L’eau cométaire de Jupiter

En juillet 1994, la comète Shoemaker-Levy 9 (SL9) a impacté Jupiter de manière spectaculaire. Comme les comètes sont des corps riches en eau, la détection de l’eau dans la stratosphère de Jupiter en 1997 par l’Infrared Space Observatory (Feuchtgruber et al. 1997) semblait indiquer une origine cométaire.

(gauche) Jupiter et les fragments de la comète Shoemaker-Levy 9. (droite) cicatrices des impacts de SL9 dans l’atmosphère de Jupiter (crédits: HST).

 

Cependant, plus d’une décennie d’observations avec SWAS, Cassini et Odin nous ont apportés des indices supplémentaires (Lellouch et al. 2002, 2006, Cavalié et al. 2008, 2012), mais pas de preuve. Nous avons cartographié l’émission de l’eau de la stratosphère de Jupiter avec Herschel en 2009-2010 avec les instruments HIFI et PACS. La résolution spatiale combinée à la très haute résolution spectrale de nos observations prouve que la majeure partie de l’eau de la stratosphère de Jupiter a été déposée par la comète SL9 en 1994. Il y a, en effet, une surabondance d’eau dans l’hémisphère sud de la planète, dans lequel la comète est tombée. Par ailleurs, l’altitude où se trouve l’eau est pleinement compatible avec les prédictions d’évolution post-impact.

L’eau stratosphérique de Jupiter vient donc bel et bien de la comète Shoemaker-Levy 9.

Distribution spatiale (en termes de densité de colonne) de l’eau dans la stratosphère de Jupiter observée par Herschel. La surabondance vue dans l’hémisphère sud de la planète est une réminiscence des impacts de 1994 dans ce même hémisphère.

 

Ce résultat a donné lieu à plusieurs communiqués de presse :

  • Agence Spatiale Européenne : cliquez ici (ou ici pour plus de détails)
  • CNRS (en français): cliquez ici
  • Astronomy & Astrophysics (plus disponible)

Référence: Cavalié et al. 2013, Astronomy and Astrophysics 553, A21.

Un étrange NEO (Mai 2013)

Quelques mois avant ma première observation de NEO à l’observatoire I93, un survey a détecté un object intéressant : le télescope spatial Herschel !
C’est le point qui se déplace de gauche à droite au centre de l’animation ci-dessous.

Une source externe de CO pour Uranus

Avec le télescope spatial Herschel, nous avons détecté CO (monoxyde de carbone) dans la stratosphère d’Uranus. L’analyse et l’interprétation des données montre que CO est apporté par une source externe. Est-ce que l’oxygène est apporté par des comètes, comme dans Jupiter (voir ce post), ou par les poussières interplanétaires ? Des observations complémentaires (par exemple avec ALMA) sont nécessaires pour différencier ces deux sources.

Emissions de CO d’Uranus, observées avec Herschel. Différents modèles de sources produisent les profils verticaux de CO de droite. Ces profils se traduisent par les émissions de CO aux couleurs correspondantes sur le spectre de gauche. La comparaison observation/modèles prouve que CO a une origine externe.

Référence: Cavalié et al. 2014, Astronomy and Astrophysics 562, A33.

Conférences grand public

The public conferences I have given so far are summarized in the table below. Feel free to contact me for more information or if you are interested in one of these conferences.

Titre Evénement Lieu Date Plus d’infos
L’eau dans le Système Solaire externe Journée portes ouvertes de l’Observatoire de Dax Dax 5 August 2016 site web
Eclipse solaire: science et croyances Café Sciences Talence 20 March 2015
La machine d’Anticythère et les grands cycles astronomiques 20 March 2015 solar eclipse Observatoire de Bordeaux 20 March 2015 presse locale
À la recherche de l’eau sur Mars Université du Temps Libre de Géologie Bordeaux 14 October 2014
La machine d’Anticythère et les grands cycles astronomiques Société Astronomique de Bordeaux Bordeaux 25 June 2014
La machine d’Anticythère et les grands cycles astronomiques Club Jalles Astronomie Martignas-sur-Jalles 13 June 2014
La machine d’Anticythère et les grands cycles astronomiques Société Française de Physique Bordeaux 18 March 2014
ALMA, un observatoire géant pour dévoiler les secrets des planètes Société Astronomique de Nantes Nantes 21 February 2014 site web
À la recherche de l’eau sur Mars Journée portes ouvertes de l’Observatoire de Dax Dax 9 August 2013 site web
L’eau dans le système solaire vue par le télescope spatial Herschel Club Jalles Astronomie Martignas-sur-Jalles 8 June 2012
La conquête de Mars, À la recherche de l’eau sur Mars Rencontres Astronomiques de Classun Classun 9 July 2011 site web, presse locale
? Société Astronomique de Bordeaux Bordeaux 2008
? Club Jalles Astronomie Martignas-sur-Jalles 2008

Programmes d’observation en cours

Titre Télescope Type Rôle
Jupiter System JWST ERS Science Team
Are the Enceladus geysers the source of Saturn’s water ? ALMA Cycle 5 PI
Constraining Jupiter’s atmospheric chemistry and

dynamics from H2O mapping in ALMA band 5

ALMA Cycle 5 PI
The first direct measurement of Saturn’s stratospheric winds ALMA Cycle 5 Co-I
Constraining the internal and external sources of CO in Saturn’s atmosphere IRTF Standard Co-I
Constraining Jupiter’s atmospheric chemistry and dynamics from post-SL9 species mapping ALMA Cycle 4 PI
HCN emission: a diagnostic of Enceladus cryovolcanic activity and torus dynamics ALMA Cycle 2 Co-I
Probing the vertical structure of Saturn’s storm with ALMA ALMA Cycle 0 PI
Water and related chemistry in the Solar System Herschel Guaranteed Time

Key Program

Associate Scientist
Probing the temperature and chemistry of Saturn’s storm with Herschel Herschel Open Time PI
Probing the Enceladus torus with Herschel Herschel Open Time Co-I
Variability in Ice Giant Stratospheres: Implications for Radiative, Chemical and Dynamical Processes Herschel Open Time Co-I
The spatial distribution of CO in Saturn SMA Standard PI
Observation of an equatorial jet in the atmosphere of Jupiter IRAM-30m Standard PI
The origin of CO in Saturn’s atmosphere VLT Short Program Co-I
Jupiter’s stratospheric HCN, hydrocarbon and temperature fields SOFIA Cycle 3 Co-I

Observatoires submillimétriques

Observatoires que j’ai utilisés jusqu’ici pour mes recherches.

  • L’Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), à 5000m au Chili
  • L’Atacama Compact Array (ACA), qui est le réseau à courtes lignes de bases d’ALMA
  • Le Herschel Space Observatory
  • L’avion Stratospheric Observatory for Far Infrared Astronomy
  • L’antenne de 30m de l’IRAM, dans la Sierra Nevada espagnole, près de Grenade
  • LE James Clerk Maxwell Telescope (JCMT), sur Mauna Kea à Hawaï
  • Le SubMillimeter Array (SMA), également sur Mauna Kea
  • Le télescope spatial Odin
  • Autres vues de l’observatoire de Mauna Kea  

Détection d’un tore d’eau autour de Saturne et à la distance orbitale d’Encelade

Alors qu’elle observait Saturne avec Herschel en juin 2009, pour déterminer l’origine de l’eau dans la stratosphère de cette planète, l’équipe HssO a détecté un tore froid de vapeur d’eau en orbite autour de la planète. Ce tore absorbait l’émission de l’eau de Saturne à cause d’une géométrie d’observation favorable. C’était au moment de l’équinoxe de Saturne et Herschel traversait le plan des anneaux de Saturne. L’analyse des données a montré que ce tore est situé à la distance orbitale d’Encelade, une des petites lunes glacées de Saturne.

 

Observations de l’eau dans Saturne avec SWAS en 1999 (haut) et avec Herschel en 2009 (bas). La géométrie de Saturne et du tore d’Encelade est présentée pour less deux dates. Extrait d’Hartogh et al. (2011).

 

 

 

Quelques années auparavant, la mission Cassini avait détecté des geysers d’eau au pôle sud d’Encelade (Porco et al. 2006, Hansen et al. 2006, Waite et al. 2006). Cassidy and Johnson (2010) ont alors prédit qu’une partie de cette eau finissait par tomber dans l’atmosphère de Saturne. Des observations supplémentaires sont nécessaires pour valider cette prédiction.

 

Les geysers d’Enceladus (crédits: NASA)

 

 

 

 

Référence: Hartogh et al. 2011, Astronomy and Astrophysics 532, L2.

Communiqués de presse ESA : cliquez ici pour une version courte, ou ici pour une version détaillée.

L’origine de l’oxygène dans les stratosphères des planètes géantes

Une découverte majeure de l’Infrared Space Observatory (ISO) a été la déteection de la vapeur d’eau dans les stratosphères des planètes géantes et de Titan (Feuchtgruber et al. 1997, Coustenis et al. 1998). Il en résulte que ces planètes ont des sources externes d’oxygène, car l’eau condense aux températures basses de leurs tropopauses et ne peut donc pas être transportées de niveaux profonds où elle est également présente.

Cet apport de matière oxygénées se manifeste non seulement au travers de la présence d’eau, mais également de monoxyde de carbone (CO) et de dioxyde de carbone (CO2). Il peut avoir plusieurs sources :

  • Les poussières interplanétaires (Interplanetary dust particles, produites par les collisions entre astéroïdes et par l’activité des comètes (Prather 1978, Landgraf et al. 2002)
  • Les anneaux et satellites glacés (Strobel and Yung 1979, Prangé et al. 2006)
  • L’mpact de comète du type Shoemaker-Levy 9 (SL9) (Lellouch et al. 1995).

Il est important d’estimer l’intensité relative de ces sources pour mieux comprendre la production de poussières à grandes distances héliocentriques (Kidger et al. 2003, Moses and Poppe 2017), l’ionisation et/ou le transport de matière solide et gazeuse depuis les anneaux et satellites jusqu’aux hautes atmosphères (Connerney 1986, Cassidy and Johnson 2010, Moore et al. 2015), et la fréquence d’impact de comètes dans le Système Solaire externe (Zahnle et al. 2003).

Avec Herschel, Odin et le JCMT, j’ai obtenu de nouvelles preuves sur l’origine d’espèces oxygénées dans les stratosphères des planètes géantes.

Posts liés:
L’eau cométaire de Jupiter
Une source externe de CO pour Uranus
Détection d’un tore d’eau autour de Saturne
Une origine cométaire pour le CO stratosphérique de Saturne ?

Le programme clé de temps garanti Herschel HssO

Le télescope spatial Herschel (Pilbratt et al. 2010) a été lancé le 14 Mai 2009, pour étudier l’Univers dans le domaine submillimétrique. Il embarquait trois instruments : l’Heterodyne Instrument for the Far-Infrared (HIFI ; de Graauw et al., 2010), le Photodetector Array Camera and Spectrometer (PACS ; Poglitsch et al., 2010), et le Spectral and Photometric Iaging Receiver (SPIRE ; Griffin et al., 2010).

Le programme clé de temps garanti Herschel “Water and related chemistry in the Solar System” (PI: P. Hartogh, MPS, Germany), also known as “HssO” (Herschel Solar System Observations), se donne pour objectifs de déterminer la distribution, l’origine et l’évolution de l’eau et de ses isotopes dans les atmosphères de Mars, des planètes géantes et de Titan, et de comètes (Hartogh et al. 2009).

Le rapport D/H a été mesuré dans les atmosphères des planètes géantes et de quelques comètes pour contraindre la composition des glaces primordiales du Système Solaire (Feuchtgruber et al. 2013, Lis et al. 2013, Bockelée-Morvan et al. 2012, Hartogh et al. 2011). Le cycle de l’eau sur Mars est étudié en suivant l’évolution temporelle du profil vertical de l’eau. L’inversion des profils verticaux de l’eau dans les planètes géantes est une des clés pour évaluer les sources externe d’oxygène et leur intensité.

J’ai été impliqué dans la préparation et l’exécution du programme HssO depuis 2005. Je suis responsable de la thématique scientifique “Spatial distribution of water in Jupiter and Saturn”. En 2009-2010, j’ai participé aux travaux de l’Instrument Control Center pour la calibration en vol de l’instrument HIFI (Roelfsema et al. 2012).

Site web officiel HssO : https://www2.mps.mpg.de/projects/herschel/HssO/

Référence: Hartogh et al. 2009, Planetary and Space Science 57, 1596-1606.

Posts liés :
L’eau cométaire de Jupiter
Détection d’un tore d’eau autour de Saturne
Une source externe de CO pour Uranus

Une origine cométaire pour le CO stratosphérique de Saturne ?

Déterminer l’origine du CO (monoxyde de carbone) dans la stratosphère d’une planète géante est plus compliqué que pour l’eau, car ce composé ne condense pas aux tropopauses de ces planètes. Il peut donc provenir non seulement de sources externes (poussières interplanétaires, comètes, anneaux/satellites glacés), mais aussi de leurs intérieurs riches en oxygène. L’abondance d’oxygène profond des planètes géantes est une des clés pour comprendre leur formation, car il nous renseigne sur la quantité de glace disponible pour former les noyaux de ces planètes. L’étude de l’origine de CO permet ainsi d’étudier la formation des planètes géantes ainsi que leurs interactions avec leur environnement. Par exemple, pour Jupiter et Neptune, Bézard et al. (2002) et Lellouch et al. (2005) ont démontré que CO avait une origine double (interne et externe).

Ca a été détecté dans Saturne par Noll et al. (1986). Des observations complémentaires de Noll et Larson (1991) n’ont pas permis d’en déterminer l’origine et la question restait ouverte depuis.

En combinant des observations à 345 et 691 GHz de CO dans Saturne avec le James Clerk Maxwell Telescope (JCMT), et en couplant ces observations avec des modèles de transport vertical, j’ai montré que CO avait probablement été apporté par une comète, il y a quelques siècles.

CO à 345 et 691 GHz dans Saturns, observé avec le JCMT. Les lignes blueues et vertes correspondent à des sources permanentes (e.g. poussières interplanétaires), et aucune d’elles ne reproduit les observations. Par contre, un modèle d’apport cométaire permet de coller aux données.

Références: Cavalié et al. 2009, Icarus 203, 531-540. Cavalié et al. 2010, Astronomy and Astrophysics 510, A88.