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Utilisatrice:Eric.LEWIN/WP-Mars-FÉP/2020-2021 S1/Aurores martiennes

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Les aurores martiennes modifier

Modèle:Infobox Aurores

Les aurores martiennes n'ont pas toutes la même origine que celle observées sur Terre. Après avoir longtemps pensé qu'elles étaient systématiquement invisibles à l'œil nu car elles émettent en se formant majoritairement en dehors du spectre du visible, dans le domaine des ultraviolets, nous savons maintenant que grâce à l'interaction avec le dioxyde de carbone présent dans l'atmosphère pour certaines aurores une partie du rayonnement peut-aussi être émis dans le bleu (voire rouge ou vert en fonction de l'altitude). On en distingue 3 type, chacune ayant ses caractéristiques et ses zones d’apparition : il y a les « aurores diffuses », les « aurores discrètes » et les « aurores à protons ».

Pendant un peu plus d’une décennie, en raison de l’absence de magnétosphère actuelle martienne, les chercheurs se sont interrogés sur les causes de la formation des aurores sur la planète rouge. Récemment, grâce à la sonde MAVEN, les scientifiques ont pu déterminer que les aurores sont engendrées non seulement par l’impact du vent solaire sur l'atmosphère résiduelle de Mars, mais aussi sur la « couronne d’hydrogène » de Mars, c’est-à-dire sur un nuage plus ou moins éparse et dense d’hydrogène entourant la planète qui a été découvert pendant la mission.

L’observation de ce phénomène a commencé avec la détection en 2004 par la sonde européenne Mars Express équipée du spectromètre SPICAM d’une aurore de type que l’on nommera plus tard « diffuse ». La dernière avancée en date sur ce phénomène date de 2019, qui grâce aux mesures d’une nouvelle sonde MAVEN a permis de caractériser avec une plus grande précision les particularités des aurores à protons.

Historique des découvertes scientifiques modifier

Envoyé en 2003, ce n'est qu'en 2005 en survolant des zones d'anomalies magnétiques du champ résiduel que le spectromètre SPICAM à bord de Mars Express détecte une émission d'ultraviolets (UV) plus intense qu'ailleurs. En étudiant les données de cet évènement, les scientifiques ont conclu que cette amplification des UV devait correspondre à l'apparition d'une aurore.[1]

Cette découverte a laissé le monde scientifique perplexe. En effet, sur Terre c'est grâce à la magnétosphère qui a la particularité non seulement de retenir les molécules composant notre atmosphère mais aussi les particules du vent solaire qui y passe qui crée les aurores en favorisant l'interaction entre les molécules de haute atmosphère et le vent solaire. Or nous savons depuis 1997 grâce au satellite MGS que Mars ne possède plus de magnétosphère ce qui implique que son atmosphère s'échappe. Cependant s'il y avait des aurores cela signifiait que l'atmosphère martienne n'avait pas encore totalement disparue même si elle est réduite. Sa composition est radicalement différente de celle de la Terre, la grande majorité de l'atmosphère martienne est composée de dioxyde de carbone (CO2), c'est donc naturellement que les premiers scientifiques à s'atteler à la tâche ont pensé que c'était l'excitation du dioxyde de carbone par le vent solaire qui provoquait l'émission d'UV et infine la formation d'aurores, ce qui est un processus similaire à la formation de nos aurores polaires. En effet c'est la nature de l'élément chimique excité qui détermine l'énergie émise pour revenir à son état normal et donc la longueur d'onde du photon émis — donc sa couleur—, ce sont ces photons produits dans l'atmosphère que nous voyons sous forme d'aurores sur Terre). Ce processus a entre autres permis d'affirmer l'existence d'aurores sur Mars. Cependant à l'époque, on ne les différenciait par encore et on ne savait pas si elles étaient observables ou non, ils leurs manquaient des données.


Il a fallu attendre 2014 pour qu'en collaboration avec la NASA, le liégois Dr. Arnaud Stiepen avec le reste de son équipe de l'Université de Colorado en collaboration avec d'autres laboratoires à l'international, identifie dans les données de la sonde MAVEN lancée en 2013, des émissions d'UV aurorales sur la face nocturne de Mars un peu partout à la surface de la planète. Chaque temps d'émission aurorale a pu être lié avec un temps d'activité solaire intense - et donc des vents solaires plus forts. L'énergie des particules solaires détectées étaient d'environ 200keV, ce qui a permis l'apparition de ces aurores jusqu'à 60km d'altitude. L'explication retenue pour expliquer leur distribution aléatoire à la surface de Mars réside dans le fait qu'en l'absence de champ magnétique, il n'y a pas de «redirection» des particules du vent solaire vers les pôles exclusivement, ce qui implique que ces aurores peuvent se produire n'importe où, elle sont globales. Grâce à ces travaux un premier type d'aurore a été mis en lumière : les « aurores diffuses ».[2]


Parallèlement un groupe de chercheurs de l'Institut de Planétologie et d'Astrophysique de Grenoble (IPAG) dirigée par Jean Lilensten (directeur de recherches au CNRS) dont certains membres avaient déjà participé à la découverte des aurores sur Mars 10 ans plus tôt, a repensé une ancienne expérience du physicien Birkeland[3] qui avait permis à l'époque de mieux comprendre les aurores polaires terrestres. En améliorant l'expérience grâce aux placements de 2 sphères au sol ( et non plus une seule en l'air ), cela a permis, en plus du gain de mobilité et la possibilité de différentes associations à des distances différentes, de s'approcher d'une configuration plus proche de la réalité martienne c'est à dire d'une petite planète proche de son étoile et de donc de dévoiler des phénomènes singuliers.[4]

Ce projet s'intitule "Planeterella" et a eu pour objectif de reproduire les conditions de l'atmosphère martienne : c'est à dire qu'elle est remplie de dioxyde de carbone. ( ce qui compose 98% de l'atmosphère sur Mars ). L'expérience se fait en 2015 et révèle que les aurores sur Mars sont bleues mais aussi que le type d'émission auquel ils assistent est très particulier : il correspond à la bande Fox-Duffenbak-Barker du CO2, induisant qu'en fonction de l'altitude la couleur perçue changera.


Puis en 2015, une équipe de scientifiques dirigée Pr Jean-Claude Gérard de l'Institut d'Astrophysiques et de Géophysiques de l'ULg publient une nouvelle étude après avoir réanalysé les données rassemblées par SPICAM en 10 ans ( de 2004 à 2014 ). Cette étude mets en valeur un type nouveau d'aurores martiennes se formant uniquement au niveau des anomalies magnétiques du champ résiduel martien — ce champ résiduel est d'ordre paléomagnétique , c'est à dire que les roches en se formant ont gardé en mémoire le champ magnétique passé de leur époque et forment encore de nos jours entre-elles de léger champs paléomagnétique —. En raison de la distribution de ces roches qui ont gardé en mémoire le magnétisme, il se trouve que ces aurores ne se produisent que dans l'hémisphère Sud. (L'hémisphère Nord ne possède pas ces roches). Durant cette période de 10 ans, les données ont pu détecté une vingtaine de ces nouvelles aurores appelées « aurores discrètes » par l'étude. [5]

Finalement, dans la même année l'analyse des données récentes de MAVEN a distingué un dernier type d'aurore. Ces dernières se forment non pas via l'interaction vent-solaire/atmosphère résiduelle mais via l'interaction vent-solaire/couronne d'hydrogène. En effet, en cherchant entre autre l'origine de la disparition de l'eau sur Mars, MAVEN a découvert un nuage d'hydrogène englobant la planète de manière non uniforme qui se comportait de manière étrange : pendant quelques heures les UV émis par ce nuage avait un pic (avant de redescendre). Simultanément un autre équipement à son bord SWIA ( Solar Wind Ion Analyzer ) enregistrait un pic au niveau des protons émis par le vent solaire. Cependant c'est théoriquement impossible : les particules chargées, sont normalement déviée par l'arc de choc (bowshock) de la planète Mars [6]— zone séparant les vents stellaires du milieu interstellaire, dont les variations pour Mars, de localisation ont également été identifiées durant la mission —. Cependant, ces protons arrivent tout de même à passer cette barrière en "volant' un des électrons périphérique du nuage d'hydrogène, devenant ainsi électriquement neutre et pouvant continuer leur route vers l'atmosphère. En arrivant dans l'atmosphère, ils n'ont quasiment rien perdu de la vitesse de leur précédent état de protons, et c'est donc en se heurtant progressivement dans la fine atmosphère martienne afin de ralentir qu'il y a libération des UV et donc formation d'aurores. L'étude a appelé ces aurores des « aurores à protons ».[7]Du fait de leur origine solaire très prononcée, ces aurores n'apparaissent que sur la face éclairée de Mars, elles sont difficilement repérables. Cependant de nombreux scientifiques avancent que ce type d'aurore est en réalité le plus répandu sur Mars.

Les différents types d'aurores martiennes modifier

Aurores discrètes modifier

Formation modifier

L'étude menée par le Pr. Jean-Claude Gérard ayant mené à la catégorisation de ce type d'aurore a permis de mettre en lumière plusieurs caractéristiques exclusives. La surface de Mars représente un peu près la surface qu'aurait nos continents mis à bout, cependant sur toute cette superficie disponible ces aurores discrètes ne se produisent qu'en des lieux très localisés : au niveau du pôle Sud martien.

En effet à la manière du basalte de notre croûte océanique qui retient les informations du champ magnétique à l'époque de sa formation ce qui permet d'observer les inversions polaires et de dater la roche, la distribution des aurores discrètes sur Mars est aussi du à un phénomène de paléomagnétisme. En se formant certains minéraux ferromagnétiques des roches martiennes ont la propriété de calquer leur moment magnétique sur celui global de la planète[8]. Il en résulte que même si le champ magnétique global disparaît, l'aimantation au sein des minéraux demeure. C'est de l'aimantation de ces roches que naît ce qu'on appelle le « champ magnétique résiduel martien » qui est en réalité un champ paléomagnétique entre les roches concernées par cette mémoire magnétique. Il se trouve que ces roches se trouvent quasiment exclusivement dans l'Hémisphère Sud, principalement au niveau du pôle. En étudiant la topographique de la planète, contrairement à l'Hémisphère Nord qui est composé de plaines basses avec peu de relief, l'Hémisphère sud possède beaucoup plus d'aspérités, de cette différence «dichotomique crustale», on remarque qu'il y a peu être une cause à cette « dichotomie magnétique ». Le monde scientifique est encore cependant partagé sur la question et aucune théorie n'a encore tranché sur la question.

Ces aurores sont formées grâce aux électrons transportés par le vent solaire, on appelle cela des «précipitations énergétique d'électrons». Leur énergie n'a pas besoin d'être excessivement élevée[9] pour que le processus d'ionisation de la ionosphère se situant dans la haute atmosphère s'enclenche, excite le dioxyde de carbone, qui relâche un photon en se désexcitant pour retourner à son état stable et ainsi de suite. La localisation de ce processus est guidé par le champ magnétique résiduel : en effet il ne se produira qu'à la frontière entre les lignes magnétiques fermée et les lignes magnétiques ouvertes selon une ligne verticale un peu penchée prenant le forme d'un parapluie qui accélère la vitesses des électrons y pénétrant. [10]

Caractéristiques modifier

D'après l'analyse des données, ces aurores sont assez larges : elles s'étendent sur environ 30km en moyenne. Toutefois contrairement aux aurores diffuses, elles sont beaucoup plus haute dans l'atmosphère à une altitude d'environ 130-140km. En liant ces estimations tirées des analyses de données des différentes sondes avec l'expérience de Planeterrella, nous pouvons supposé que ce type d'aurores est principalement bleu, cependant sachant que l'altitude des aurores va dépendre de l'inclinaison de la ligne magnétique directrice verticale, l'émission des photons lors de la désexcitation du dioxyde se fera sur une autre longueur d'onde, donc une autre couleur. (par exemple rouge aux alentours de 160km).


Aurores diffuses modifier

Formation modifier

Les aurores diffuses n'ont pas de condition précise d'apparition car elles n'ont pas de lien avec le champ magnétique martien ou la nécessité d'être sur la face éclairée, c'est pourquoi elles peuvent se produire globalement n'importe où. D'ailleurs la majeure partie des aurores diffuses connues à ce jour d'après les travaux d'Arnaud Stiepen et de ses collaborateurs, ont été observé sur la face nocturne.

Le phénomène à l'origine de ces aurores est le même que pour les aurores discrètes (sans l'influence du magnétisme) : ce sont les électrons transportés par le vent solaire qui en entrant en collision avec le dioxyde de carbone dans l'atmosphère l'excite en lui faisant absorber de l'énergie (environ 100-200 keV[11] au début) l'obligeant ainsi à émettre un photon pour retrouver sa stabilité. Le photon émis perturbera électriquement la molécule suivante et ainsi de suite.

Caractéristiques modifier

De part l'énergie électronique nécessaire à leur apparition, le processus d'absorption/émission à l'origine des aurores s'étend sur une distance dans l'atmosphère beaucoup plus grande avant de venir à s'épuiser, d'où la possibilité d'observer des aurores diffuses jusqu'à 60km d'altitude. Apparaissant en moyenne à de faibles altitudes, il est donc rare que ce type d'aurores soit visible à l'oeil nu selon les conclusions de l'expérience de Planeterrella.


Aurores à protons modifier

Formation modifier

Comme leur nom l'indique, ce type d'aurore découvert récemment n'a pas pour origine les électrons contenus dans le vent solaire, mais bien ses protons. En temps normal, les protons auraient du mal à passer l'atmosphère martienne d'une part parce que leur rayon de giration est plus grand que celui de l'électron, mais aussi parce que l'arc de choc dévie normalement les particules chargées.

Cependant grâce au nuage d'hydrogène découvert par MAVEN[12] (aussi appelé "couronne d'hydrogène") le passage des protons jusqu'à la haute atmosphère est désormais possible. Ce nuage non homogène est situé en dehors de l'atmosphère et juste avant l'arc de choc de la planète. En passant dedans, les protons H+ du vent solaire s'associent avec les électrons périphériques de l'hydrogène H ( l'Hydrogène ne contenant qu'un seul et unique électron, la séparation est d'autant plus facile que le proton va aussi chercher à se stabiliser ).[13] Après son passage dans la couronne d'hydrogène, le proton est désormais un atome d'H bien formé et électriquement neutre mais a cependant laissé derrière lui dans le nuage des hydrogènes en manque d'électrons devenus à leur tour des H+ qui ont besoin de se restabiliser, ce qui explique l'observation de MAVEN indiquant des pics d'intensité des protons au niveau du nuage en parallèle de l'observation d'une aurore à proton.

Il faut savoir que le vent solaire qui balaie les planètes expulse des particules de 300 à 800km/h, les protons qui sont donc entrés dans le nuage d'hydrogène pour voler un électron et qui forment maintenant de l'hydrogène sont donc toujours relativement rapides. Ce n'est qu'en pénétrant dans l'atmosphère martienne que leur vitesse va diminuer : en effet l'atmosphère martienne est beaucoup plus dense que le nuage éparse d'hydrogène, donc il y aura beaucoup plus de collisions possibles avec les atomes présents dans cette ionosphère. A chaque collision, il y a un transfert d'énergie qui induit une émission d'un rayonnement dans les UVs et une diminution de l'énergie cinétique. ( En effet, nous avons à faire à une collision inélastique, à chaque collision il y a une perte de masse d'un côté car l'électron se dissocie, l'énergie cinétique du début n'est donc pas conservée selon les lois fondamentales de la dynamique).

Caractéristiques modifier

En raison de l'absence de champ magnétique Martien et du fait que les aurores à protons martiennes peuvent se produire n'importe où du moment que la face est éclairée, il se trouve que ce type d'aurores est estimé comme étant le plus courant sur Mars. ( Sur Terre par exemple, elles ne sont possibles qu'au niveau des pôles sous des conditions particulières ). Par exemple en été, si on ne ne considère que la face éclairée côté hémisphère Sud, les aurores à protons représentent 80% des aurores qui ont lieu.[14]

Récemment en 2019,des scientifiques commencent à établir une corrélation l'évolution de la couronne d'hydrogène de Mars et la fréquence des aurores à protons, si ce lien est avéré cela pourrait permettre de traquer l'eau qui a disparu de la surface en partant dans l'espace dans le temps en raison de la perte du champ magnétique. En effet on pense que la couronne d'hydrogène est un résidu de l'eau s'ayant échappée de l'atmosphère martienne : des études en collaboration avec l'Université de Colorado présentée en décembre 2019 au meeting de l'Union américain de géophysique (AGU) on montré qu'en été principalemen, quand l'orbite de Mars est plus proche du soleil, l'augmentation de la chaleur cause l'évaporation de l'eau sur Mars, dont les molécules ( oxygène et hydrogène ) se font séparer par l'énergie des UVs provenant du soleil. L'hydrogène ainsi produit continue à dériver et se retrouve ensuite dans la couronne d'hydrogène autour de la planète, c'est pourquoi en été la couronne est plus dense et les aurores à protons plus fréquentes. [15]


Notes et références modifier

  1. ↑ (en) Jean-Loup Bertaux, François Leblanc, Olivier Witasse et Eric Quémerais, « SPICAM/MEX Discovery of Aurora on Mars », {{Article}} : paramètre « périodique » manquant, vol. 37,‎ , p. 664 (lire en ligne, consulté le )
  2. ↑ (en) N. M. Schneider, J. I. Deighan, S. K. Jain et A. Stiepen, « Discovery of diffuse aurora on Mars », Science, vol. 350, no 6261,‎ (ISSN 0036-8075 et 1095-9203, PMID 26542577, DOI 10.1126/science.aad0313, lire en ligne, consulté le )
  3. ↑ « Terrella », dans Wikipédia, (lire en ligne)
  4. ↑ « La planeterrella - le simulateur d’aurores polaires », sur planeterrella.osug.fr (consulté le )
  5. ↑ (en) Lauriane Soret, Jean-Claude Gérard, Nick Schneider et Sonal Jain, « Characteristics of the Martian discrete auroral emissions observed with MAVEN-IUVS », European Planetary Science Congress,‎ , EPSC2020–224 (lire en ligne, consulté le )
  6. ↑ (en) Jacob R. Gruesbeck, Jared R. Espley, John E. P. Connerney et Gina A. DiBraccio, « The Three-Dimensional Bow Shock of Mars as Observed by MAVEN », Journal of Geophysical Research: Space Physics, vol. 123, no 6,‎ , p. 4542–4555 (ISSN 2169-9402, DOI 10.1029/2018JA025366, lire en ligne, consulté le )
  7. ↑ (en) J. Deighan, S. K. Jain, M. S. Chaffin et X. Fang, « Discovery of a proton aurora at Mars », Nature Astronomy, vol. 2, no 10,‎ , p. 802–807 (ISSN 2397-3366, DOI 10.1038/s41550-018-0538-5, lire en ligne, consulté le )
  8. ↑ « Géologie de Mars », dans Wikipédia, (lire en ligne)
  9. ↑ (en) Robert J. Lillis et David A. Brain, « Nightside electron precipitation at Mars: Geographic variability and dependence on solar wind conditions », Journal of Geophysical Research: Space Physics, vol. 118, no 6,‎ , p. 3546–3556 (ISSN 2169-9402, DOI 10.1002/jgra.50171, lire en ligne, consulté le )
  10. ↑ (en) J.-C. Gérard, L. Soret, L. Libert et R. Lundin, « Concurrent observations of ultraviolet aurora and energetic electron precipitation with Mars Express », Journal of Geophysical Research: Space Physics, vol. 120, no 8,‎ , p. 6749–6765 (ISSN 2169-9402, DOI 10.1002/2015JA021150, lire en ligne, consulté le )
  11. ↑ (en) J. -C. Gérard, L. Soret, V. I. Shematovich et D. V. Bisikalo, « The Mars diffuse aurora: A model of ultraviolet and visible emissions », Icarus, vol. 288,‎ , p. 284–294 (ISSN 0019-1035, DOI 10.1016/j.icarus.2017.01.037, lire en ligne, consulté le )
  12. ↑ (en) M. S. Chaffin, J. Y. Chaufray, J. Deighan et N. M. Schneider, « Three-dimensional structure in the Mars H corona revealed by IUVS on MAVEN », Geophysical Research Letters, vol. 42, no 21,‎ , p. 9001–9008 (ISSN 1944-8007, DOI 10.1002/2015GL065287, lire en ligne, consulté le )
  13. ↑ Bill Steigerwald, « “Stolen” Electrons Enable Unusual Aurora on Mars », sur NASA, (consulté le )
  14. ↑ Bill Steigerwald, « Newfound Martian Aurora Sheds Light on Mars’ Changing Climate », sur NASA, (consulté le )
  15. ↑ (en) Ginger Pinholster, « As Water Escapes from Mars, Common Dayside Aurora Offers Clues to Climate Change », sur news.erau.edu, (consulté le )

Voir aussi modifier

  • Lu et approuvé par Zélie R. (Sellety) le 21/12/2020 à 9h14.
  • Lu et approuvé par Luna O. (lunaols) le 21/12/2020 à 9h39.

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