La Lune, fille de Gaïa

Une évolution bouleversée (IV)

L'exploration de la Lune permit aux équipages d'Apollo de déposer sur sa surface des instruments d'étude géophysiques, parmi lesquels des sismomètres, des magnétomètres, des sondes pour effectuer des relevés de température, de pression et de plasma ainsi que des réflecteurs lasers pour évaluer avec précision (à 10 cm près) sa distance à la Terre. D'autres relevés furent effectués à partir de la capsule Apollo elle-même : sa composition fut déterminée par fluorescence aux rayons X, on mesura sa radioactivité et sa surface fut cartographiée. L'ensemble des missions lunaires récoltèrent 383 kg de roches. La plupart ont été répartis dans les universités et font l'objet d'études par des scientifiques aux quatre coins du monde.

Comme évoqué précédemment, une partie de ces échantillons furent scellés et certains furent même cryogénisés en 1972 afin que la prochaine génération de chercheurs puisse les étudier avec des outils plus performants qu'à l'époque. Ces "nouveaux" échantillons récoltés au cours des missions Apollo 15, 16 et 17 furent analysés à partir de 2018 (cf. le programme ANGSA).

La surface lunaire peut-être relativement lisse dans les mers et les océans de basalte et au contraire localement très accidentée avec de véritables chaînes de montagnes, des cratères, des pics, des failles, des crêtes, des éjecta et des éboulis relativement récents. Documents NASA/Apollo 11 et NASA Images/Apollo17.

En 1958, soit onze ans avant la mission historique d'Apollo 11, Wernher von Braun[3] avait écrit un roman de réalité-fiction proposant aux lecteurs une première ébauche de ce que serait l'exploration de la Lune  : "John se baissa pour ramasser un bloc de rocher; quoique celui-ci eût presque la dimension d'une pastèque, John sentait à peine son poids vu la faible pesanteur lunaire, un sixième de celle à la surface terrestre [...] Il jeta le caillou et s'émerveilla de voir la distance franchie sous cette faible apesanteur [...] Longtemps avant leur départ, les savants leur avaient préparé des listes compliquées de donnée qu'ils espéraient voir récolter grâce à cette première expédition sur la Lune [...] Ce programme leur disait ce qu'ils devaient faire. [...] John et Larry étaient des pilotes et non des scientifiques; mais on les avaient soigneusement instruits de ce que les scientifiques désiraient. Les astronomes et les géologues voulaient des morceaux de sol lunaire comme indices de son origine et de sa composition."

A télécharger : Unified Geologic Map of the Moon, USGS

Ci-dessus, les faces visible (gauche) et cachée de la Lune (les trois autres images), respectivement le côté ouest, le centre (face cachée) et le côté est. L'hémisphère cachée témoigne d'un passé marqué par un bombardement météoritique intense qui n'a eu de cesse que voici quelques millions d'années. La grande formation en dessous du centre sur l'image de gauche est Mare Orientale. Il s'agit d'un cratère d'impact présentant deux chaînes concentriques de montagnes, l'une de 700 km de diamètre, l'autre de 900 km de diamètre. Le cratère à rayon sur l'image du centre est Jackson tandis que la tache sombre à sa gauche est Mare Moscoviense dont la partie sombre mesure 227 km de longueur et se trouve plus bas que le niveau moyen de la Lune. Ces images ont été prises par la sonde spatiale LRO à 643 nm. Documents LRO/NASA/U.Az. Ci-dessous, deux cartes topographiques de la Lune basées sur les données altimétriques LOLA de la sonde LRO. Les couleurs indiquent l'élévation. A gauche, la carte préparée le géophysicien Mark Wieczorek, à droite celle de l'Université d'Arizona.

Grâces aux missions lunaires et en particulier aux missions Apollo, la Lune révéla que sa surface avait été profondément modifiée durant le premier 1.5 milliard d'années. Bien que certains échantillons remontent à 4 ou 4.5 milliards d'années, la plupart d'entre eux n'ont pas plus de 3 à 4 milliards d'années. Les flots de laves que l'on retrouve dans les mers indiquent qu'il y eut à cette époque un mélange des couches superficielles et une intense activité du magma provoquées par les impacts météoritiques et les émissions volcaniques. L'énergie gravitationnelle libérée pendant la formation de la Lune, la chaleur générée par les éléments radioactifs et les effets thermiques provoqués par les gigantesques impacts ont sculpté sa surface, contribuant à mélanger ses couches extérieures.

Les conditions physiques sur la Lune

N'ayant jamais été sur la Lune, nous aimerions tous savoir quelles sont les conditions physiques à la surface de la Lune, l'aspect et la consistence du sol, sa composition, l'effet de la faible gravité, du vide et de l'absence d'atmosphère, la température, etc.

Avant l'alunissage de la mission Apollo 11 le 20 juillet 1969, il était très difficile de déterminer la nature exacte du sol lunaire. Les questions étaient largement débattues : le sol était-il dense ou poreux, quelle était la finesse de la poussière, s'étendait-elle en profondeur ?

Nous savons aujourd'hui que la surface de la Lune est couverte en totalité, sur quelques dizaines de centimètres, de poussière. Sous cette couverture s'étend une couche de régolite (de la poussière, des débris et des fragments de roches ou brèches) de 4 à 5 m d'épaisseur dans les mers et de ~10 à 15 m d'épaisseur dans les montagnes (cf. LPI). Elle atteint également plusieurs mètres d'épaisseur sur les pentes des cratères (cf. L.Li et J.F. Mustard, 2005). Nous verrons comment mesurer à distance l'épaisseur du régolite grâce à la méthode de l'angle de pente.

Le vide aidant, la cohésion des particules est telle qu'il est quasiment impossible d'enfoncer un pieu dans le sol lunaire sans l'aide d'un marteau !

Son atmosphère ou plutôt son exosphère se réduit à la présence d’une faible enveloppe de sodium qui s’étend jusqu’à 14000 km au-dessus de sa surface. La densité de ce gaz atteint 1000 rayleighs au sol mais chute d’un facteur 10 à 5000 km d’altitude et d’un facteur 100 à 10000 km d’altitude. La densité et la dimension de cette enveloppe sont très aléatoires et peuvent se réduire de moitié sans raison apparente.

La surface lunaire à l'aspect du talc en raison de l'absence d'atmosphère et du froid. Elle est entièrement couverte de poussière sur quelques dizaines de centimètres d'épaisseur puis de régolite (débris) sur plus de 10 mètres de profondeur. A gauche, l'empreinte laissée par la botte droite de Buzz Aldrin d'Apollo 11 en 1969. En absence d'érosion, on estime qu'elle restera visible durant plusieurs millions d'années. Au centre, de temps en temps les astronautes ont découvert des éboulis récemment formés comme dans cette dépression au pied du Mont Hadley dans les Apennins explorée par Apollo 15. A droite, alors que tout le paysage était grisâtre, des roches oranges furent découvertes sur le site de Taurus-Littrow par Jack Schmitt d'Apollo 17 en bordure du cratère Shorty en 1972. Son collègue Eugene Cernan releva sa visière dorée pour être certain qu'il ne s'agissait pas d'un reflet ou d'une hallucination : "It's still orange! ", dit-il. "Sure it is! Crazy!", lui répondit Schmitt (cf. le log d'Apollo 17). Après analyse, cette couleur rarement observée sur la Lune signale une ancienne activité volcanique qui remonta en surface des billes de verre formées lors de la formation du cratère dans des processus similaires à ceux des geysers. Documents NASA/Apollo 11 (ref. AS11-40-5877), Apollo 15, Apollo 17.

Température sur la Lune

La surface de la Lune était exposée au vide, on ne peut pas facilement évaluer sa température au sol. En effet, comment peut-on mesurer la température du vide ? La température est une valeur moyenne; on ne peut pas mesurer la température d’un atome par exemple mais uniquement celle d’un ensemble d’atomes. Etant donné qu’il n’y a pas de matière, on ne peut pas estimer la température du vide comme on le ferait sur Terre avec un thermomètre. Il faut utiliser un dispositif permettant de mesurer la quantité d’énergie du rayonnement.

Nous avons vu en météorologie à propos de la température que la thermodynamique nous apprend notamment que la chaleur se propage de trois manières différentes :

- par conduction : le transfert de chaleur s’opère par l’agitation moléculaire de proche en proche

- par convection : le transfert de chaleur d’effectue grâce aux mouvements des masses. Au contact d’une source de chaleur, l’air s’élève par exemple

- par rayonnement : le transfert de chaleur s’effectue par les ondes électromagnétiques. Ainsi devant un foyer, seule la partie lui faisant face est chaude.

Dans le vide de l’espace où l’absence de matière ne permet pas le transfert de chaleur par conduction ou convection, la chaleur est uniquement transmise par rayonnement. Cette température est différente de la température réelle du corps exposé à cette chaleur. La température d’un corps dépend de plusieurs paramètres :

- de la température de la source de rayonnement (~6000°C dans le cas du Soleil)

- de la distance (en fait de l'angle solide sous lequel on voit l'objet qui rayonne)

- les dimensions du corps

- l'albedo du corps

- la densité de la surface exposée

- la résistivité thermique du corps

- les mouvements du corps

- la réflectivité de l’appareil de mesure.

Comme la Terre, la Lune ne reçoit qu’un demi-milliardième de toute l’énergie rayonnée par le Soleil. Ce que l’on mesure sur la Lune ou à hauteur de l’orbite terrestre n’est pas la température du vide à proprement dit mais la température effective résultant du rayonnement des différentes sources de chaleur, essentiellement celle du Soleil, les autres contributions étant négligeables.

A l’inverse, si on effectuait la même expérience sur Terre, sur une pelouse exposée au Soleil, nous savons tous que la température du thermomètre peut indiquer 40 ou 50°C alors que sous abri il ne fait peut-être que 25 ou 30°C. La mesure prise en plein Soleil est la température effective du rayonnement lorsque le thermomètre est parvenu à la température d’équilibre.

Sur la Lune la température en plein Soleil atteint 150°C et plonge côté obscure à environ -150°C. Localement, dans les crevasses qui ne voient jamais la lumière du Soleil, la température chute à -230°C.

En moyenne, la différence de température que présente un rocher entre sa face éclairée et celle plongée dans l'ombre depuis quelques heures dépasse donc 300°, une valeur plus de 10 fois supérieure aux écarts que l'on connaît sur Terre où l'atmosphère et le vent jouent un rôle régulateur. Le sous-sol est un véritable permafrost, gelé à 2 m de profondeur par -17°C pour progresser ensuite de 1.75° par mètre de profondeur.

Les équipages des missions Apollo ont aluni lorsque le Soleil était assez bas sur l'horizon, un ou deux jours après le lever local du Soleil sur leur site, ce qui fait que la température était encore relativement modérée, même après qu'ils soient restés 3 jours sur la surface lunaire.

Dans le vide, l'absence d'atmosphère ne permet pas de conduire la chaleur et le froid ne s'installe pas facilement. Par sécurité les boîtiers des caméras Hasselblad 500 telles celle que porte Alan Bean d'Apollo 12 sur la photo de gauche, étaient recouverts de matériaux argentés spécialement conçus pour refléter la lumière du Soleil et ne pas absorber sa chaleur (cf. DPReview). Les films de 70 mm étaient conservés dans des magasins spéciaux offrant une bonne protection contre les extrêmes de température, même lorsque les caméras étaient abandonnées en plein Soleil. Le film pouvait ainsi rester à la température d'une pièce de séjour (la température intérieure du LEM) durant plusieurs heures.

Pour information, dans des conditions normales sur terre, la gélatine couvrant le dos d'un film se brise par -80°C tandis que l'émulsion commence à se voiler à partir de +50°C. Elle est également sensible aux rayons X et aux autres particules de forte énergie.

Finalement les ingénieurs de la NASA furent plutôt bien inspirés et ont tout de suite fabriqués des équipements capables de supporter les températures lunaires. C'est l'une des raisons pour lesquelles ils demandaient aux astronautes de veiller à ce que la poussière ne recouvre pas leur équipement.

Composition de la Lune

Avec une densité de 3.36 la Lune est très légère. Sa masse est 81 fois inférieure à celle de la Terre. Les matériaux récoltés sont très secs et ne présentent pratiquement pas d'eau cristallisée. Ils contiennent suffisamment d'éléments volatils (C, O) pour évoquer un processus très chaud à un moment de son histoire. Ceci est confirmé par des échantillons riches en éléments réfractaires (Ca, Ti, Mn) et en sphérules de verre. Les brèches sont composés de matière vitreuse agglomérée à des éléments rocheux.

A lire : Les roches lunaires

Deux échantillons de roches lunaires. A gauche, un échantillon de 112 g de brèche extrait du régolite (réf. 10009) récolté par Apollo 11. Il contient de la silice (42%) et de nombreux oxydes métalliques (FeO, Al2O3, CaO, MgO, etc). A droite, un échantillon de basalte de 9.6 kg (ref. 15555) récolté par Apollo 15. Il est composé de pyroxène (52.4%), de plagioclase (30.4%), d'olivine (12.1%) et d'un peu de silice (0.2-2%).

Les roches récoltées dans les mers lunaires ressemblent, bien qu'elles soient différentes, aux laves terrestres, ce sont des basaltes. Les échantillons de montagne révèlent une différenciation de la matière en quelque 75 variétés de minéraux, les anorthoses, à l'instar de la grande variété de roches et de minéraux que l'on retrouve sur Terre à une échelle plus étendue (2000 espèces). Les matériaux lunaires ne ressemblent pas exactement aux météorites ordinaires, ni exactement à l'écorce terrestre, tout trois ont probablement la même origine mais connurent une évolution différente.

98 à 99% des minéraux cristallins des rochers lunaires sont composés de quatre minéraux : feldspath plagioclase, pyroxène, olivine et ilménite. Les 1 à 2% restants sont des minéraux oxydés tels que la chromite et le rutile, du feldspath de potassium, du phosphate de calcium, du zircon, de la troilite et du fer, mais ceux-ci ne sont présents que sous forme de petits grains microscopiques dans les interstices des minéraux principaux.

Le quartz, la calcite, la magnétite, l'hématite, les micas, les amphiboles et la plupart des sulfures ne sont pas présents dans les météorites lunaires. De nombreuses météorites lunaires présentent des veines de calcite, mais cette matière est un résidu qui s'est formé sur Terre, au cours du temps qui s'est écoulé depuis leur impact. Autrement dit, la prédence de quartz, de micas, d'hématite et de calcite dans une roche récoltée sur Terre suffit à dire que cet échantillon n'est pas une météorite lunaire.

La Lune est solide sur les trois-quarts de son épaisseur. Les ondes sismiques sont interrompues et se réfléchissent vers 1000 km de profondeur; au-delà la matière est fluide. Sous l'écorce, le manteau est donc solide. Après une zone de transition de quelques dizaines de kilomètres nous arrivons au noyau, dont une partie portée à 1500°C est encore en fusion et se compose de fer. Il s'étend sur 700 km.

Du temps où la Lune avait une atmosphère

Si aujourd'hui la Lune n'a pratiquement pas d'atmosphère, en étudiant des roches rapportées par les astronautes des missions Apollo XV et XVII respectivement en 1971 et 1972, les chercheurs Debra Needham et David Kring du Lunar and Planetary Institute (LPI) ont découvert des traces d'éléments volatiles dans des fragments de laves vitrifiées récoltés dans la "Mer des Pluies" (Mare Imbrium), un vaste bassin de basalte qui se serait formé voici 3.2 à 3.8 milliards d'années et formant aujourd'hui "l'oeil gauche" du visage de la Lune. On y reviendra.

Les résultats de leurs analyses publiés dans la revue "Earth and Planetary Science Letters" en 2017 indiquent qu'à cette époque les éruptions volcaniques dégagèrent de grandes quantités de gaz avec par ordre d'importance (en ppm) le CO, S, H₂O, H₂ et OH. Les chercheurs estiment que la "Mer des Pluies" fut remplie de 5.3 millions de km³ de lave qui relâchèrent lors de leur activité la plus intense quelque 10000 milliards de tonnes de gaz avec un taux d'émission de l'ordre de 10 tonnes/seconde. Lorsque l'émission de gaz s'arrêta, en raison de la faible masse de la Lune, les gaz volatiles se sont échappés dans l'espace à raison de 10 kg/seconde, ce qui implique que la Lune conserva une atmosphère pendant au moins 70 millions d'années.

Cette légère atmosphère présentait une pression maximale atteignant 1000 Pa soit 1% de la pression atmosphérique terrestre actuelle au niveau de la mer, ce qui représente tout de même 1.5 fois la pression atmosphérique actuelle régnant à la surface de Mars.

Etant donné qu'il y avait une atmosphère sur la Lune et des variations de température, il devait donc également y avoir du vent et des échanges thermiques le long du terminateur, entre les faces éclairée et sombre.

Selon les chercheurs, si les gaz volatiles ont fini par se dissiper dans l'espace, il est possible qu'une petite fraction fut séquestrée dans les régions les plus froides, notamment au fond des cratères et des crevasses plongés en permanence dans l'ombre, comme par exemple dans les régions polaires. Nous verrons ci-dessous que c'est justement aux pôles que de l'hydrogène fut détecté et peut-être même de l'eau glacée. Needham et Kring ont calculé qu'il suffirait que 0.1% de toute la vapeur d'eau relâchée dans les éruptions se retrouve piégée dans ces cratères pour expliquer les quantités mesurées aujourd'hui par les sondes spatiales LRO et LCROSS.

L'activité du jeune Soleil empreinte dans la croûte lunaire

En étudiant l'origine des matériaux lunaires, l'astrophysicienne Prabal Saxena du centre Goddard de la NASA et ses collègues se sont demandés pourquoi la Lune contient si peu d'éléments comparée à la Terre et s'il n'y avait pas un rapport avec l'activité du jeune Soleil ?

Selon sa collègue Rosemary Killen qui étudie les effets de la météo spatiale sur les atmosphères et les exosphères planétaires, l'histoire du Soleil est enfouie dans la croûte de la Lune, une idée que partage Saxena. Les deux chercheuses ont donc mis leurs connaissances en commun et tenté de répondre à ces deux questions au moyen de simulations.

En 2012, Killen simula l'effet de l'activité solaire sur les quantités de sodium et de potassium déposées sur la Lune par le vent solaire ou par les puissantes CME.

De son côté, pour connaître le taux de rotation du jeune Soleil resté inconnu jusqu'alors, Saxena incorpora dans ses simulations la relation mathématique entre la vitesse de rotation d'une étoile et son activité éruptive; on sait en effet que plus une étoile tourne vite sur elle-même, plus elle présente de violentes éruptions.

En utilisant des modèles informatiques sophistiqués, Saxena et ses collègues ont pu montrer que durant les premiers milliards d’années, le jeune Soleil mettait 9 à 10 jours pour effectuer une rotation (contre ~27 jours aujourd'hui). Il est donc classé parmi les "rotateurs lents" (slow rotator). C'est le seul taux de rotation compatible avec les quantités de sodium et de potassium mesurées sur la Lune. En effet, un rotateur moyen ou rapide aurait bombardé la Lune de bien plus de particules que ce qui a été mesuré. Les résultats de cette étude furent publiés dans "The Astrophysical Journal Letters" en 2019 (en PDF sur arXiv).

Suite à cette découverte très intéressante, les astrophysiciens solaires et les sélénologues attendent beaucoup des futures missions d'exploration dans les régions polaires de la Lune car elles pourraient apporter des preuves physiques du taux de rotation plus élevé du jeune Soleil. En effet, selon l'astrophysicien solaire et astrobiologiste Vladimir Airapetian du centre Goddard de la NASA, les particules chargées du vent solaire auraient pu être déviées par le champ magnétique de la Lune il y a 4 milliards d'années. S'il s'avère que les régions polaires sont chimiquement bien plus altérées que les régions équatoriales, ce serait une preuve supplémentaire de l'activité plus intense du jeune Soleil. Il y a donc encore beaucoup choses à découvrir sur la Lune.

La queue de sodium de la Lune

Grâce aux images de la caméra panoramique "All Sky" installée à l'Observatoire El Leoncito (CASLEO) en Argentine, des chercheurs ont découvert un nuage brillant dans le sillage de la Lune qui s'avère être une queue de sodium. Comme illustré ci-dessous, elle s'étend sur au moins 800000 km et balaye la Terre une fois par mois (cf. J.Wroten et al., 2021).

Selon Wroten et ses collègues, à l'image de la comète de sodium des comètes ou de Mercure, cette queue est constituée d'atomes de sodium du sol lunaire projetés dans l'espace suite aux impacts météoritiques, puis poussés à des centaines de milliers de kilomètres par la pression de radiation du vent solaire.

Pendant quelques jours par mois, lorsque la nouvelle Lune se situe dans l'axe Terre-Soleil, la gravité de notre planète entraîne cette queue de sodium qui forme un long sillage qui enveloppe la Terre avant de se perdre dans l'espace du côté opposé.

Cette queue de sodium est sans danger. Le flux de photons présente une intensité de ~64 Rayleighs. Sa magnitude visuelle est d'environ +10; elle est beaucoup plus pâle que la lumière zodiacale ou le gegenschein et 50 fois plus pâle que l'étoile la plus pâle visible à l'oeil nu.

En revanche, selon les auteurs cette queue est visible sous forme d'un halo diffus dans de grands télescopes très lumineux qu'on peut photographier lors d'une nuit très sombre lors de la nouvelle Lune. Cette queue apparait sous forme d'une faible lueur floue orange dans le secteur du ciel face au Soleil. Son diamètre est d'environ 1.5° soit cinq fois le diamètre de la pleine Lune.

A gauche, la cartographie et une modélisation de la queue de sodium émise par la Lune détectée le 19 novembre 1998 juste après le pic de l'essaim des Léonides par des membres de l'Observatoire McDonald à Fort Davis, au Texas. A droite, animation de la modélisation de la queue de sodium émise par le sol de la Lune balayant périodiquement la Terre. Cliquez ici pour lancer l'animation (.MP4 de 5 MB) ou au format GIF de 2.6 MB). La queue s'étend sur plus de 800000 km. Documents CASLEO et James O'Donoghue/JAXA (2021).

Les chercheurs ont détecté cette queue de sodium pour la première fois dans les années 1990 à l'occasion de la photographie de l'essaim des Léonides. Après le pic des météores, il resta un halo brillant dans le ciel qui n'était pas une trace temporaire laissée par le passage d'un météore.

Mais alors que ce halo apparaît toujours à la même époque du cycle lunaire, sa luminosité fluctue énormément. Pour comprendre la raison, les chercheurs l'ont étudié au moyen d'une caméra "All Sky" grâce à laquelle ils prirent quelque 21000 images de la Lune pendant 13 ans (2006-2019).

Il s'avère que sa brillance suit des schémas prévisibles. Ainsi, le halo de sodium atteint son maximum de brillance lorsque la Lune est au périgée, le point de son orbite le plus proche de la Terre. Plus étonnant, les données des météores montrent que le halo de sodium de la Lune était plus brillant pendant les mois où le taux de météores sporadiques (ceux indépendants des essaims) était plus élevé. Cela paraît logique : lorsque la Terre est frappée par des météores, la Lune l'est aussi. Mais il est étrange que la fréquence des météores sporadiques soit en corrélation plus étroite avec la luminosité du halo de sodium que les essaims récurrents, telles que celui des Léonides qui culmine entre le 15-20 novembre. Pourquoi ?

Selon les chercheurs, il se peut que les météores sporadiques soient potentiellement plus rapides, plus gros (c'est souvent le cas, notamment des bolides) et donc plus énergiques que leurs homologues tombant en essaims. Les météorites qui frappent la Lune avec plus de force ont plus de probabilités de projeter de grandes quantités de sodium à plus haute altitude et de se libérer de l'attraction lunaire, créant un plus grand essaim d'atomes que le vent solaire emporte au loin.

Selon James O'Donoghue, planétologue à la JAXA, "si un astéroïde assez grand s'écrasait sur la Lune avec suffisamment de force, il pourrait même produire un halo de sodium que n'importe qui sur Terre pourrait voir à l'oeil nu."

L'émission gamma de la Lune bombardée par les rayons cosmiques

La Lune est également une cible de choix pour les rayons cosmiques, ces fameuses particules atomiques ou subatomiques de haute énergie qui pénètrent dans le système solaire à une vitesse proche de celle de la lumière en provenant des astres les plus énergétiques de l'univers. Lorsque ces particules entrent en collision avec la surface lunaire, une partie de leur énergie est convertie en photons gamma.

Depuis son lancement en 2008, l'observatoire spatial Fermi de la NASA étude le ciel en rayons gamma. L'animation ci-dessous représente un peu plus de dix années de données soit pour ainsi dire une décennie d'exposition. A ce niveau d'énergie qui est environ 10 millions de fois plus élevé que celui de la lumière visible (> 31 MeV contre ~2 eV), la brillance de la Lune surpasse celle du Soleil vu de la Terre !

La Lune en rayons gamma "vue" par le télescope spatial Fermi. Document NASA/DOE/Collaboration FERMI LAT.

Du fait que la Lune est bombardée de tous les côtés par les rayons cosmiques, en rayons gamma elle ne présente pas de phase. Plus il y a de particules atteignant la Lune, plus son émission gamma est intense. On remarque cependant une légère modulation d'environ 20% de sa luminosité en phase avec le cycle solaire de 11 ans. On pense que cette modulation est liée à l'activité du champ magnétique du Soleil qui modifie la perméabilité de la magnétosphère face aux rayons cosmiques provenant du cosmos.

Prochain chapitre

Y a-t-il de l'eau sur la Lune ?