Les planètes telluriques - Philippe Rousselot Professeur Université de FC - CNRS

Les planètes
        telluriques

                 Philippe Rousselot
             Professeur Université de FC

Copie pdf des diapos : perso.utinam.cnrs.fr/~phil/uo1.php

Vue en coupe des planètes du système solaire, à l’échelle.

Mercure :
Petite planète longtemps « délaissée » :
seulement une sonde avant
Messenger en 2004 :
Mariner 10 (1975) « partagée »
avec Vénus, et qui n’a
effectué que trois survols de Mercure
(entre mars 1974 et mars 1975)

 Forte densité (entre Vénus et
la Terre) : 5,43 g/cm3  gros
cœur de fer (75% en rayon,
40% en volume) ?? Manteau
arraché par une collision ??

Période de rotation : 58,646 j
Durée du jour : 176 j
(alors que Mercure tourne
en 88 j autour du Soleil !)

La NASA a lancé la mission MESSENGER (Mercury
    Surface, Space Environnment, Geochemistry and
    Ranging) le 3 août 2004.
    → satellisation en mars 2011.
    → premier survol le 14 janvier 2008 à 200 km de la
    surface :

                                      Image obtenue 58 mn avant le survol.
                                      (18000 km de distance, 500x500 km)
Image obtenue 55 mn avant le survol
(18000 km de distance, le cratère mesure 200 km)

MESSENGER
a maintenant
permis de
cartographier
100 % de la
surface de
Mercure :

Vue détaillée de la vallée d'Angkor dans laquelle la lave a coulé
dans le passé.

Quelques résultats obtenus avec les observations de
MESSENGER :

→ Découverte de nombreux « creux » : petites dépressions
probablement formées par la perte d'éléments volatils par les
roches de surface profondeur moyenne 24 m, formations
récentes (moins de 300 millions d'années).

Faible albédo (11 %, comparable à la Lune) difficile à expliquer :

→ Avant MESSENGER albédo expliqué par analogie avec le cas
lunaire (altération spatiales – micrométéorites + irradiation dû au
vent solaire – sur les minéraux ferreux).

→ Problème : très faible teneur en fer à la surface.

L’ESA, avec le Japon prépare la mission Bepi Colombo :
→ Lancement en 2018 et satellisation en 2024 durant 1 an.
→ Deux sondes : Mercury Planetary Orbiter (MPO, ESA) et
Mercy Magnetospheric Orbiter (MMO, Japon)
→ Températures élevées, jusqu'à 350°C

Vénus

Astre le plus brillant après le Soleil et la Lune.
D'un point de vue historique...
→ Longtemps considérée comme deux planètes
distinctes : reconnue comme une seule planète du temps
des romains (déesse de l’amour et de la beauté).
→ En 1610 premières observations à la lunette par Galilée :
découverte des phases.
→ Observation des transits en 1761 et 1769, pour
déterminer l’unité astronomique

A la veille de l’ère spatiale peu de choses étaient
   connues sur Vénus, à cause de son épaisse
   atmosphère :
   → Diamètre estimée à 12200 km (100 km de trop, à
   cause de l’atmosphère)
   → Présence massive de CO2 (hauteur équivalent de

   3 km contre 3 cm sur Terre)
   → Période de rotation estimée à 4 jours
(Charles Boyer). Rien à voir avec celle
de la surface solide…
   → Masse estimée à 0,81 masse terrestre.

Exploration spatiale de Vénus
1ère sonde à survoler Vénus : Mariner 2 (USA, 1962)
 Tirée le 27 août 1962
 Survol de Vénus le 14 décembre 1962, à 34000 km
 Etude de l’atmosphère :       T500°C
 Etude du vent solaire

Après Mariner 2 de nombreuses sondes ont visité Vénus :
→ Série des sondes Venera (URSS) : Venera 4 à Venera 16,
entre 1967 et 1984
→ Mariner 5 (USA) en 1967
→ Mariner 10 (USA) en 1974
→ Pioneer Venus 1 et 2 (USA) en 1978
→ Vega 1 et Vega 2 (URSS) en 1985
→ Magellan (USA) en 1990

Sondes Venera :
→ Dédiées principalement à l’étude de l’atmosphère et aux
conditions physiques régnant au niveau du sol.
→ Venera 4 : première étude in situ de l’atmosphère
(largage d’une sonde avec un parachute le 18/10/67… qui
a fonctionné jusqu’à 25 km d’altitude).
→ Venera 7 : premier atterrissage réussi, le 15/12/70.
La sonde a émis depuis la surface pendant 23 mn.
→ Principale conclusion :
                Vénus est un enfer !!
     Tsurface  460°C et Psurface  92 atmosphères !

La surface de Vénus photographiée par Venera 13 :

→ Mariner 5 (USA) en 1967 : survol de la surface à 3990 km
de distance. Etude de l’atmosphère durant 1 mois.
→ Mariner 10 (USA) en 1974 : Survol de Vénus puis de
Mercure. 4000 photos de l’atmosphère de Vénus.
→ Pioneer Venus 1 et 2 (USA) en 1978 : 1 orbiteur et 4
landers (lancés séparément). Cartographie radar de la surface.
Un lander a réussi à émettre durant 1 heure après
l’atterrissage.

Vega 1 et Vega 2 (URSS) :
→ Double objectif : Vénus (juin 1985) puis la comète de Halley
  (mars 1986).
→ Largage de deux ballons dans l’atmosphère de Vénus ! Ils ont
  dérivé chacun durant environ 2 jours à 50 km d’altitude.

Magellan (USA) :
→ « La » grande mission de cartographie radar !!
→ 98% de la planète cartographiée entre août 1990 et
octobre 1994. Résolution de 100 m et 50 m en hauteur.

Carte globale de Vénus obtenue par Magellan.
   → Point le plus haut : Monts Maxwell à 11800 m au-dessus du
   niveau moyen.
   → Nombreuses traces d’activité volcanique
   → Pas d’opposition mers / continents : altitude uniforme

Venus Express :
 Tirée le 9 novembre 2005.
 5 mois de voyage
 Etude en orbite
 Etude de l’atmosphère, de la surface et de
  l’environnement du plasma.
 Réutilisation d’instruments de Mars Express et de
  Rosetta

Observations radar depuis la Terre :
→ Débutées en même temps que l’exploration spatiale
→ Ont permis de déterminer la vraie période de rotation de
Vénus en 1962 (radiotélescopes de Goldstone et d’Arecibo)
→ Vénus présente une rotation rétrograde en 243 j
→ Durée d’une journée : 117 j (rotation autour du Soleil en
225 j)

Quelques données sur l'atmosphère
→ Extrêmement épaisse et chaude
Psol92 atm et Tsol460°C.

→ Températures assez homogènes.
→ Peu de lumière au niveau du sol !
→ Composition :        CO2 : 96%
                       N2 : 3,5%
                       traces d’oxygène, d’eau, d’argon,
             d’oxyde de carbone, d’anhydride sulfureux, et
             gouttes d’acide sulfurique

L’effet de serre augmente la température de 500° !!
  L’eau n’a pas pu devenir liquide car Vénus était trop proche
  du Soleil  il n’y a pas eu d’océans pour dissoudre le CO2
  (comme sur Terre)  le CO2 est resté en totalité dans
  l’atmosphère.

Nuages :
→ Composition : CO2 + gouttes
d'acide sulfurique (H2SO4)
→ Reflètent 75% de la lumière solaire
→ Humidité de 0,1%

→ Acide sulfurique formé par l'action
du Soleil sur le dioxyde de carbone,
le dioxyde de soufre et la vapeur d'eau
(CO2 photodissocié pour l

La surface et la structure interne

→ Un millier de cratères d’impact recensés par Magellan
→ L’étude de la répartition des cratères a montré que la
surface de Vénus est jeune : environ 500 millions
d’années.
→ Toute la surface de Vénus aurait à peu près le même
âge.
→ Hypothèse de la « catastrophe globale » : des
éruptions volcaniques massives auraient remodelée toute
la surface vénusienne il y a 500 millions d’années.

De multiples traces d’activité volcanique !

   → Petits volcans bouclier
   (moins de 20 km de diamètre)

    → Volcans bouclier de taille
intermédiaire (20-100 km de diamètre).
Certains d’entre eux ressemblent à
des « pancakes domes »
(50 km sur 1 à 2 km de hauteur, car
la lave est très visqueuse et
applatie par la pression
atmosphérique).

→ Grands volcans
(plus de 100 km
de diamètre)

   Sapas Mons
   (400 km à la base)

 → Chenaux de lave
Le plus long : Baltis
 Vallis, 6800 km

Grands volcans de type « corona »
(caractérisés par des anneaux de fractures)
Sans doute liés à un volcanisme de point chaud : de la
matière serait sortie du manteau et aurait fracturé la croûte
en créant une activité volcanique.
Lorsque le bulbe s’affaisse il reste un réseau de fractures.

De nombreuses traces d’activité tectonique ! Par exemple :
   → Terrains « tessera »
   Zones d’altitude élevée avec des traces de déformation de la
   croûte. Plus vieilles structures géologiques (8% de la
   surface).

   → Ishtar Terra

   Continent surélevé traversé
   par les Monts Maxwell.

Histoire géologique :

   → Difficile à reconstituer car l’âge de la surface visible ne
   dépasse pas 500 millions d’années.
   → On constate cependant qu’aujourd’hui Vénus est une
   planète à une seule plaque qui n’évacue pas sa chaleur
   interne comme sur Terre. Sa croûte serait également plus
   épaisse que sur Terre.

Quelques résultats obtenus par Venus Express :
→ Mesure plus précise du rapport D/H (240 x rapport H/D
Terre à haute altitude, 157 fois à basse altitude)
→ Variations de température jour/nuit marquée vers 55-60
km d'altitude (30-40K)
→ Vortex polaire confirmé et étudié de plus près
→ Eclairs (observés en IR sur la partie nuit)

Vortex polaire :

Venus Express : tectonique des plaques et océans primitifs ?

Mesures de température du sol en infrarouge : émissivité
particulière sur les zones d'altitude
(en dehors des zones
d'atterrissage des sondes
russes (basalte)) :
granite ?
Sur Terre : granite dû à
la tectonique des
plaques et à l'eau...

Projet japonais : Planet-C ou « Venus Climate Orbiter »
 (« Akatsuki » = « Aube »)
→ Lancement le 20 mai 2010… mais problème lors de la
mise en orbite autour de Vénus le 7 décembre
→ Orbite héliocentrique avec, finalement, une mise en orbite
autour de Vénus le 7 décembre 2015 (plus haute que prévue)

Le couple Terre-Lune :
→ La Terre est la seule planète tellurique à avoir un
satellite de taille significative.

→ Elle se caractérise également par
  une atmosphère épaisse et des
  conditions physiques
  favorables à la vie (eau
  sous ses trois formes,
  températures
  douces…).

Formation de la Lune :

→ Collision accidentelle
aux débuts de l’histoire
du système solaire

Histoire géologique :

→ Entre - 4,4 et -3,8 milliards
d’années : bombardement météoritique très intense
avec bombardement tardif vers 700 millions d'années (?).

→ Entre - 3,8 et -3 milliards d’années : activité éruptive et
épanchement de basalte, qui a tapissé le fond des mers.

→ Au-delà de -3 milliards d’années : surface qui s’est
« assoupie » et n’a quasiment plus évoluée depuis.

L’atmosphère primitive de la Terre a été créée par le
dégazage intense en provenance des volcans. On estime que
cette atmosphère était composée essentiellement de :
   → vapeur d’eau (H2O‫)‏‬
   → dioxyde de carbone (CO2)
   → diazote (N2)

Avec d’autres composés
mineurs : méthane (CH4),
ammoniac (NH3), dioxyde de
soufre (SO2).

Deux éléments importants :

→ Pas d’oxygène
→ Beaucoup de CO2

Le Soleil jeune était également moins brillant de 30% /
aujourd'hui.

La Terre primitive s’est trouvée à une bonne distance du
   Soleil, car l’eau pouvait se trouver sous ses trois
   formes : solide, liquide et gazeuse (formation des océans
   vers -3,8 milliards d'années) :

Température d'équilibre
liée à la distance au
Soleil puis augmentation
de la température
lors de la formation de
l'atmosphère à cause
de l'effet de serre.

L'évolution de l'atmosphère terrestre est
dominée par trois processus importants :

→ La formation des océans

→ L'apparition de la vie

→ L'augmentation de luminosité du Soleil

Formation des océans (vers -3,8 milliards d'années) :

→ N2 : très faible solubilité dans l'eau, reste dans l'atmosphère.
→ CO2 : dissous par l'eau de pluie → HCO3-
L'eau de pluie entraîne également la formation d'ions Ca2+
    (altération de roches silicatées). Ces deux espèces
    enrichissent les océans où ils réagissent pour former du
    carbonate de calcium CaCO3, constituant essentiel des
    roches calcaires (avec le carbonate de magnésium) :
(actuellement ce processus
est doublé d'un processus
de sédimentation de matière
organique).

Aujourd'hui la totalité du CO2
des carbonates terrestres
correspond à 9.1019 kg ce
qui donnerait 60 bars de
pression dans l'atmosphère (≈Vénus).

Apparition de la vie :

   Les premières cellules sont apparues durant le premier
   milliard d’années d’histoire de la Terre. Il s’agissait des
   procaryotes.

   Il est probable que ces premières cellules se sont répandues
   à la surface de la Terre :

   → Après la période d’impacts massifs et fréquents de
   planétésimaux.

   → Après la formation des océans liquides, vers –3,8
   milliards d’années.

Aujourd’hui : 78% d’azote (N2), 21% d’oxygène (O2), 1% d’eau
(H2O), 0,93% d’argon (Ar), 0,035% de CO2 ainsi que diverses
autres gaz très minoritaires et dont l’abondance est parfois très
variable avec l’altitude (par exemple l’ozone, O3, ou le méthane,
CH4).

Dans 5 milliards d'années environ la Terre sera engloutie par
le Soleil qui deviendra une géante rouge mais la vie risque de
disparaître bien avant :

   Augmentation de la luminosité du Soleil, donc :
   → augmentation du pompage du CO2 par les roches
   → dans 500 millions d'années moins de 10 ppm de CO2
      (actuellement : 400)
   → activité photosynthétique impossible
   → disparition des espèces végétales
   → disparition de l'oxygène (en environ 2 millions
      d'années)
   → disparition de tous les êtres vivants ??

Et si la vie survie à la disparition des espèces végétales et de
l'oxygène...

Dans 1,2 milliards d'années température de surface 70°C,
donc :

    → Evaporation des océans (en 200 millions d'années
       environ)

    → Effet de serre très intense avec la vapeur d'eau

    → Température d'environ 400°C (comme sur Vénus)

Mars

→ La planète Mars est connue
depuis l’Antiquité, car visible
à l’œil nu.

→ Dans l’Antiquité, associée au dieu de la guerre. Pour les
Egyptiens : « Har décher » (Le Rouge). Pour les Babyloniens :
« Nergal » (L’étoile de la mort).
→ Mouvement compliqué, qui a contribué au système des
épicycles de Ptolémée (vers 140 ap. J-C), et plus tard aux
lois de Kepler (au début du 17ème siècle).

L’orbite de Mars se caractérise par une excentricité très
marquée, ce qui a une grande influence sur la façon dont cette
planète est visible de la Terre :
 Opposition périhélique : Mars est à 1,38 UA du Soleil.
Distance Terre-Mars = 56 millions de km (25’’, fin août)
→ Opposition aphélique : Mars est à 1,66 UA du Soleil.
Distance Terre-Mars = 100 millions de km (14’’, fin février)

Les oppositions ont
lieu tous les 2 ans et
1,5 mois. Il s’écoule
15 ans entre deux
oppositions
périhéliques.

Plus petite que la Terre mais planète
qui présente les caractéristiques
physiques au niveau du sol les
plus proches de la Terre !

Visitée par beaucoup de sondes
Spatiales.

Quelques sondes remarquables :

→ Mariner 4 : la première sonde à réussir
à survoler Mars, le 14 juillet 1965 (après
deux échecs soviétiques et un américain).

→ Mariner 9 : la première sonde à réussir
à se satelliser autour de Mars, le 14 novembre 1971…
en pleine tempête de sable. De multiples découvertes :
traces d’eau liquide, Olympus Mons, Valles Marineris,
photos de Phobos…

→ Viking 1 et 2 : les premières sondes à se poser à la
surface de Mars, en juillet et septembre 1976, et à réussir à
envoyer des données durant plusieurs années.

Principaux résultats scientifiques obtenus par les
sondes Viking :

 → Température : Viking 1 a mesuré des températures
entre -83°C et -33°C. Des mesures effectuées en orbite
ont montré un maximum de 22°C. Au niveau des calottes
polaires le CO2 gelé bloque la température à –125°C.

 → Vitesse du vent : comprise habituellement entre 2 m/s
(la nuit) et 7 m/s (la journée). Lors des tempêtes
(printemps, été austral) elle atteint 26 m/s (90 km/heure).

 → Composition de l’atmosphère (pour une pression de
 7,5 mbars) : dioxyde de carbone (95,32%), azote (2,7%),
argon (1,6%), monoxyde de carbone (0,7%), oxygène
(0,13%), vapeur d’eau (0,03%), traces de gaz inertes.

→ Pression atmosphérique : elle varie au cours du temps !

Explication : la calotte polaire sud « stocke » une bonne
partie du CO2 atmosphérique durant l’hiver austral (diminution
de la pression). Celui-ci se sublime au printemps entraînant
une augmentation de la pression atmosphérique et des
tempêtes de sable.

→ Mars Pathfinder : la première sonde équipée d’un petit
véhicule destiné à rouler sur le sol martien; Sojourner (11,5
kg). S’est posé le 4 juillet 1997.

→ Mars Global Surveyor : sonde de la NASA en orbite
autour de Mars depuis septembre 1997. D’innombrables
images de la surface, obtenues en orbite.

→ Mars Odisssey : sonde de la NASA placée en orbite.
Elle cartographie le sous-sol martien depuis février 2002.
Elle a ainsi permis de cartographier la glace d’eau enfouie
dans le sol :

→ Mars Exploration Rover : sondes
de la NASA, lancées le 10 juin et
7 juillet 2003. Chacune contient un
atterrisseur. Elles se sont posé
à la suface de mars en janvier
2004 et sont actuellement en cours
de fonctionnement.

→ Mars Express : sonde de l’ESA
  lancée le 2 juin 2003. Elle s’est
  mise en orbite autour de Mars le
  25 décembre. Elle était équipé d’un
  lander, appelé Beagle 2, qui n’a
  pas fonctionné correctement lors
  de son atterrissage...

   → Mars Reconnaissance Orbiter (MRO, NASA) est en
   orbite autour de Mars depuis le 10 mars 2006.

Mars Science Laboratory / Curiosity :
- Plus gros rover jamais construit par la NASA (3 m de long, 899 kg)
- Atterrissage le 6 août 2012.
- Instrument ChemCam : tir au
laser jusqu’à 7 m et analyse spectro
du gaz vaporisé.
 - Objectifs scientifiques :
    - déterminer si des conditions propices à la
    vie ont pu exister sur Mars
    - caractériser le climat de Mars
    - préciser la géologie de Mars
    - préparer l'exploration humaine de la planète
    rouge (mesure des radiations)

MAVEN (Mars Atmosphere and Volatile Evolution, NASA)
→ En orbite autour de Mars
depuis septembre 2014
→ Etude des couches
supérieures de l'atmosphère,
de l'ionosphere, et des
interactions avec le Soleil et
le vent solaire.

TGO (ExoMars Trace gas Orbiter, ESA)
 → En orbite autour de Mars depuis
 le 19 octobre 2016.
 → Largage (raté…) d'un atterrisseur,
 Schiaparelli (ou ExoMars EDM pour
 ExoMars Entry, Descent and Landing
 Demonstrator Module) qui s'est
 écrasé le 19 octobre.

Mars InSight (Interior Exploration using Seismic
   Investigations, Geodesy and Heat Transport) (NASA)

→ Tir prévu en mai 2018.

→ Sismomètre et capteur
de flux de chaleur.

La question de l’eau :
Depuis Mariner 9, en 1971, on sait que de l’eau liquide a
coulé à la surface de Mars, dans le passé. Plusieurs
arguments :
→ Présence des réseaux de vallées et des
chenaux d’écoulement.

→ L’étude de certaines structures dans Valles Marineris
montrent l’action de l’eau : (i) certains canyons montrent
des traces de sédiments et d’érosion liquide et (ii) il existe
des zones chaotiques situées près des chenaux
d’écoulement (glace sous pression libérée brutalement
suite à un impact d’astéroïde).

→ Observations de Mars Global Surveyor en 2000 et
2006.

Observations de Mars Global Surveyor :
→ En 2000 : traces d'eau récentes
(à l'échelle géologique)

→ En 2006 : mise en évidence des
modifications d’une même zone attribués
à de l’eau liquide qui aurait coulée entre les
deux survols

Les sondes spatiales ont également révélé la présence de :
→ phylosilicates, très répandus dans les régions anciennes :
interaction prolongée des roches ignées avec l'eau liquide.
→ sulfates hydratés : par exemple, de la kiesérite (MgSO4-
H2O)

→ dépôts de gypse (CaSO4-2H2O) sur de la kiesérite au fond
d'un lac asséché, indiquant un changement de nature saline
de ce plan d'eau au cours de son assèchement.

→ Les formes d’érosion observées dans les réseaux de
vallées impliquent une présence d’eau prolongée et donc un
climat plus chaud dans le passé avec une atmosphère plus
dense.
→ Ce climat a changé depuis longtemps (plusieurs milliards
d’années).
→ Au début de l’histoire de Mars les volcans ont sans
doute apporté les gaz nécessaires à une atmosphère
dense. Quand ils ont réduit leur activité la pression
atmosphérique a baissé car les gaz se sont échappés de
Mars (faible attraction gravitationnelle) et l’eau ne pouvait
plus être liquide.
→ Si toute l’eau qui a existé à la surface de Mars avait été
liquide elle aurait recouvert toute la planète d’une couche de
500 m d’épaisseur (contre 3 km pour la Terre).

Où est passée toute l’eau de Mars aujourd’hui ?

Quelques éléments de réponse :
→ Régions polaires, surtout nord (calotte et dépôts de glace
et de poussières).
→ Minéraux hydratés (dans le sol).
→ Evaporation dans l’espace (l’hydrogène libéré par la
dissociation moléculaire peut s’échapper de l’atmosphère).
→ Réserves importantes dans le sous-sol, peut-être sous
forme liquide à grande profondeur (?).

Septembre 2015 :
Annonce de la découverte observationnelle (Mars
Reconnaissance Orbiter) de saumures de différentes
composition correspondants à des écoulements, faites de
chlorate et perchlorate de magnésium et de perchlorate de
sodium, mêlés à un peu d’eau. Ces saumures permettent à
l'eau de rester liquide.

Vue d'artiste de l'atmosphère martienne aujourd'hui et dans le passé :
    dans le passé l'eau était sans doute liquide et l'atmosphère plus
                          dense qu'aujourd'hui.

Les volcans :
Les volcans martiens sont de type bouclier. Ils sont
beaucoup plus grands que sur Terre car il n’y a pas de
tectonique des plaques sur Mars : les volcans ne
bougent pas du « point chaud » qui leur a donné
naissance.

Dichotomie hémisphère nord / hémisphère sud :
  → Hémisphère nord : plaines jeunes et presque lisses
(processus de remodelage volcanique)
  → Hémisphère sud : relativement élevé en altitude, criblé de
cratères d’impact.
Impact avec un gros corps (≈1000 km) au début de l'histoire
de Mars ?

Détection du méthane dans l’atmosphère de Mars :
Détecté depuis le sol (IR) avec variations saisonnières.
 Le méthane a une durée de vie de 300 ans environs dans
l’atmosphère de Mars (photodissociation par les UV du Soleil).
 Hypothèse : déstabilisation de clathrates par les « hautes »
températures estivales, mais origine initiale peu claire.
 Problème observationnel ?? (raies telluriques, nécessité
d'un décalge Doppler)...

Tentative de recherche in situ du méthane par Curiosity :

   Première publication (2013) avec résultat négatif (limite
  supérieure 1,3 ppbv).
   Décembre 2014 : détection in situ du méthane mais
  avec des concentrations très variables !

Aller sur Mars
Deux scénarios possibles :
→ scénario de conjonction : 910 jours dont 550 sur Mars
(scénario le plus intéressant a priori)
→ scénario d'opposition : 640 jours dont 30 sur Mars

Déroulement des scénarios d'opposition et de conjonction : 1 : Lancement de
l'équipage, 2 : Atterrissage sur Mars, 3 : Décollage du sol de Mars, 4 Assistance
gravitationnelle de Vénus (scénario d'opposition uniquement), 5 Retour sur Terre.

→ principal problème : l'exposition aux radiations (éruptions
solaires et rayons cosmiques).

Scénario de référence de la NASA :

  Copie pdf des diapos : perso.utinam.cnrs.fr/~phil/uo1.php