Historique de Marseille
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le 18/08/17
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L’actualité du LAM | Le cours à l’Observatoire Historique de Marseille |
| Mis à jour le 18/08/17 |
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| Pluton et New Horizons | |||||||
La sonde New Horizons est partie de la Terre le 19 janvier 2006. Elle passera au plus près de Pluton le 14 juillet prochain (2015), après un voyage de 9 ans et demi.
Si on se réfère à un précédent séminaire sur l’assistance gravitationnelle, il est facile de comprendre qu’une mise en orbite était impensable dans les conditions actuelles. Mais dans le cas de Pluton, il y a une raison de plus que le problème d’énergie. En effet, si on envisage un trajet de Hohmann de la Terre à Pluton, ses paramètres seront :
a = (R + r) / 2 = (39 + 1) / 2 = 20 UA
e = (R - r) / (R + r) = (39 - 1) / (39 + 1) = 0,95
Pour la Terre, r = 1 UA, et pour Pluton R = 39 UA. L’orbite de transfert est donc extrêmement allongée. L’accélération au départ serait de 23,17 km/s ! L’accélération à l’arrivée serait bien plus faible, de seulement 1,86 km/s, puisque Pluton est bien loin du Soleil. Le coût total serait donc de 25,04 km/s, ce qui est considérable. Un avantage toutefois est que l’accélération à l’arrivée étant très faible, il ne faudrait pas emporter beaucoup de carburant pour l’obtenir. Mais au départ, le coût serait bien conséquent. Aussi, l’assistance gravitationnelle pour expédier la sonde vers Pluton est-elle indispensable.
Mais là n’est pas le vrai problème. Le temps de parcours est de π racine(a3/T2). Avec un demi grand axe de 3,032 milliards de km, on obtient un temps de parcours de 45,61 ans… La sonde tiendrait-elle le coup pendant tout ce temps dans l’espace ? Voyager 2 aura atteint ce temps de séjour dans l’espace en 2022 ! Mais surtout, comment demander à des décideurs politiques de donner des crédits pour avoir les résultats un demi-siècle plus tard ? Il ne faut pas oublier que Voyager 2 est dans son bonus, sa mission principale s’étant achevée en août 1989, soit 12 ans après son lancement. Une durée encore acceptable pour les décideurs, d’autant plus que les premiers résultats sont parvenus lors du survol de Jupiter, un an seulement après le lancement.
Pour aller plus vite vers Pluton, il faut utiliser une orbite plus droite, c’est-à-dire encore plus excentrique, et qui l’amènera à croiser l’orbite de la planète, et non à la tangenter. A l’arrivée, la vitesse de la sonde par rapport à la planète est donc bien plus importante, et le freinage nécessaire pour assurer une mise en orbite éventuelle serait d’autant plus coûteux. Et par suite, la charge utile trop réduite.
Pour New Horizons, une solution intermédiaire a été adoptée : elle a été lancée de la Terre vers Jupiter, dont l’assistance gravitationnelle lui a fait gagner 5 km/s et l’a expédiée vers Pluton. Mais pas sur une trajectoire de Hohmann, bien trop longue à parcourir. Aussi la sonde arrivera-t-elle près de Pluton en semblant provenir des environs du Soleil, donc presque perpendiculairement à l’orbite de la planète. Sa vitesse sera de 13,78 km/s par rapport à Pluton.
Trajectoire de New Horizons
Remarquez que l’orbite de Pluton n’est pas perpendiculaire à la ligne Soleil-Pluton, à cause de sa forte excentricité.
Lancée par une fusée Atlas V, puissante, il a fallu ajouter un étage à poudre pour atteindre les 45 km/s nécessaires pour un lancement direct vers Jupiter. Des trajectoires plus complexes, avec assistance gravitationnelle de la Terre, de Vénus, ont été étudiées, mais la durée du voyage était bien trop grande. Avec la trajectoire choisie, la sonde a une masse de 478 kg.
Une autre solution serait sans doute d’utiliser des moteurs à propulsion faible mais constante, comme des moteurs ioniques, mais ceci est une autre histoire.
La sonde, à cette distance du Soleil, ne peut être alimentée par des panneaux solaires. Aussi est-elle équipée d’un générateur de courant thermoélectrique alimenté par un radioisotope.
La sonde emporte :
On remarque l’absence d’un spectromètre de masse, ce qui fait qu’on ne saura pas de quoi est faite la surface de Pluton. Une belle occasion manquée… Les autres instruments permettront de pallier à ce manque en partie.
Conditions du survol
On remarque que pendant un bref moment, le Soleil sera occulté par Pluton pour la sonde, et donc elle pourra voir l’atmosphère en transparence. Trois minutes plus tard, ce sera la Terre qui sera occultée. Les mêmes phénomènes se reproduiront un peu plus tard, l’occulteur étant cette fois Charon.
Les progrès à attendre de cette sonde sont d’abord des images de grande qualité. Celles que l’on obtient depuis la Terre ou de sa banlieu (orbite basse), sont de bien piètre qualité (quelques pixels seulement), à cause de la très grande distance à laquelle se trouve la planète naine. On peut donc attendre de bien grands progrès sur la géologie de Pluton, sa composition approximative, son activité. Charon sera observé également.
Pluton vu par le HST HST NASA, IMCCE
L’atmosphère de Pluton est aussi une cible de choix. La planète est passée à son périhélie en 1999, et elle était alors plus près du Soleil que Neptune à cause de sa forte excentricité. Depuis elle s’éloigne du Soleil, et la quantité de chaleur qu’elle en reçoit diminue. Mais il y a une forte inertie thermique, et le refroidissement correspondant à l’éloignement croissant ne se fera sentir que bien plus tard. Il faut ajouter à cela que l’été de Pluton correspond à son périhélie, ce qui accentue le contraste saisonnier. Avec le refroidissement, une partie conséquente de l’atmosphère gèle, sous forme de chute de neige d’azote essentiellement. De la glace de N2 se dépose donc à la surface. La question est de savoir si, lorsque la planète revient vers le Soleil et que la glace se sublime, elle est entièrement retenue par la gravité. Il est probable qu’une partie s’échape, et c’est un des buts de la misssion que de déterminer le taux d’échappement. La composition de l’atmosphère sera aussi étudiée.
La mission n’étant qu’un survol de courte durée, la photographie à haute résolution ne pourra concerner toute la planète. Seules des zones choisies seront donc étudiées en détail. Des mesures de température seront effectuées, afin d’avoir des données plus précises qu’actuellement.
La pression au sol de Pluton est très faible, mais suffisante pour assurer des équilibres entre le sol et l’atmosphère. Nous savons par l’analyse spectrale que Pluton est recouvert, au moins partiellement, de glace d’azote. Avec l’éloignement du Soleil, cette glace est stable. Mais près du périhélie, la température augmente un peu, et une partie de cette glace peut se sublimer. Elle alimente alors l’atmosphère en gaz sous forme de molécules N2.
Sur Terre, on observe des échanges de ce type. En effet, certains gaz sont piégés dans des structures cristallines que l’on nomme clathrates. Une autre dénomination est hydrates de gaz. Ce sont des glaces d’eau cristallines formant des cages dont les parois sont faites de molécules d’eau. Des molécules peuvent être piégées dans ces cages. Plusieurs édifices différents sont possibles, et on classe les clathrates en types I et II :
La place disponible dans ces 4 formes de cages est différente, et par suite certaines molécules iront plutôt dans l’une que dans l’autre. Le méthane (CH4) et l’éthane (C2H6) forment des clathrates de type I, alors que le propane (C3H8) forme des clathrates de type II.
Ces molécules sont des alcanes, de formule générale CnH2n + 2. Les alcènes sont de formule générale CnH2n. Les alcynes sont de formule CnH2n - 2. Le premier et plus connu est l’acétylène C2H2. Remarquez que du premier au dernier, le nombre d’hydrogène décroît. Puisqu’il y a toujours autant d’atomes de carbone, c’est parce que les carbones établissent des liaisons multiples entre eux (doubles, ou triples). Ayant moins d’hydrogène, on les dit insaturés.
Ils font partie des hydrocarbures, de formule générale CnHm.
L’atmosphère de Pluton est constituée principalement d’azote, mais elle contient aussi des gaz rares (ou gaz nobles). Cependant, la proportion de ces gaz est bien faible. Lors de la formation de Pluton, la composition de la nébuleuse qui lui a donné naissance était probablement de type solaire. Or l’abondance de ces gaz dans le Soleil est bien plus élevée. Où sont donc passé ces gaz ? Les clathrates pourraient nous donner une solution à ce problème. Mais nous n’avons pas de vérification observationnelle à ce jour.
Certains chercheurs ont donc étudié quelles pourraient être les possibilités de piégeage de ces gaz dans les conditions thermodynamiques connues de la planète. Le piégeage se ferait dans le sol, couvert de glaces. Il est donc logique de penser à des clathrates. Une telle étude a été faite par Olivier Mousis, autant sur Pluton que sur Titan.
Partant d’une composition de l’atmosphère de type solaire (avec les abondances en Ar, Kr et Xe identiques à celles qu’on observe dans le Soleil), il s’agit de créer des clathrates les piégeant, jusqu’à arriver à la composition actuelle de l’atmosphère. Pour cela, on définit un intervalle de pression raisonnable pour l’atmosphère entre le périhélie et l’aphélie, ainsi qu’un intervalle de températures (qui varie peu vu l’éloignement du Soleil). Avec ces conditions thermodynamiques, on peut calculer quels gaz pourraient former des clathrates, et à quelle vitesse. Cette dernière est en effet importante : si elle est trop lente, les clathrates n’auraient pas eu le temps de se former depuis l’origine de Pluton, et la solution ne serait donc pas là.
Pour que la solution soit valable, il faut aussi que les clathrates formés soient stables, c’est-à-dire qu’ils ne se détruisent pas à mesure de leur formation. Or on connait, par des expérimentations effectuées sur Terre, les pressions en-dessous desquelles les clathrates se détruisent. Elles sont entre ~5,1 10-10 et ~2,1 10-5 Pa, bien inférieures à la pression atmosphérique de Pluton, qui est de l’ordre de 0,65 à 2,4 Pa. La stabilité des clathrates est donc assurée, tout au long des saisons de la planète.
Pour former les clathrates, la température actuelle est trop faible. Elle a dû être plus élevée dans le passé, juste après la formation de Pluton, ou bien à la suite de l’impact qui a formé le couple Pluton-Charon (comme pour le couple Terre-Lune). Un possible cryovolcanisme peut aussi expliquer cela. Cette condition sur la température n’est donc pas critique pour la formation des clathrates.
| molécule | fraction |
|---|---|
| N2 | 9,31 10-1 |
| Ar | 6,92 10-2 |
| Kr | 4,90 10-5 |
| Xe | 4,79 10-6 |
L’étude a montré que les clathrates doivent se former en trois phases successives. Au départ, les concentrations de gaz nobles sont élevées, et le plus apte à former ces composés va réagir le premier. Une première couche de clathrates doit donc se former, en piégeant le xénon. Cette condensation est si efficace, que la concentration de xénon dans la glace est 31.000 à 159.000 fois supérieure à celle de l’atmosphère. Le krypton est également piégé, mais bien moins, la concentration étant de seulement 400 à 750 fois. L’argon, de son côté, n’est pratiquement pas concerné.
Lorsque l’atmosphère est appauvrie en xénon, c’est au tour du krypton de se concentrer. Une seconde couche de clathrates se forme, par absorption du krypton dans la glace. Sa concentration dans la glace atteint 400 à 4.000 fois celle de l’atmosphère. L’argon est très peu enrichi.
Enfin, un troisième niveau se forme à partir d’une atmosphère très appauvrie en xénon et krypton. Seul l’argon est encore relativement abondant. Mais l’efficacité est bien moindre, et l’enrichissement de la couche par rapport à l’atmosphère est seulement de l’ordre de 3 fois.
Ces mécanismes sont-ils bien les responsables de l’appauvrissement de l’atmosphère en gaz rares ? Il n’est pas possible de l’affirmer, mais ils sont bien compatibles avec les conditions qui règnent à la surface de Pluton, et on ne connait pas d’autres moyens d’y parvenir. Il faut espérer que la passage de New Horizons tranchera.
échappement : ne pourrait-on pas envisager l’échappement de ces gaz, dû à une gravité trop faible ? Cette éventualité a été examinée, mais le résultat est catégorique : sur des durées de millions d’années, l’échappement aboutit à une constance des proportions, ou même à un enrichissement de l’atmosphère. Là n’est donc pas la solution.
condensation : une autre éventualité est la simple condensation des gaz au sol, sous forme de glaces. Les températures d’équilibre sont de ~39,5 K (Ar), 42,5 K (Kr), et 55,3 K (Xe) pour une pression de 2,4 Pa. La température au sol de Pluton actuellement est de l’ordre de 50 K. Pas assez basse pour que le xénon se condense. Donc, la faible abondance atmosphérique du xénon au moins ne peut s’expliquer par condensation, et les clathrates apparaissent comme la solution la plus probable.
Si vous vous embrouillez avec les unités, sachez qu’un bar vaut 100.000 pascals.
D’où l’égalité :
 | = 100.000 |  |
| 1 bar = 50.000.000 francs ! | ||
Pour fixer les idées, la pression de 2,4 Pa correspond à 2,4 / 100.000 bars, soit 0,024 millibars ! Comparée à nos 1.013 millibars, c’est bien peu. On a dit que la pression au sol de Mars est 100 fois plus faible que celle de la Terre. Celle au sol de Pluton est encore 100 fois plus faible !
Un scénario analogue, par production de clathrates, a déjà été proposé pour Titan. Mais les conditions de pressions très différentes (1,5 bars à la surface), entraîneront de bien grandes difficultés pour vérifier le modèle. Dans le cas de Pluton, le spectromètre ultraviolet Alice, à bord de New Horizons, devrait être à même de trancher. On devrait donc bientôt savoir si ce modèle est valable pour Pluton, et par suite avoir une idée de sa pertinence sur d’autres corps célestes (on a envisagé la présence de clathrate dans le sol de Mars, de Triton).
L’étude décrite ne considère que les clathrates de type II, mais ceux de type I sont aussi probables, et les modèles les prévoient, bien qu’une étude détaillée n’ait pas été faite.
Elle ne considère aussi que les gaz rares primordiaux. Or un dégazage peut se produire encore à la surface, par des gaz piégés dès l’origine dans le sol, ou par des gaz produit par radioactivité. Ainsi, de l’argon peut être produit par décroissance radioactive du potassium 40.
Pour obtenir les abondances observées, des couches de 2 cm d’épaisseur sur la surface de la planète suffiraient. Bien sûr, elles ne seraient pas forcément homogènes, avec des régions d’épaisseurs diverses.
L’éloignement de la planète naine ne permet pas d’obtenir une très grande précision sur les mouvements de son satellite principal Charon. En effet, vu de la Terre, l’orbite de Charon ne sous-tend qu’un angle de 3/4 seconde d’arc… (17.181 km vu de 4,5 milliards de km). On compte donc bien sur la rencontre de la sonde avec Pluton pour préciser les éphémérides du système.
Toutefois, un problème se pose. A cette distance, il a été bien difficile de découvrir les satellites qu’on connait. Y en aurait-il d’autres ? Un satellite sur la route de la sonde pourrait être bien dommageable. Mais la probabilité est très faible. Par contre, des débris pourraient être bien plus petits et beaucoup plus nombreux. A 13,78 km/s, un choc même avec un tout petit corps serait fatal. On se rappelle que la sonde européenne Giotto a pris un tel choc lors de sa rencontre avec la comète de Halley, qui l’a faite tourner, perdant toute orientation. Le temps que la sonde retrouve le nord, elle était déjà bien loin, et une partie des données attendues a été perdue. Il y a beaucoup d’aléas dans l’espace. Aussi, des études faites à l’avance depuis la Terre permettraient éventuellement de sauver la mission, au prix peut-être d’un survol plus prudent et plus distant.
Des observations d’appulse et d’occultation ont été faites dans ce but. Une appulse est un passage de planète très près d’une étoile, à la frôler, mais sans occultation. L’étoile se contente d’éclairer les environs de la planète. Si des matériaux sont en orbite autour, peut-être seront-ils assez occultants pour que la baisse de lumière soit notable. C’est le principe de ces méthodes.
Des collisions entre satellites pourraient avoir créé des débris, qui encombreraient l’orbite autour de Pluton. Dans ces conditions, la sonde risquerait gros.
Le 10 avril 2006, une appulse a été observée par l’UT 4 du VLT (Yepun) avec l’instrument NACO (caméra à optique adaptative), ainsi qu’avec le NTT à La Silla et le 2,20 m de La Silla également. L’occultation du 14 juin 2007 a été observées à l’aide du VLT, du LNA (Laboratorio Nacional de Astrophysica au Brésil), et de l’IAS (Hakos Internationale Amateursternwarte) en Namibie. De cette occultation, seule l’observation du LNA présente un rapport Signal/Bruit suffisant, à cause de passages nuageux sur les deux autres sites. Mais les observations faites au Paranal, avec optique adaptative, permettent de séparer Pluton, Charon et l’étoile, et de ce fait ont été très utiles pour préciser les positions.
Les incertitudes sur les positions de Pluton et Charon, et de l’étoile, atteignent 3.000 km sur le ciel. Les données extraites de ces événements ont permi de préciser les positions, et d’améliorer la connaissance des mouvements.
Une difficulté dans l’analyse des données (courbes de lumière), provient de l’irrégularité de surface de Pluton. Elle présente de grandes différences d’albédo, et le centre de lumière ne correspond pas avec le centre de l’astre (géométrique). Pire, il se déplace au grès des variations d’albédo. Or la courbe de lumière est sensible au centre de lumière. L’écart atteint 100 km. Pour Charon, les choses sont plus simples, car les variations d’albédo sont bien plus faibles. Aussi, l’erreur entre le centre de lumière et le centre d’astre est seulement de 20 à 40 km. Charon est donc un meilleur indicateur de position que Pluton. Au bout de l’analyse, l’erreur est de l’ordre de 50 km.
Le passage de la sonde améliorera certainement les éphémérides du système Pluton-Charon.
La conclusion de cette étude est que, dans l’environnement de Pluton jusqu’à 70.000 km, il peut y avoir au maximum 15.000 objets de plus de 300 m de diamètre. De même, une limite de 30 à 100 m est posée pour d’éventuels anneaux de débris entre 13.000 et 70.000 km. Ces observations ont donc déblayé le terrain, et le passage semble assez fiable pour la sonde. Mais il reste tout de même des incertitudes, et la sonde elle-même en lèvera à mesure de son approche.
O. Mousis et al. Equilibrium composition betwen liquid and clathrate reservoirs on Titan Icarus 9 juin 2014
O. Mousis et al. On the possible noble gas deficiency of Pluto’s atmosphere Icarus 4 avril 2013
Y. Boissel et al. An exploration of Pluto’s environment through stellar occultations Icarus 3 décembre 2013
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