Article | 02/10/2009
L'eau et la glace sur la Lune : le point sur les données "classiques" et les nouvelles données de septembre 2009
02/10/2009
Résumé
L'eau sur la Lune... en attendant l'arrivée de la mission "suicide" LCROSS, le 9 octobre 2009.
Table des matières
Durant la semaine du 21 au 26 septembre 2009, les médias ont fait état de la découverte d'eau sur la Lune. Et l'on peut pronostiquer un regain d'intérêt pour ce sujet à partir du 9 octobre 2009, puisqu'une mission spatiale de la NASA, spécialement dédiée à cette eau lunaire, s'écrasera sur la Lune à cette date.
L'eau sur la Lune : le résultat des missions Apollo
Pour simplifier, les roches ramenées par les missions Apollo sont quasi anhydres. Elles ne contiennent quasiment pas d'eau libre, ni de groupements hydroxyles (OH) dans des minéraux hydroxylés comme les amphiboles, micas, argiles et serpentines. Quelques fractions de ppm (parties pour million) d'H2O ont été trouvées, ainsi que des micro-traces de minéraux hydroxylés. Cette infime quantité d'eau est généralement interprétée comme le résultat de contaminations : les échantillons étaient rangés dans le LEM puis dans la capsule Apollo pendant le retour vers la Terre, et ce de façon non étanche. Ils ont été contaminés, par exemple par la respiration des astronautes.
Cette absence d'eau dans les échantillons lunaires s'explique par la genèse de la Lune : ré-accrétion en orbite terrestre de fragments de manteau terrestre, fragments extraits de la Terre par un violent impact, impact qui a porté ces fragments à très haute température et les a de ce fait complètement déshydratés.
Source - © 2009 Pierre Thomas
Figure 1. Schéma récapitulant ce qu'on sait de l'origine de la Lune
Planche extraite de la conférence : La lune et ses relations avec la Terre, de Pierre Thomas
L'eau dans les cratères polaires
L'axe de rotation de la Lune est presque perpendiculaire au plan de l'écliptique. Il n'y a quasiment pas de saisons sur la Lune, et les rayons solaires arrivent toujours tangentiellement à la surface au niveau des deux pôles. Le fond des cratères situés près des pôles (fond invisible depuis la Terre) sont situés dans la nuit perpétuelle. Jamais éclairés par le soleil, la température y est extrêmement basse, jusqu'à 35 K, soit -238°C.
Source - © 2009 NASA/JPL/UCLA
Figure 2. Cartes de la température diurne et nocturne dans l'hémisphère Sud de la Lune
À gauche, carte des températures le jour, qui sont d'environ 370 K (+100°C) sauf près du pôle. À droite, la nuit les températures moyennes sont d'environ 100 K (-170°C).
Au niveau du pôle, la température de jour est plus faible, ce qui est normal du fait de la forte obliquité des rayons solaires. Quelques zones sont extrêmement froides même le jour (température extrême relevée : 35 K (-238°C)). Ces zones perpétuellement froides correspondent aux cratères dont le fond est perpétuellement plongé dans l'obscurité.
À cause de cette très basse température, de la glace pourrait être piégée au fond de ces cratères polaires. Cette glace proviendrait de la vapeur d'eau dégagée par les impacts sur la Lune de comètes ou de chondrites carbonées (chondrites riches en eau), impacts dégageant de la vapeur d'eau. Cette vapeur est instable sur la Lune du fait de la température diurne (T > 100°C) et de la faible gravité. Par contre, si cette vapeur se condense en glace au fond d'un cratère polaire, elle peut y rester des milliards d'années.
C'est la sonde NASA Clémentine qui a découvert les premiers indices de glace polaire, en notant une forte réflectivité des zones polaires vis à vis d'ondes « radio » ; or la glace d'H2O est un bon réflecteur de ce type d'onde.
La sonde NASA Lunar Prospector, en orbite polaire autour de la Lune en 1998-1999, a noté l'abondance de deutérium (donc d'hydrogène) dans les cratères polaires. Comment a-t-on diagnostiqué la présence de ce deutérium ? L'absence de champ magnétique et d'atmosphère sur la Lune font que beaucoup de rayons cosmiques atteignent la surface (et y pénètrent sur quelques dizaines de centimètres ou mètres). Ces rayons cosmiques interagissent avec les noyaux des atomes du sol qui, en réponse, émettent des neutrons. Une partie de ces neutrons s'échappent du sol, et ont pu être recueillis et analysés par Lunar Prospector. La quantité et l'énergie de ces neutrons sont "prévisibles" , sauf si "quelque chose" absorbe et/ou ralentit ces neutrons. Or les neutrons captés par Lunar prospector étaient peu nombreux et ralentis. La seule substance pouvant absorber et ralentir les neutrons de cette façon est le deutérium, isotope lourd naturel de l'hydrogène (on se sert du deutérium, sous forme d'eau lourde dans le nucléaire ; pendant la seconde guerre mondiale, la " course" à la bombe atomique entre Américains et Allemands a d'ailleurs donné lieu à ce qu'on appelle la " bataille de l'eau lourde " ; rappelons que le deutérium représente à peu près 1/1000 de l'hydrogène naturel). Il y a donc du deutérium, et en quantité mesurable dans les dizaines de premiers centimètres ou mètres du sol des cratères polaires. Dans quoi se trouve ce deutérium ? Dans n'importe quel corps hydrogéné, de l'ammoniac ou du méthane par exemple. Mais un composé abondant comme H2O est infiniment plus probable, à moins qu'il ne s'agisse de particules du vent solaire implantées dans ce sol, ce qui serait étonnant dans ces fonds de cratères où justement les rayons solaires ne pénètrent pas. Si tout le deutérium identifié est contenu dans de la glace d'H2O, cela indiquerait de grandes quantité de glace, se chiffrant en millions de tonnes.
Source - © 2007 NASA
Figure 3. La sonde Lunar Prospector et l'un de ses résultats
Les courbes en bas à droite montrent l'énergie des neutrons captés durant cinq orbites complètes (de 0 à 360°) survolant les pôles. L'énergie des neutrons captés varie de façon aléatoire tout au long de l'orbite, sauf quand la sonde survole les pôles où l'énergie des neutrons est systématiquement basse.
Planche extraite de la conférence : L'eau dans le système solaire, de Pierre Thomas. Planche composée à partir de documents de la NASA.
Source - © 2007 NASA
Figure 4. Le pôle Sud lunaire : mosaïques de photographies et étude des neutrons
En haut à gauche, mosaïque de photos du pôle Sud lunaire prises tout au long d'une journée lunaire. Les zones noires correspondent aux zones qui ne sont jamais éclairées par le rayonnement solaire.
En bas à droite, carte représentant l'énergie des neutrons reçus par la sonde, calquée sur une carte topographique. Les couleurs vont des neutrons les plus énergétiques (en rouge) aux moins énergétiques (en bleu). Ces zones bleues correspondent au zones riches en deutérium, donc peut-être en glace d'H2O.
Planche extraite de la conférence : L'eau dans le système solaire, de Pierre Thomas. Planche composée à partir de documents de la NASA.
La sonde japonaise Kaguya (en orbite lunaire en 2007-2009) a réussi à photographier le fond de l'un de ces cratères perpétuellement plongés dans la nuit, en amplifiant la très faible lumière émise par les bords ensoleillés du cratère et éclairant son fond. Cette sonde n'a pas vu de glace « vive », mais cela n'exclut pas la présence de glace mélangée à la poussière du régolithe.
Source - © 2009 Jaxa
Figure 5. Résultat de la mission japonaise Kaguya : image du fond d'un cratère
En haut, on voit le cratère Shackleton, avec la Terre au dessus de l'horizon. Le fond de ce cratère est perpétuellement plongé dans l'obscurité tout au long de la journée. En bas à gauche, on voit une vue presque verticale de ce cratère Shackleton, cratère situé presque au pôle Sud (croix jaune) ; cette photo a été prise avec un « réglage » normal. Le fond du cratère est plongé dans le noir : seul un bord est éclairé.
En bas à droite, on voit la même image violemment surexposée. Le fond du cratère non directement éclairé par le soleil est légèrement éclairé par le bord ensoleillé du cratère, ce qui permet de voir que le fond du cratère est uniformément gris, et non pas blanc comme il le serait s'il y avait de la glace propre à nu (glace vive) au fond de ce cratère.
Montage d'images de l'agence japonaise de l'espace (Jaxa)
Un autre moyen de savoir s'il y a de l'eau dans ces cratères polaires, c'est d'y provoquer une grosse explosion, et d'analyser à distance (spectralement) le nuage provoqué par l'explosion. Si ce nuage contient glace ou vapeur d'eau, des raies spectrales caractéritiques y seront identifiables et même quantifiables. Cela a été tenté il y a quelques années en dirigeant dans l'un de ces cratères la petite sonde européenne SMART (sonde en fin de vie). Mais l'explosion provoquée par l'impact artificiel a été trop faible pour que quoi que ce soit puisse être détecté.
C'est pour renouveler en grand cette expérience que 2 sondes NASA vont être précipitées dans un cratère polaire Sud ce 9 octobre 2009. Le nuage provoqué par l'impact de la première sonde (en fait le 3ème étage de la fusée qui a lance les sondes LRO (Lunar Reconaissance Orbiter) et LCROSS (Lunar Crater Observation and Sensing Satellite) sera analysé par la deuxième (la sonde LCROSS proprement dite) qui la suivra de quelques minutes, et ce juste avant juste avant son propre écrasement. Les deux nuages seront analysés par la sonde LRO en orbite autour de la Lune et par une batterie de télescopes terrestres. Attendons les premiers résultats, à partir du 9 octobre 2009.
Source - © 2009 NASA/LCROSS
Figure 6. Présentation de la mission LCROSS
Montage d'images de la NASA présentant la mission LCROSS.
Les résultats annoncés à la fin du mois de septembre 2009
Les résultats annoncés en cette fin de septembre 2009 sont principalement issus d'un instrument NASA Moon Mineralogy Mapper (M3), instrument installé sur la sonde indienne Chandrayaan-1 (lancée par l'Indian Space Research Organization et en orbite autour de la Lune jusqu'à fin août 2009). D'autres résultats proviennent de la sonde Deep Impact. Cette sonde a été reprogrammée et rebaptisée Epoxi après sa rencontre avec la comète Temple 1 rencontre avec la comète Temple 1. Elle se dirige maintenant vers la comète Hartley 2 qu'elle survolera le 4 novembre 2010. Elle est passée relativement près de la Lune en juin 2009.
Ces deux sondes étaient équipées de spectromètres ultra-sensibles, capables d'identifier et de quantifier les raies spectrales de l'H2O et du radical hydroxyle OH présents dans les premiers micromètres de la surface d'un corps solide (Lune, comète…). Rappelons que ces spectromètres recherchent des bandes d'absorption, longueurs d'onde absorbées par les minéraux et absents du spectre solaire réfléchi par la surface de la Lune.
Il est à noter qu'en août 1999, la sonde Cassini en route vers Saturne avait braqué ses spectromètres vers la Lune et avait détecté les raies spectrales de l'eau. Ce résultat n'avait pas été publié, car interprété comme peu fiable.
Source - © 2009 ISRO/NASA/JPL-Caltech/Brown Univ.
À gauche, exemple de spectres (dans le visible et le proche infra-rouge) de roches, minéraux et sols lunaires. Les bandes d'absorptions d'H2O et OH sont situées dans la zone bleue. Dans les exemples montrés ici, seuls le sol d'Apollo 15 et une anorthite montrent une absorption pouvant correspondre à la présence d'H2O ou d'OH.
À droite, spectres d'absorption théoriques du radical OH (noir), d'H2O liquide et/ou gazeux (rouge), d'un mélange OH-H2O (vert) et de la glace d'H2O (bleu).
L'instrument M3 de Chandrayaan-1 a identifié les raies spectrales d'OH et d'H2O et a carté les régions où ces raies étaient les plus intenses. En première approximation, la présence et l'intensité de ces raies ne dépend pas de la nature du substratum géologique, mais de la latitude (donc sans doute de la température) : il y a présence d'OH et d'H2O dans les zones de latitude supérieure à 60°, là où la température le jour n'est pas trop élevée. Cette eau, identifiée dans les premiers micromètres superficiels n'est évidemment pas de l'eau liquide, des lacs ou quelconques nappes phréatiques. Il s'agit d'infimes fractions d'H2O ou d'OH implantées dans le réseau cristallin des roches et minéraux lunaires.
Source - © 2009 ISRO/NASA/JPL-Caltech/Brown Univ./USGS
Les zones riches en OH et H2O sont figurées en bleu. Les zones rouges et vertes, beaucoup plus pauvres en eau correspondent aux "mers" (rouges) et au continents (verts) des zones équatoriales et tempérées.
Ce résultat est confirmé (avec une mauvaise résolution) par les données d'Epoxi qui a survolé (de loin) la Lune en juin 2009.
Source - © 2009 NASA/JPL-Caltech/Univ. of Maryland
Figure 9. Répartition globale de l'eau sur la Lune, données Epoxi
En A : carte de la zone éclairée pendant la mesure faite par Epoxi. On ne peut obtenir des spectres de réflexion que pour cette zone.
En B : intensité de l'absorption dans les longueurs d'onde caractéristiques de l'absorption par H2O et OH. Les zones sombres absorbent peu, les zones claires beaucoup plus.
En C : carte de la température (en degré K) de la surface de la Lune.
En D : carte de la signature spectrale de l'eau, faible dans les zones à haute température (les zones où le soleil est au zénith et où il est près de midi, forte dans les zones à plus basse température, là où c'est le matin ou le soir.
Epoxi a pu mesurer l'intensité de la signature spectrale d'un même point de la Lune au cours de toute la journée, du lever au coucher du soleil. Cette signature est forte le matin, minimale à midi, remonte l'après-midi et redevient forte en soirée.
Source - © 2009 NASA/JPL-Caltech/Univ. of Maryland
Lors de son approche de la Lune, Epoxi a fait des mesures sur plusieurs jours terrestres. Ici, on a figuré les mesures effectuées le 2 et le 9 juin 2009. Un même point (astérisque rouge) a ainsi fait 1/4 de tour et est passé du matin en début d'après-midi. À gauche, on voit 2 images de la Lune prise en lumière visible les 2 et 9 juin. À droite, les mêmes images mais montrant l'absorption vers 2,8μm, les zones claires correspondant à une absorption forte et les zones sombres à une absorption faible.
En haut à droite, on voit 2 spectre d'une même région, spectres effectués à midi et le soir. La réflectance est plus faible le soir (absorption plus forte).
En bas à droite, un schéma résume l'intensité de la signature de l'eau au cours de la journée.
Quelle pourrait être la source de cette eau du sol lunaire le plus superficiel, eau qui s'évaporerait durant les chaudes heures de la journée mais qui se reconstituerait dans la soirée ? La source la plus probable, c'est le vent solaire, principalement constitué d'électrons et de protons (noyaux d'hydrogène). Ces ions H+ interagiraient avec l'O des silicates (rappelons que les principaux minéraux lunaires sont l'olivine [(Mg,Fe)2SiO4], le pyroxène [(Mg,Ca,Fe)SiO3] et l'anorthite [CaAl2Si2O8)], minéraux riches en oxygène comme tous les silicates.
Source - © 2009 Univ. of Maryland/F. Merlin/McREL
Figure 11. Vent solaire et origine de l'eau lunaire
Les protons (ions H+) du vent solaire réagiraient avec l'oxygène contenu dans les silicates pour engendrer des groupement OH (hydroxyle) et de l'eau (H2O).
La NASA interprète la variation géographique (zones équatoriales et tempérées pauvres en eau, hautes latitudes plus riches) et la variation horaire de la manière suivante : « Toutes ces données montrent une perte systématique de l'eau superficielle pendant qu'il fait chaud, en particulier durant la matinée et le milieu de la journée, avec un retour à la « normale » le soir. Ce cycle journalier suggère que l'hydrogène du vent solaire pourrait être la source de la réhydratation qui suit les hautes températures de midi ».
Des images spectrales à haute résolution spatiale sont encore plus intrigantes.
Certains petits cratères « récents » sont entourés d'une couronne d'éjectas riche en H2O et/ou OH. Pour la NASA, cela suggèrerait qu'il existe localement, à faible profondeur, des niveaux contenant de l'eau et/ou des minéraux hydroxylés. Une différence dans la répartition d'H2O et d'OH suggèrerait même des teneurs en H2O et OH complexes. Cet excès d'eau par rapport à la teneur normale des environs n'existerait que dans les éjectas des cratères récents, car il « s'évaporerait » et disparaîtrait avec le temps.
Source - © 2009 ISRO/NASA/JPL-Caltech/USGS/Brown Univ.
Ce résultat suggère qu'un niveau sous-jacent peu profond et riche en eau existe sous ce cratère, ou alors que cette eau a été apportée par l'impacteur (comète ou chondrite carbonée riche en eau).
Source - © 2009 ISRO/NASA/JPL-Caltech/USGS/Brown Univ.
L'absorption par OH est inégalement répartie dans les éjectas, et n'est abondante que dans 2 zones diamétralement opposées. Ce résultat suggère qu'un niveau sous-jacent peu profond et riche en eau existe sous ce cratère, ou alors que cette eau a été apportée par l'impacteur (comète ou chondrite carbonée riche en eau). La répartition des radicaux hydroxyles de part et d'autre du cratère reste à expliquer.
On pourrait aussi expliquer cet excès d'eau dans les éjectas récents, sans faire intervenir un niveau hydraté sous-jacent. Le vent solaire et le rayonnement cosmique affectent la surface des grains du sol lunaire sur quelques dizaines de nanomètres. Le réseau cristallin est détruit, et la pellicule externe est devenu vitreuse. Cette pellicule vitreuse est longue à se faire. Elle n'existe que pour les « vieux » sols, et est absente ou très limitée dans les éjectas récents. Il suffirait que l'implantation des ions H+ solaires soit plus facile dans les minéraux cristallisés que dans le verre pour expliquer la surabondance de la signature spectrale de l'eau autours des cratères jeunes. Il faudrait tester cette hypothèse en laboratoire.
La Lune n'est donc pas si anhydre que cela, et son étude nous révèle encore bien des surprises. Attendons le 9 octobre 2009 en espérant que tout marchera bien et que l'impact de LCROSS fournira des données interprétables sur la présence (ou l'absence) de glace dans les cratères polaires. Et espérons que la sonde LRO qui est encore en fonctionnement en orbite lunaire permettra d'approfondir la question de cette eau du sol superficiel. Regrettons enfin que ces sondes qui donnent des résultats soient américaines, japonaises, indiennes, mais pas européennes.
