars en particulier sont diverses. Les propriétés physiques (albedo, inertie thermique, constante diélectrique, présence d'hydrogène par exemple - déduites de caméras et capteurs) sont étudiées conjointement avec la topographie globale (MOLA et HRSC sur Mars par exemple), ou des données régionales comme la minéralogie de surface ou le radar, ou encore très ponctuellement avec les mesures faites au sol par les atterrisseurs.

Or l'interprétation de ces données variées, en termes de composition et d'évolution des surfaces planétaires, nécessite de comprendre la dynamique et l'histoire des processus d'évolution ayant pu aboutir aux morphologies, compositions et propriétés physiques telles qu'elles sont observables actuellement. Cette compréhension passe par l'expérimentation. Cependant l'expérimentation in-situ n'est pas possible et ne le sera probablement pas avant plusieurs décennies.

Dans ces conditions, nous développons une approche originale en deux temps, basée sur la modélisation numérique et expérimentale des processus d'évolution morphologique et compositionnelle des surfaces planétaires. Dans un premier temps, les modèles sont validés sur des analogues terrestres dont la dynamique est connue et dont l'évolution a été contrôlée par des paramètres mesurables in-situ. Ensuite les modèles sont appliqués aux surfaces planétaires pour déterminer les conditions (composition, processus, paramètres physiques, durées, histoire) nécessaires à la formation des morphologies, compositions et propriétés physiques observées par les orbiteurs et les atterrisseurs. Nous présentons ci-dessous quelques exemples d'application de cette méthode originale.

Modélisation géochimique des processus d'altération à la surface de Mars

Le traitement des images hyperspectrales de la surface martienne a permis l'identification de minéraux d'altération. Notamment les données indiquent la présence d'argile, de sulfate (gypse, kiesserite, ...) ou d'hématite témoignant d'une évolution des conditions d'altération au cours du temps. Le laboratoire propose de confronter ces données minéralogiques à celles obtenues à partir de modélisations numériques géochimiques des processus d'altération (logiciel Jchess). Plus particulièrement, cette approche fournira des données à la communauté scientifique permettant :
-      de vérifier que la formation des minéraux d'altération préalablement détectés à partir des images hyperspectrales est thermodynamiquement possible et si ces minéraux sont stables vis à vis des conditions régnant actuellement à la surface de Mars.
-      de déterminer des chemins réactionnels et de valider ainsi des processus aboutissant à la formation des minéraux d'altération détectés.
-      de contraindre plus précisément les conditions géochimiques associées aux processus d'altération en terme de pH, potentiel redox, composition chimique des fluides par exemple.

- Structure interne de Mercure

Mercure est la planète la plus proche de notre soleil, et c'est également l'une des moins connues. Une seule sonde a survolé Mercure en 1975, et moins de la moitié de la surface est connue. Mercure se singularise par au moins deux aspects : sa densité moyenne est très forte, ce qui indique un noyau de fer proportionnellement très important, et un champ magnétique très faible, mais probablement global et dipolaire. Les mission américaines (MESSENGER), et surtout européenne (BepiColombo), sur laquelle nous sommes impliqués, vont répondre à ces questions ainsi qu'à d'autres.

 - Le champ magnétique de la Terre : observations satellitaires (SWARM) et modèles

Si il est intéressant d'étudier (en particulier) le champ magnétique fossile de Mars, et celui dynamique mais très faible de Mercure, c'est pour pouvoir mieux comprendre le champ magnétique de la Terre et les processus à son origine. Sur Terre, le champ magnétique est mesuré dans les observatoires depuis 1840 environ. Ces mesures fournissent des informations sur l'évolution temporelle séculaire. En 1979, le satellite américain MAGSAT a volé pendant 6 mois, fournissant la première couverture globale du champ magnétique sur une orbite hélioynchrome. Il a fallu attendre vingt ans de plus pour avoir Ørsted, puis  CHAMP, deux satellites européens, toujours en service. Ces deux missions ont permis de faire des progrès dans la description et la compréhension du champ magnétique et de ses différentes sources (Olsen et al., 2000 ; Hulot et al. 2002).

La prochaine mission Swarm, le 5ème Earth Explorer de l'ESA, va être lancée en 2010. Cette mission a pour but d'identifier, cartographier et interpréter les différents champs magnétiques produits par la dynamo, la lithosphère aimantée, les courants magnétosphériques et ionosphérique, les courants induits dans le manteau, mais aussi les courants induits dans es océans. Trois satellites vont être lancés simultanément, sur des plans orbitaux choisis pour optimiser la séparation des différentes contributions magnétiques, de manière à réduire la limite que constitue les phénomènes et sources jusqu'ici non identifié. Swarm va embarquer des instruments de pointe, et va prendre le relais des missions en cours, pour une durée nominale de cinq années.


 
Thème piloté par Nicolas Mangold
porté principalement par le LPGN LPG
Dir. Olivier Grasset

Avec le soutien du CNES