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Astronomie: Etude des astres

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MessageSujet: Astronomie: Etude des astres Astronomie: Etude des astres 2110Ven 10 Fév - 23:00

Astronomie: Etude des astres: Notre Planète mais aussi les autres

Source : Planète Astronomie

Astronomie: Etude des astres Captur38

Sommaire:

Vidéos: Voyage au coeur du système solaire, les planètes
Etudes des planètes et de leurs satellites: Le soleil, Mercure,
Venus, la Terre ...
Les exoplanètes ou planètes extrasolaires
Les Etoiles


Dernière édition par Sarah le Dim 12 Fév - 13:40, édité 5 fois
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MessageSujet: Re: Astronomie: Etude des astres Astronomie: Etude des astres 2110Sam 11 Fév - 15:28

Voyage au coeur du système solaire

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MessageSujet: Re: Astronomie: Etude des astres Astronomie: Etude des astres 2110Sam 11 Fév - 15:31

Les planètes


par astre
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MessageSujet: Re: Astronomie: Etude des astres Astronomie: Etude des astres 2110Sam 11 Fév - 15:34

Les planètes du système solaire et leurs principaux satellites

Astronomie: Etude des astres Captur39
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MessageSujet: Re: Astronomie: Etude des astres Astronomie: Etude des astres 2110Sam 11 Fév - 15:45

Le soleil

Astronomie: Etude des astres Soleil12

Le soleil est une naine jaune située à 8,5 minutes lumières de nous soit 150 millions de km ; on appelle cette distance une unité astronomique (UA).

Son diamètre est de 1 392 000 km (contre 12 756 km pour la Terre) et il tourne sur lui même en 25 jours.

Le globe solaire limité par la photosphère a un rayon égal à 696 000 km, soit environ 109 fois le rayon équatorial de la Terre.
Sa densité moyenne n'est que de 1,41, de sorte que sa masse est seulement 333 000 fois celle de la Terre, pour un volume 1 300 000 fois plus important.

La distance moyenne de la Terre au soleil est voisine de 150 millions de km : le rayonnement solaire met environ 8 minutes pour nous parvenir. Ce qui signifie que lorsque vous voyez le dernier rayon de soleil se coucher dans l'océan, cela fait en fait 8 minutes que celui-ci est couché…

NE REGARDEZ JAMAIS DIRECTEMENT LE SOLEIL

Ne regardez pas le soleil avec des jumelles, une lunette ou un télescope, ni même à l'œil nu.

Des lunettes de soleil ne protègent pas des rayons non plus. Seuls des filtres spéciaux, et des personnes spécialement formées peuvent vous permettre de regarder le soleil avec un instrument.

Il existe par contre des moyens de projection qui sont eux sans danger pour la vue.

Présentation du soleil

Le soleil est l'étoile de notre système solaire. Il se trouve à une distance moyenne d'environ 149 600 000 km de la Terre. Cette distance a été choisie comme mesure de l'unité astronomique (ua).

Le soleil est une étoile naine évoluant sur la séquence principale de type spectral G2, ce qui signifie qu'elle est légèrement plus chaude et plus brillante que la moyenne mais bien moins lumineuse qu'une géante rouge. Une étoile de type G2 reste sur la séquence principale pendant environ dix milliards d'années. Le soleil a actuellement environ cinq milliards d'années. À lui seul, le soleil représente 99,8% de la masse totale du système solaire, les 0,2% restants incluant les planètes, dont la Terre. La brillance du soleil augmente d'environ 7% par milliard d'années écoulé.

Au centre du soleil, des fusions nucléaires convertissent l'hydrogène en hélium. L'énergie produite à cette occasion est émise du soleil sous forme de lumière, de radiations et de particules. Les physiciens ont pu reproduire ces réactions thermonucléaires avec les bombes à hydrogène.

À partir de la masse du soleil et de son rayon estimé à 696 000 km, on peut en déduire que la température qui règne dans son noyau est de 15,43 millions de degrés à une densité voisine de 145,7 g/cm³. Cette partie active du noyau n’occupe toutefois qu’un centième de son volume total. Selon les modèles, le « feu nucléaire » est pratiquement éteint à 25% de la distance de la surface ou 175 000 km du centre. À cet endroit, la température a chuté de moitié et la densité est tombée à environ 20 g/cm³, équivalente à celle de l'or ou du plomb. À 75% de la distance au centre, la densité n'est plus que de 0,2 g/cm³, le cinquième de celle de l'eau et nous nous trouvons en lisière de la zone de convection. Sur ces 380 000 km, la température a chuté de 7 000 000°C à environ 2 000 000°C. Pour finir, la température atteint 5780 K à la surface, où la densité n'est plus que de 10-7 g/cm³, dix mille fois inférieure à la densité de l'air qui règne sur Terre en bordure de mer, une valeur comparable au vide.

Durant un temps, on pensait que le nombre de neutrinos produits dans le soleil n'était que le tiers de celui prédit par la théorie. Récemment, il a été démontré que les neutrinos avaient une masse et pouvaient donc se transformer entre le soleil et la Terre en d'autres particules plus difficiles à détecter.


Structure interne du soleil

En allant du centre vers l'extérieur on rencontre :

- Le noyau : 14 000 000 °K, pression de 150×109 atmosphères au centre. C'est là que se développent les réactions thermonucléaires.
- La zone radiative : de 7 à 2 000 000 °K.
- La tachocline, couche intermédiaire.
- La zone convective : de 2 000 000 à 6000 °K.
- La photosphère, surface visible du soleil où apparaissent les granules et taches solaires.
- La chromosphère, couche de gaz fortement ionisée (plasma) d'une épaisseur de 15 000 km environ.
- La couronne : s'étend de 15 000 km à 1 ou 2 millions de km. Sa température atteint 1 000 000 °K.

Astronomie: Etude des astres Struct10Astronomie: Etude des astres Struct10
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MessageSujet: Re: Astronomie: Etude des astres Astronomie: Etude des astres 2110Sam 11 Fév - 16:06

Etudes des planètes et de leurs satellites: Mercure

Mercure est la 1ère planète du système solaire, c'est donc aussi la plus proche du soleil.

Astronomie: Etude des astres 28152910

Sa surface, grêlée de cratères météoritiques, ressemble beaucoup à celle de la Lune.

MYTHOLOGIE ROMAINE : Dieu du Commerce et des Voyageurs, Mercure est identifié à Hermès dans la mythologie grècque.

Présentation de la planète Mercure

Mercure est la première planète du système solaire en partant du soleil et la huitième en taille.

Elle est de type tellurique comme la Terre, et doit son nom au dieu romain Mercure.

Elle ne possède aucun satellite naturel. Sa magnitude apparente varie entre -0,4 et 5,5.

Sa « proche » distance au soleil la rend difficile à observer au télescope. Elle n'est d'ailleurs observable qu'au lever et au coucher du soleil.

Mercure a été identifiée par des astronomes aux alentours du troisième millénaire avant notre ère. Deux mille ans plus tard, les Grecs la surnommaient Apollon lorsqu'elle se levait le matin et Hermès quand elle se couchait. Cependant, les Grecs savaient - grâce à Pythagore - qu'il s'agissait du même astre.

Par la suite, les Romains la baptisèrent Mercure, représentant le dieu du voyage.

Le symbole astronomique de Mercure est un cercle posé sur une croix et portant un demi-cercle en forme de cornes. C'est une représentation du caducée du dieu Mercure (ou Hermès pour les Grecs).

Mercure est encore une planète mystérieuse puisque seulement 40-45% de sa surface est connue. Mariner 10 (1974-75) la survola 3 fois (en mars 1974, septembre 1974 et mars 1975). À chaque survol, Mercure se trouvait sous le même éclairage solaire, c'est pourquoi la planète n'a pu être totalement cartographiée par la sonde.


La rotation de la planète Mercure

À un point de la surface de Mercure, un observateur verrait au cours d'un jour mercurien le soleil se lever et monter jusqu'au zénith pour s'arrêter, puis revenir en arrière et s'arrêter de nouveau avant de repartir dans le sens « normal ». Ce phénomène s'explique par la variation de la vitesse orbitale de Mercure.

Quatre jours avant le périhélie, la vitesse orbitale de Mercure est égale à sa vitesse de rotation ; le mouvement du soleil semble s'arrêter. Puis au périhélie, la vitesse orbitale de Mercure excède la vitesse de rotation et le soleil semble alors avoir un mouvement rétrograde. Quatre jours après le périhélie, le soleil reprend un mouvement apparent normal.

Avant 1962, les astronomes pensaient que Mercure était synchronisée avec le soleil par effet de marrée, présentant toujours la même face au soleil (la période de rotation étant égale à la période de révolution, ou « un an égal un jour »). En 1965, des observations par radar à effet Doppler ont permis de révéler que la période de rotation de Mercure est en fait exactement égale aux 2/3 de sa révolution autour du soleil (ce qu'on appelle une résonance 3:2). Pour garder une telle période de rotation en étant aussi proche du soleil, Mercure dispose d'une orbite elliptique inclinée de 7°, ainsi qu'une forte excentricité. La raison pour laquelle les astronomes pensaient que Mercure était synchronisé par effet de marrée était qu'à chaque fois que Mercure était la mieux placée pour être observée, elle se trouvait toujours sur le même point de sa résonance orbitale 3:2, montrant ainsi la même face ; ce qui serait aussi le cas si elle était totalement synchronisée avec le soleil.

Mercure tourne 59 fois moins vite que la Terre.

En raison de sa résonance 3:2, bien qu'une journée sidérale (la période de rotation) dure environ 58,7 jours terrestres, le jour solaire (durée entre deux retours successifs du soleil au méridien local) dure 176 jours terrestres.

L'orbite de Mercure

Mercure a une orbite très excentrique, son rayon variant de 46 à 70 Gm.

La lente précession de cette orbite autour du soleil ne pouvait pas être entièrement expliquée par la mécanique newtonienne, et à une époque il était pensé qu'une autre planète du nom de Vulcain - imaginée par Urbain Le Verrier, découvreur de Neptune - ou qu'une ceinture d'astéroïdes était présente à une distance plus proche du soleil pour expliquer ces perturbations (influant sur Mercure grâce à son champs gravitationnel). C'est la théorie de la Relativité Générale d'Albert Einstein qui, en 1916, leva le mystère du mouvement de Mercure.

Des recherches ont révélé que l'excentricité de l'orbite de Mercure variait chaotiquement de 0 (orbite circulaire) à une valeur très importante de 0,45 sur plusieurs millions d'années. [Nature, 24 juin 2004] C'est ce qui pourrait expliquer la résonance 3:2 de Mercure (plutôt que 1:1), car on s'attend plutôt à rencontrer cet état pendant une période où l'orbite a une forte excentricité.

Atmosphère

L'atmosphère de Mercure est quasi-inexistante ; on en décèle que quelques traces. Elle est extrêmement mince, à cause de la chaleur et de la faible gravité de la planète, à tel point que les molécules de gaz de l'atmosphère entrent plus souvent en collision avec la surface de la planète qu'avec d'autres molécules de gaz.

Dans la plupart des cas, on peut la négliger et considérer Mercure comme privée d'air.

Cette atmosphère est principalement composée de potassium (31%), de sodium (25%) et d'oxygène (9,5%). Le vent solaire et le dégazage du sol (d'argon et de néon) permettent de mesurer une très faible pression de 2×10-9 mb. Les atomes composant l'atmosphère de Mercure sont continuellement libérés dans l'espace, avec une « durée de vie » moyenne d'un atome de potassium (ou de sodium) d'environ trois heures durant le jour mercurien, et seulement la moitié (soit une heure trente) lorsque la planète est au périhélie. La perte d'atmosphère est due à plusieurs mécanismes : vent solaire capturé par le champ magnétique planétaire, vapeurs produites par des impacts de micro-météorites, évaporations de la glace polaire et/ou perte de gaz.

Température et lumière du soleil

La température moyenne à la surface est 452 K, mais Mercure connaît d'importants écarts entre les portions à l'ombre (90 K) et celles exposées au rayonnement solaire (700 K), du fait de la quasi absence d'atmosphère. Par comparaison, la température sur Terre varie seulement d'environ 11 K (sans tenir compte du climat ou des saisons, uniquement le rayonnement solaire).

Le soleil apparaît quatre fois plus gros que sur Terre, et sa lumière sur la surface de Mercure est 8,9 fois plus intense avec une irradiante solaire de 9126,6 W/m².

De la glace sur Mercure

Des observations radar faites en 1992 indiquent qu'il y aurait de la glace d'eau au pôle Nord de Mercure - notamment par la présence de zones à réflexion radar élevée - ce qui semble à première vue pourtant peu probable sur un astre où règnent des températures si élevée (jusqu'à 430°C).

On pense qu'il en existe au fond des cratères en permanence à l'ombre et donc à des températures très froides, déposée par un impact météoritique et/ou de gaz surgissant de l'intérieur de la planète.
De plus, les pôles ne sont qu'effleurés par les rayons de soleil et ne sont ainsi pas exposés aux variations extrêmes de températures que connaît le reste de la planète.

Composition interne

La planète possède un noyau métallique relativement gros, plus gros que celui de la Terre en proportions

La composition interne est de 70% de métaux (principalement dans le noyau) et 30% de silicate (manteau).

La densité moyenne est de 5430 kg/m³, ce qui est nettement moins que la densité terrestre. La raison pour laquelle Mercure est moins dense que la Terre en dépit d'une telle quantité de fer est que la masse globale de la Terre comprime la planète et crée ainsi une forte densité.

Mercure n'a que 5,5% de la masse de la Terre

Le noyau de fer remplit 42% du volume planétaire (celui de la Terre ne remplit que 17% de son volume). Il est recouvert d'un manteau d'une épaisseur de 500 à 600 km, puis d'une croûte.

La gravité de Mercure est 18 fois moins élevée que sur la Terre

En comparaison avec la Lune, dont Mercure ressemble beaucoup en apparences, elle est 40% plus grande, 4,5 fois plus massive et beaucoup plus riche en fer que cette première.

Pourquoi Mercure a tant de fer ?

Mercure a un pourcentage de fer plus important que tout autre objet du système solaire.

Plusieurs théories ont été proposées pour expliquer la haute métalicité de Mercure :

L'une d'entre elles suggère que Mercure avait à l'origine un ratio métal-silicate semblable à celui des chondrites et une masse d'environ 2,25 fois la masse courante, mais que tôt dans l'histoire du système solaire, Mercure aurait été frappée par un planétésimal d'environ 1/6 de cette masse. L'impact aurait arraché à la planète une grande partie de sa croûte et de son manteau, laissant derrière le noyau (métallique). Une théorie similaire a été proposée pour expliquer la formation de la Lune.

Alternativement, Mercure aurait pu s'être formée très tôt dans l'histoire, avant même que l'énergie dégagée par le soleil ne se soit stabilisée. Mercure aurait à sa formation le double de sa masse courante, mais à mesure que la proto-étoile se contractait, la température aux alentours de Mercure aurait pu être de l'ordre de 2500-3500 K, voir même jusqu'à 10 000 K. À de telles températures, une grande partie de la surface de Mercure aurait été vaporisée, formant une atmosphère de « vapeurs rocheuses » qui aurait été transportée ailleurs par les vents solaires.

Une troisième théorie, similaire à la seconde, propose que les couches extérieures de Mercure aient été « érodées » par les vents solaires durant une plus longue période.

Champ magnétique

Malgré sa faible vitesse de rotation, Mercure a une magnétosphère relativement forte, avec 1% de la force du champ magnétique généré par la Terre

Il est possible que ce champ magnétique soit généré d'une façon similaire à celui de la Terre, par un effet dynamo provoqué par la circulation des matériaux liquides du noyau. Cependant, les estimations récentes suggèrent que le noyau de Mercure n'est pas assez chaud pour que le fer-nickel soit présent sous forme liquide. En revanche, il est possible que d'autres matériaux avec un point de fusion plus bas, comme le soufre, en seraient responsables.

Il se peut également que le champ magnétique de Mercure soit le reste d'un ancien effet dynamo qui a maintenant cessé, devenu « figé » dans les matériaux magnétiques solidifiés.

Le bassin Caloris à la surface de la planète Mercure

Une des caractéristiques les plus remarquables de Mercure (sur la portion qui a pu être photographiée) est l'impact météoritique Caloris Basin, mesurant environ 1350 km de diamètre et qui fut formé après la chute d'un astéroïde d'une taille avoisinant les 100 km.

Après la période de bombardements, Mercure s'est refroidie ce qui a eu pour conséquence une contraction de la planète donc la formation de cassures qui ont produit des falaises ainsi que des « plis » (ou crêtes).

Astronomie: Etude des astres Captur40
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MessageSujet: Re: Astronomie: Etude des astres Astronomie: Etude des astres 2110Sam 11 Fév - 16:45

Etudes des planètes et de leurs satellites: Vénus

2e planète en partant du soleil, située entre Mercure et la Terre. Visible tantôt dès le coucher du soleil, tantôt avant son lever, elle est observée depuis l'Antiquité et traditionnellement appelée l'étoile du Berger.

Vénus est entourée d'une épaisse atmosphère de gaz carbonique. Sa surface, très chaude (470 °C environ), recèle de nombreuses structures volcaniques.

Astronomie: Etude des astres Venus10

Présentation de Vénus

Vénus est une planète dite intérieure et tellurique, la 2e en partant du soleil. Elle est de taille comparable à celle de la Terre. Selon les observations, Vénus ne possède pas de champ magnétique. En revanche, elle traîne dans son sillage une queue de plasma longue de 45 gigamètres (millions de kilomètres), observée pour la première fois par la sonde SOHO en 1997.

Sœur jumelle de la Terre

Vénus a longtemps (jusqu'en 1960 à peu près) été considérée comme la sœur jumelle de la Terre. En effet, les deux planètes sont très similaires par certains aspects, autant physiques qu'orbitaux :

Astronomie: Etude des astres Captur41

- Elles sont nées à peu près en même temps dans le même nuage de gaz et de poussière il y a 4,6 milliards d'années ;

- Vénus et la Terre sont toutes deux des planètes de système solaire interne ;

- Leurs surfaces montrent un terrain diversifié : montagnes, plaines, plateaux élevés, gorges, volcans, arêtes et cratères d'impact ;

- Les deux ont peu de cratères, signe d'une surface relativement jeune ;

- Elles ont une atmosphère avec des nuages denses ;

- Leurs compositions chimiques sont très proches ;

- Vénus est la planète la plus proche de nous.

Du fait de ces similitudes, on a longtemps pensé que, sous ses nuages denses, Vénus pourrait être très proche de la Terre et peut-être même abriter de la vie. Mais Vénus est très différente de la Terre par de nombreux aspects.


Vénus la rétrograde

Vénus tourne autour du soleil dans le sens direct, comme toutes les autres planètes du système solaire, et la durée de sa révolution est de 224,7 jours (224,70096 jours précisément).

La vitesse de rotation de Vénus est très faible : elle s'effectue en 243 jours (243,0185 jours précisément), alors qu'il ne faut qu'un jour à la Terre pour effectuer une rotation complète. De plus, cette rotation s'effectue dans le sens rétrograde (à l'envers, par rapport à la Terre et à la plupart des autres planètes).

Ainsi, la planète met 243 jours pour tourner sur elle-même contre 224,7 jours pour tourner autour du soleil : une année vénusienne comprend ainsi un peu moins d'un jour (sidéral) vénusien (0,924 jour exactement).

Les causes de cette rotation rétrograde sont encore mal comprises. L'explication la plus probable est une collision gigantesque avec un autre corps de grande taille, pendant la phase de formation des planètes. Nous verrons un problème semblable pour Uranus. L'atmosphère vénusienne aurait aussi joué un rôle (voir plus bas).

Cette rotation rétrograde est très lente, qui conjuguée à la valeur de son année, produit des jours (solaires) bien plus courts que son jour sidéral, alors qu'ils sont plus longs pour les planètes avec une rotation antérograde : par exemple, la Terre a un jour solaire (moyen) de 24h et un jour sidéral de 23h 56min 4,09s.

Sur Vénus le jour solaire fait un peu moins de la moitié du jour sidéral : soit 116 jours terrestres et 3/4 (116d 18h). Ce qui fait un peu plus de 2 jours solaires complets en un seul jour sidéral. Les journées et les nuits vénusiennes s'étendent tout de même sur près de 2 mois terrestres : 58d 9h (terrestres). Bien que l'épaisse atmosphère doive produire des aurores et des crépuscules très progressifs.

Il est à noter que les jours solaires vénusiens sont tels que Vénus nous présente la même face lors de chaque conjonction inférieure : Vénus dans l'axe Terre-soleil ; la Terre en opposition vénusienne. En effet, la période entre 2 conjonctions inférieures se déroule sur 5 jours solaires vénusiens (une « semaine vénusienne » en quelque sorte) : cette révolution synodique de Vénus (vue de la Terre) fait 584 jours (583,92108 jours exactement) ; soit (très près) de 5 x 116,7505 jours.

Il a été discuté de cette synchronisation Terre-Vénus (des deux principales planètes telluriques) mais il semblerait bien que l'influence des marées terrestres sur Vénus soit trop ténue pour s'imposer, d'autant qu'elle n'est pas exacte : 583,92108/116,7505=5,0014 pas exactement 5. Tandis que le verrouillage gravitationnel de la Lune sur la Terre (1:1) ou de la rotation de Mercure sur sa révolution (3:2) sont exacts et stabilisés.

L'Atmosphère de Vénus

L’atmosphère vénusienne peut grossièrement se diviser en trois parties :

- la basse atmosphère (lower haze region), entre 0 et 48 km d’altitude, qui est relativement éclairée. Le soleil n’y est visible que sous la forme d’un halo orangé dans les nuages ;

- la couche nuageuse (cloud region), épaisse (près de 37 km). Ces nuages s’étendent entre 31 et 68 km d’altitude (rappelons que nos nuages culminent à 10 km). Cette couche nuageuse opaque réfléchit la lumière solaire, ce qui explique la brillance de Vénus et empêche d'observer directement le sol vénusien depuis la Terre. La couche nuageuse peut se subdiviser en trois autres couches :

- la couche inférieure ou basse (lower cloud region), de 31 à 51 km. De 31 à 48 km d’altitude, l’atmosphère est qualifiée de « brumeuse » à cause de la faible quantité de particules d’acide sulfurique qu’elle contient. Ces nuages d'acide sulfurique sont visibles depuis le sol comme des rubans de vapeur jaunis par l'acide qu'ils contiennent. De 48 à 51 km d’altitude, se trouve la couche la plus dense de l’atmosphère vénusienne, où dominent principalement de grosses particules de soufre (liquides comme solides) ;

- la couche centrale ou principale (middle cloud region) de 51 à 52 km d’altitude, relativement claire ;

- la couche supérieure ou haute (upper cloud region), de 52 à 68 km d’altitude. De 52 à 58 km d’altitude, elle consiste notamment en des gouttelettes d’acides sulfuriques et chlorhydrique ainsi que des particules de soufre (liquides comme solides). Les gouttelettes d'acide sulfurique sont en solution aqueuse, constituées à 75 % d'acide sulfurique et à 25 % d'eau. Enfin, la plus haute partie de la couche supérieure, de 58 à 68 km d’altitude, consisterait en une brume de cristaux de glace ou de vapeur d'eau. Ce sont ces cristaux de glace qui donnent à Vénus son apparence si « laiteuse » depuis la Terre ;

- la haute atmosphère (upper haze region), entre 68 et 90 km d’altitude, qui est tout à fait claire.

Composition atmosphérique

La composition atmosphérique de Vénus varie selon la couche atmosphérique concernée : la basse atmosphère, la couche nuageuse et la haute atmosphère :

- la composition de la basse atmosphère, plus hétérogène, est décrite dans le tableau qui suit. Le dioxyde de carbone y domine tout de même ;

Astronomie: Etude des astres Captur42

- la couche nuageuse, nous l’avons vu plus haut, présente notamment du dioxyde de soufre et de l’eau (à l’état solide comme gazeux) ainsi que de l’acide sulfurique à l’état liquide. Le dioxyde de carbone y domine toujours ;

- la composition de la haute atmosphère consiste principalement en une molécule : le dioxyde de carbone, qui y est majoritaire à plus de 96 %. On y trouve aussi des traces de diazote et de monoxyde de carbone.

Remarques :

Il n'y a que peu d'ozone présente dans l'atmosphère vénusienne et donc aucune stratosphère.
De même, la thermosphère y est beaucoup plus froide que sur la Terre : le dioxygène étant quasiment absent, l'ultraviolet solaire n'est donc pas absorbé dans cette couche.

Climat de Vénus

Vénus présente un climat infernal dû à de nombreux facteurs. Elle est aussi la planète la plus chaude de notre système solaire

De l'eau sur Vénus

(Attention : ce paragraphe devra être prochainement révisé. Les premiers résultats (2006) de la sonde Vénus express en orbite autour de Vénus, montrent qu'il y a eu peu d'eau sur Vénus. Ces résultats demandent encore à être analysés).

Comme la Terre, Vénus possédait autrefois de grandes quantités d’eau (on parle d’océans) ; cependant celles-ci se sont complètement évaporées du fait de la proximité de Vénus par rapport au qoleil (Vénus est 1,38 fois plus proche du qoleil que la Terre) et reçoit ainsi presque 2 fois (1,91) le flux énergétique reçu par la Terre. La vapeur d'eau, un agent connu de l'effet de serre extrêmement actif (elle contribue pour 25 % à l'effet de serre vénusien), a fait s'emballer le climat vénusien. Maintenant, le climat de Vénus est très sec.

La vapeur d'eau a dû être dissociée par le rayonnement ultraviolet solaire, comme cela se produit encore actuellement.

- L'hydrogène issu de cette décomposition a été rapidement évacué par le vent solaire, perdu à jamais. Le deutérium (isotope lourd de l'hydrogène), s'échappant plus difficilement, s'est ainsi concentré relativement à l'hydrogène.

- L'oxygène produit en même temps est resté sur la planète, et s'est combiné avec les roches de la croûte, d'autant mieux en raison des hautes températures de surface.

De plus, la croûte vénusienne a dû se dessécher en profondeur, la vapeur d'eau présente actuellement doit être issue de ce dégazage résiduel. Cela a dû empêcher l'apparition d'une tectonique des plaques de type terrestre, qui aurait pu se produire sur Vénus si elle avait connu (et continué à avoir) un climat de type terrestre avec des océans. En effet, sur Terre la croûte est constamment hydratée (et refroidie) à ses dorsales par l'eau des océans. En l'absence d'eau et avec des températures élevées, la croûte vénusienne ne peut avoir de subduction, Vénus a donc développé une tectonique à plaque unique.

La Terre aurait pu subir exactement le même sort que Vénus si elle avait été plus proche du soleil de seulement un dixième de sa distance actuelle (soit environ 15 millions de km). Inversement, si Vénus avait évolué sur l’orbite de la Terre, alors elle aurait probablement, comme notre planète, accueilli la vie.

Nous pouvons apprendre beaucoup sur la Terre en étudiant pourquoi sa sœur jumelle Vénus a évolué si différemment. En effet, comprendre cette évolution permettrait de mieux cerner le réchauffement climatique terrestre, et c'est un objectif des plus importants dans l'exploration de cette planète. Ce qui est le but principal de l'actuelle mission de la sonde de l'ESA Vénus Express.

Pression atmosphérique de Vénus

La pression atmosphérique à la surface de Vénus est d’environ 90 atmosphères terrestres. Elle est en fait équivalente à la pression qui règne à près d'1 km de profondeur dans les océans.

Cette pression monumentale est la conséquence de l'extrême effet de serre qui a desséché toute la planète et empêche ainsi la formation des carbonates, qui sur Terre retiennent une quantité équivalente de CO2 dans sa croûte. Ce qui explique l’omniprésence du dioxyde de carbone dans l'atmosphère vénusienne.

Température de Vénus

D’après le tableau qui suit, on remarque tout de suite que la température à la surface de Vénus est très élevée et ne varie que très peu.

Astronomie: Etude des astres Captur43

Cette température exceptionnelle est en fait la conséquence d'un effet de serre résultant non pas du dioxyde de carbone comme on pourrait d'abord le penser, mais bien des constituants en très faibles quantités dans l'atmosphère tels que le dioxyde de soufre et la vapeur d'eau.

Le CO2 est bien un gaz à effet de serre, dans un large spectre, de plus on a affaire à une atmosphère dense (épaisse) et non pas à une pression partielle faible comme pour la Terre ou Mars.

La faible partie du rayonnement solaire (dont l'intensité est maximale vers 500 nm ; domaine visible) qui atteint le sol après avoir traversé la couche nuageuse est réémise dans le domaine infrarouge. Or le domaine infrarouge correspondant au maximum d'émission thermique pour un corps à la température de la surface et de la basse atmosphère de Vénus ne peut être piégé efficacement par le dioxyde de carbone, qui présente des fenêtres de transmission trop larges. Par contre, le dioxyde de soufre et la vapeur d'eau provenants du dégazage résiduel, bien qu'en très faibles quantités, absorbent bien les radiations dans ce domaine de longueurs d'onde, de même que les fines particules d'acide sulfurique qui constituent les nuages.

L'effet de serre dû à l'atmosphère vénusienne est ainsi de près de 505°C contre seulement 33°C pour la Terre. C'est pourquoi la surface vénusienne est actuellement plus chaude que celle de Mercure, bien que Vénus soit presque deux fois (1,869) plus éloignée du soleil que Mercure.

Pluies n'atteignant jamais le sol

A titre d’anecdote, il faut savoir que les fréquentes pluies vénusiennes d’acide sulfurique n’atteignent jamais le sol. Parties entre 48 et 58 km d’altitude (donc de la couche nuageuse), ces gouttes d'acide, arrivées à environ 30 km d’altitude, vont rencontrer des températures telles qu'elles finissent par s'évaporer. Les gaz issus de l'évaporation remontent alors pour réalimenter les nuages. Contrairement à ce que l’on pourrait penser, les pluies d’acide de Vénus ne sont donc pas un facteur majeur d’érosion de la planète.

En effet, l'acide sulfurique (solution aqueuse de sulfure d'hydrogène) s'évapore vers 300°C ; mais vers cette température il se décompose en eau et en dioxyde de soufre. Ce sont ces gaz qui sont produits par les gouttes au dessus de 300°C, donc bien avant d'arriver au sol (à 470°C).

Super-rotation de l'atmosphère

La couche nuageuse vénusienne effectue une rotation complète (le tour de la planète) en 4,2 jours. Ce mouvement de convection naturelle, qui s'effectue d'est en ouest, est appelé super-rotation. Le mouvement de super-rotation s’amorce vers 10 km d'altitude, puis s’amplifie régulièrement jusqu’à 65 km, où les vents à l'équateur atteignent des vitesses de l'ordre de 540 km/h. À partir de là, la vitesse des vents décroît pour s’annuler vers 95 km.

L’atmosphère de Vénus (en tout cas la couche nuageuse) tourne donc plus de cinquante fois plus vite que le sol. Cette super-rotation a probablement influé la rotation (rétrograde ?) de Vénus. En effet, la masse atmosphérique de Vénus est de l'ordre du dix-millième de la masse de la planète. Il y aurait eu un échange de vitesse entre la planète et son atmosphère pour conserver le moment cinétique total.

Ainsi, contrairement à ce que l’on pourrait penser, la température est quasiment constante et uniforme à la surface de toute la planète (sur la face éclairée comme sur la face cachée), assurée par les vents qui balayent toute la planète et permettent une répartition uniforme de la chaleur. Ceci explique donc le si faible écart entre les températures observables (voir tableau plus haut). Ainsi, pendant les nuits vénusiennes d’environ 58 jours (terrestres), la température diminue très peu. Si la température de surface vénusienne varie très peu, il n'en est pas de même en altitude, où l'atmosphère est beaucoup plus légère : à 100 km, la température varie quand même de +27°C le jour à -143°C la nuit.

Il faut aussi préciser que la masse énorme de l'atmosphère vénusienne doit imposer une grande inertie thermique, expliquant en grande partie cette uniformité de la température sur la surface de la planète. Un peu comme l'eau des océans sur Terre. D'ailleurs la masse de l'atmosphère vénusienne avoisine les 500 millions de milliards de tonnes (voir rapport de la masse vénusienne, 2 paragraphes avant) soit environ 100 fois celle de la Terre, plus du tiers de la masse des océans terrestres.

Au niveau de la surface par contre, les vents sont quasi nuls et ne dépassent pas les quelques km/h. Ils sont néanmoins responsables, tout comme la composition corrosive de l'atmosphère, d'une certaine érosion comparable à celle d’une rivière. Il faut se rappeler que l'atmosphère vénusienne a une densité voisine d'un dixième de celle de l'eau, à la surface de Vénus.

Orages

Le ciel vénusien serait zébré d'éclairs rouges (jusqu’à 25 par seconde). La sonde Pioneer-Venus y a même enregistré le grondement quasiment permanent du tonnerre, grondement constant causé par une atmosphère vénusienne très dense et qui augmente donc la propagation du son.

Lorsque la sonde Cassini-Huygens a survolé à deux reprises Vénus avant de partir pour Saturne, on enregistra toutes les émissions provenant de Vénus afin de déceler d'éventuelles décharges électriques. Mais absolument rien ne fut détecté. Trois hypothèses sont actuellement admises : soit il n’y a finalement pas d’éclairs d’orage dans l’atmosphère de Vénus, soit ils sont cent fois plus faibles que sur Terre (et n’ont donc pas pu être enregistrés), soit ils sont extrêmement rares et ne se sont pas produits lors des survols de la sonde.

Les scientifiques déclarent que l'absence d'éclair n'est pas une surprise. En effet, les décharges électriques sont créées par des mouvements verticaux des masses nuageuses. Or l’on a vu plus haut que la circulation atmosphérique vénusienne s'effectue surtout de façon horizontale.

Le relief de Vénus

Vénus a un niveau moyen fixé à 6051,84 km. Globalement, Vénus est une planète relativement peu accidentée avec un relief assez plat : à peu près 80 % de sa surface ne dépasse pas les 500 m par rapport au niveau moyen. Cette surface se caractérise par des reliefs tout à fait différents.

La surface vénusienne est principalement occupée par de douces et vastes plaines (à 70 %), dont les ondulations ne dépassent pas les 1000 m d'amplitude. Vénus revêt ainsi la forme d'une enveloppe au relief relativement plat et homogène. Ces vastes plaines ont été baptisées de Planitiae : certaines plaines portent d’ailleurs un nom, comme l’Atalanta Planitia, la Guinevere Planitia ou la Lavinia Planitia. De plus, ces immenses plaines sont parsemées de grands bassins (de 400 à 600 km de diamètre) peu profonds (200 à 700 m) qui seraient des vestiges de cratères anciens ;

La surface de Vénus est dominée par de nombreux plateaux et montagnes (à 10 %). Deux plateaux gigantesques (baptisé chacun Terra), semblables à nos plaques continentales, se détachent :

- LIshtar Terra, dans l’hémisphère nord de Vénus (situé à la latitude 70°N). Ses dimensions sont celles de l’Australie. Il mesure en effet 1000 km de long sur 1500 km de large. S’y trouvent, à l’est du plateau, les plus hautes montagnes de Vénus (plus de 9000 m), surplombées par le mont (et volcan) Maxwell qui culmine à 11 800 m pour une circonférence de 750 km. Dans sa partie centrale et plus à l’ouest, s’y trouve un plateau surélevé, Laksmi Planum, qui domine de 3000 à 4000 m les plaines voisinantes. Laksmi Planum est un immense plateau de 2 500 km de diamètre, soit trois fois le plateau tibétain ;

- Aphrodite Terra au sud de l’équateur vénusien. Ce gigantesque plateau est de la taille de l'Amérique du Sud et mesure environ 15 000 km de long. Des massifs montagneux y culminent à 9000 m à l'ouest (le Maat Mons notamment, deuxième plus haut sommet de Vénus avec plus de 9000 m d’altitude) et à 4000 m à l'est. Ce mont est également un volcan qui pourrait être encore en activité, car la sonde Magellan a révélé qu'il était entouré de lave récente ;

- d'autres plateaux se détachent des plaines de Vénus, mais ces derniers sont bien moins importants que les deux plateaux précédents. On notera tout de même l’Alpha Regio, une série de cuvettes, d'arêtes, et de plis qui s'agencent dans toutes les directions et qui a pour altitude moyenne les 4000 m ; la Beta Regio, remarquable puisqu'on y aurait trouvé de hautes formations volcaniques dont les sommets, récents, atteignent les 4000 m d'altitude ;

- des dépressions très profondes, parfois larges de plusieurs centaines de kilomètres, profondes de plusieurs milliers de mètres et long de milliers de kilomètres, sillonnent la surface de la planète (20 % de la surface vénusienne). Ainsi, la partie la plus au nord-ouest d’Aphrodite Terra est une grande vallée de 250 km de large et de 2250 km de long, où se trouve le point le plus bas de Vénus qui descend à 2900 m sous le niveau moyen.

- des structures planétaires rares ont été nommés couronnes. Il s'agit d'énormes ravins circulaires entourant une sorte de plateau.

Structure interne de Vénus

Astronomie: Etude des astres Synthe10

Vénus ressemble à la Terre de par sa taille (6051 km de rayon contre 6378 km pour la Terre) et de par sa densité (5,26 contre 5,52). C'est pourquoi on en a déduit que les deux planètes ont une structure interne comparable.

La croûte, de 20 km d'épaisseur environ, serait plus épaisse que la croûte océanique terrestre (moyenne de 6 km), mais plus fine que notre croûte continentale (moyenne de 30 km). La taille de la croûte vénusienne a été déduite des nombreux épanchements de lave constatés autour des cratères d'impact. Cette croûte ne représenterait que 0,34 % du rayon de la planète et les analyses faites par les différentes sondes Venera ont prouvé que le matériau extérieur de Vénus est semblable au granit et au basalte terrestre (roches silicatées et de métaux). Le système de plaques continentales y serait moins complexe que sur Terre : les roches plus plastiques absorbent fortement les effets de la dérive des continents.

Vénus posséderait un manteau représentant environ 52,66 % du rayon de la planète, composé essentiellement de silicates et d'oxydes de métaux.

Le noyau de Vénus est constitué de deux parties : un noyau externe constitué de fer et de nickel liquides qui représenterait environ 30 % du rayon de la planète ; un noyau interne composé de fer et de nickel solides qui représenterait environ 17 % du rayon de Vénus.

Volcanisme de Vénus

De nombreuses manifestations comme des points chauds montrent qu'il est encore actif. Un épisode généralisé aurait eu lieu il y a 600 MA.

Vénus terraformée

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MessageSujet: Re: Astronomie: Etude des astres Astronomie: Etude des astres 2110Sam 11 Fév - 19:40

Alors qui veut venir sur Vénus ou Mars,on va coloniser tout ça... Astronomie: Etude des astres 33379
Je pense pas que ça sera pour de suite,l'Homme était allez sur la lune...si..si c'est ce qu'ils disent.mais bizarrement ils n'arrivent plus a envoyer quelqu'un la bas..?
Alors pour les autres planètes c'est foutu et pour au moins plusieurs siècles.. CRY

Sarah Astronomie: Etude des astres 269290 Astronomie: Etude des astres 861606 bisous


Astronomie: Etude des astres 3tt8zx10
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MessageSujet: Re: Astronomie: Etude des astres Astronomie: Etude des astres 2110Sam 11 Fév - 19:58

Actu-One a écrit:
Alors qui veux venir sur Vénus ou Mars,on vas coloniser tout ça... Astronomie: Etude des astres 33379
Je pense pas que ça sera pour de suite,l'Homme était allez sur la lune...si..si c'est ce qu'il disent.mais bizarrement ils n'arrivent plus a envoyez quelqu'un la bas..?
Alors pour les autres planète c'est foutu et pour au moins plusieurs siècles.. CRY

Sarah Astronomie: Etude des astres 269290 Astronomie: Etude des astres 861606 bisous

Coloniser MDR

Et pour la Lune, exact. L'homme n'y est jamais retourné, étrange non...!!! Je suis trés septique quant à l'exploration lunaire jadis Wink Kiss
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MessageSujet: Re: Astronomie: Etude des astres Astronomie: Etude des astres 2110Sam 11 Fév - 20:07

Etudes des planètes et de leurs satellites: la Terre

La Terre est la troisième des planètes principales du système solaire dans l'ordre croissant des distances au soleil. Elle s'intercale entre Vénus et Mars.

Astronomie: Etude des astres Globe_11

Rotation de la planète Terre

La Terre tourne sur elle-même, d'un mouvement quasi uniforme, autour d'un axe passant par son centre de gravité (axe des pôles), tout en décrivant autour du soleil une orbite elliptique.

La révolution de la Terre autour du soleil détermine la durée de l'année, et sa rotation sur elle-même celle du jour. La Terre a la forme d'un ellipsoïde de révolution aplati.


Structure interne de la Terre

La Terre s'est formée il y a 4,6 milliards d'années

Elle est constituée d'une succession de couches, solides, liquides ou gazeuses, plus ou moins imbriquées les unes dans les autres

L'enveloppe gazeuse constitue l'atmosphère, formée d'éléments légers volatils, qui proviennent du dégazage du globe solide.

L'enveloppe liquide, ou hydrosphère, comprend l'ensemble des mers, océans, rivières, nappes souterraines et glaciers.

Schématiquement, la partie solide de la Terre se divise en trois zones concentriques :

- la croûte,
- le manteau (subdivisé en manteau supérieur et manteau inférieur)
- et le noyau (subdivisé en noyau externe et noyau interne, ou graine).

Astronomie: Etude des astres Synthe11

Les saisons sur la Terre

La division de l'année en quatre saisons résulte du mouvement de la Terre autour du soleil. Les saisons, dans l'hémisphère Sud, sont inversées par rapport à celles de l'hémisphère Nord. Leur mécanisme est commun à toutes les planètes dont l'axe de rotation n'est pas perpendiculaire au plan de l'orbite.

Le printemps commence à l'équinoxe de printemps et se termine au solstice d'été ; viennent ensuite l'été, l'automne et l'hiver, qui se terminent respectivement à l'équinoxe d'automne, au solstice d'hiver et à l'équinoxe de printemps. La Terre ne se déplaçant pas à une vitesse constante sur son orbite, parce que celle-ci est elliptique, il en résulte une inégalité dans la durée des saisons.

Actuellement, le printemps, l'été, l'automne, l'hiver ont respectivement pour durées moyennes, dans l'hémisphère Nord, 92 j 19 h ; 93 j 23 h ; 89 j 13 h ; 89 j. Ces durées subissent des variations séculaires.
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MessageSujet: Re: Astronomie: Etude des astres Astronomie: Etude des astres 2110Sam 11 Fév - 20:12

Etudes des planètes et de leurs satellites:
La Lune, satellite de la Terre



par Tutifree35

La formation de la Lune

Il y a 4,5 miliards d'années, notre planète, la Terre primitive nommée Gaia aurait été percutée par un autre corps planétaire de la taille de Mars nommé théia. De cette collision, la Lune serait née.

Documentaire sur la Lune, notre satellite naturel

La formation de la Lune, les effets de la Lune sur la Terre, la structure de la Lune, tout sur la Lune en vidéo.

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MessageSujet: Re: Astronomie: Etude des astres Astronomie: Etude des astres 2110Sam 11 Fév - 20:36

Etudes des planètes et de leurs satellites: Mars

4e planète en partant du soleil, située au-delà de la Terre par rapport au soleil.

Astronomie: Etude des astres Le-sou10

Présentation de la planète Mars

La planète Mars est la quatrième planète du système solaire et la troisième plus petite, après Pluton et Mercure. Mars possède deux satellites naturels : Deimos et Phobos.

La couleur rouge de cet astre lui valut dans l'antiquité le rapprochement avec le dieu grec de la guerre Arès, puis avec son équivalent romain Mars, le rouge évoquant le sang des champs de bataille. Actuellement Mars est aussi connue sous le nom de planète rouge.

Sa surface, rocailleuse et désertique, offre une teinte rougeâtre caractéristique, due à la présence d'un oxyde de fer. Elle abrite les plus grands volcans (éteints) du système solaire. Elle est entourée d'une atmosphère ténue de gaz carbonique. L'étude in situ de sa surface, commencée en 1976 (sondes Viking, E-U.), a repris en 1997 (mission Mars Pathfinder, E-U.).

Mars a deux lunes, Phobos et Deimos, toutes deux petites et de forme irrégulière, lesquelles sont probablement des astéroïdes capturés.


Géographie et atmosphère de la planète Mars

Mars a depuis toujours fasciné les hommes, son aspect rougeâtre (dû au fer contenu dans les minéraux de sa surface), plein de fougue, paraissant intrigant et mystérieux. Elle ne possède que le quart de la surface terrestre, et seulement un dixième de sa masse. Cependant, puisqu'elle n'a pas d'océans, la surface des terres sèches accessibles de Mars est approximativement égale à celle des terres émergées de la Terre.

Elle a des calottes glaciaires polaires qui contiennent de l'eau gelée et du dioxyde de carbone. Un volcan éteint, le mont Olympe (Olympus Mons), haut de 27 km au-dessus du niveau moyen, est la plus haute montagne connue du système solaire. L'atmosphère de Mars est très mince : la pression d'air en surface est de seulement 7,5 millibars comparativement à une moyenne de 1013 millibars sur la Terre. Cette atmosphère est composée de 95% de dioxyde de carbone, 3% d'azote, 1,6% d'argon et rien de plus qu'une trace d'oxygène et d'eau.

Structure interne de Mars

Astronomie: Etude des astres Synthe12

Relief de la planète Mars

Grâce aux missions d'exploration, la cartographie de Mars est désormais assez bien connue. Elle est caractérisée par des reliefs imposants qui témoignent d'une activité volcanique et de la présence ancienne d'eau.
Il y a un fort contraste entre l'hémisphère nord, dont la plus grande partie est en-dessous du niveau moyen du sol, à part un vaste plateau très élevé nommé Tharsis, et l'hémisphère sud, dont au contraire le niveau est plus élevé que la moyenne. Autrement dit, si on terraformait Mars en y recréant des océans, il se formerait un vaste océan dans l'hémisphère nord, dont émergerait le plateau de Tharsis, tandis que l'hémisphère sud serait une vaste zone continentale.

On a aussi observé de larges et profonds canyons (spécialement Valles Marineris), qui indiquent qu'il y aurait eu sur Mars une grande quantité d'eau, et une activité hydrologique intense. Cependant, on ignore ce qu'est devenue cette eau. Il peut y en avoir emprisonnée dans les calottes glaciaires, il pourrait y en avoir aussi dans le sol, et peut-être une grande partie s'est-elle évaporée dans l'espace, l'atmosphère étant ténue et la gravité très inférieure à celle de la Terre.

La vie sur Mars, la vie martienne

La planète Mars occupe une place importante dans l'imaginaire humain, à cause de la croyance immémoriale en l'existence de la vie sur Mars. Cette croyance s'est fondée sur des observations de détails linéaires de la surface qui paraissaient artificiels et sur des changements d'éclat saisonniers de certaines zones, lesquels furent attribués à des changements de végétation. Cela a donné lieu à toutes sortes d'histoires concernant les Martiens. On sait maintenant que les détails linéaires sont soit inexistants, soit, dans certains cas, d'anciens cours d'eau asséchés. Les changements de couleur ont été attribués à des tempêtes de poussière. Le 6 août 1996, la NASA annonça que l'analyse de la météorite ALH 84001, supposément venue de Mars, avait révélé des détails pouvant être des fossiles d'organismes unicellulaires, bien que cette idée soit controversée. Il n'y a pas encore, à ce jour, de preuve concluante de l'existence de formes de vie sur Mars. En 2003, plusieurs sondes spatiales dont Beagle 2, Spirit et Opportunity visent à chercher ces preuves.

Le 2 mars 2004 le responsable scientifique de la mission américaine Mars Exploration Rover, Steve Squyres, a anoncé officiellement que le robot Opportunity avait découvert des traces minérales révélant la présence passée d'eau sur Mars.

Exploration de la planète Mars

Le 28 novembre 1964, la sonde Mariner 4 réalisa le premier survol de Mars et envoya 21 photographies.

Le 20 juillet 1976, la sonde Viking 1 fut le premier engin à se poser sur Mars. Il fut suivi par Viking 2 qui se posa le 3 septembre 1976. Ces deux sondes firent des prélèvements dans le sol, des analyses et plus de 50 000 photographies. Elles étaient accompagnées de modules qui restèrent en orbite martienne pour relayer les informations en direction de la Terre.

Le 4 juillet 1997, la sonde Pathfinder avec à son bord le robot Sojourner se posa sur Mars. Ce robot mobile se déplaça aux alentours pour analyser les roches

Le 25 décembre 2003, la sonde Mars Express, de l'Agence spatiale européenne se met en orbite autour de la planète pendant que le module Beagle 2 se pose. Mais le module n'a pas répondu après son atterrissage. Le 19 janvier Mars Express envoi ses premiers clichés haute résolution de la surface de la planète.

Le 3 janvier 2004, le robot Spirit de la mission Mars Exploration Rover envoie ses premières images de la surface du cratère Gusev.

Le 24 janvier 2004, le robot Opportunity de la mission Mars Exploration Rover envoie des premières images de la surface de Meridiani Planum comme ci-dessous.

Astronomie: Etude des astres Captur44

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MessageSujet: Re: Astronomie: Etude des astres Astronomie: Etude des astres 2110Sam 11 Fév - 20:47

Etudes des planètes et de leurs satellites: Jupiter

5e planète en partant du soleil, plus grosse planète du système solaire, située au-delà de Mars et de la ceinture d'astéroïdes.

Elle est constituée surtout d'hydrogène et d'hélium.

Astronomie: Etude des astres Captur45

Présentation de la planète Jupiter

Jupiter est une planète géante gazeuse, la plus grosse planète du système solaire et la cinquième en partant du soleil. Il doit son nom au dieu romain Jupiter.

Comme sur les autres planètes gazeuses, des vents violents, de près de 600 km/h, parcourent les couches supérieures de la planète. La célèbre tache rouge est une zone de surpression qui est observée depuis plus de 300 ans.


Composition interne de la planète Jupiter

Dans l'état actuel des choses, les connaissances sur la composition planétaire de Jupiter sont relativement spéculatives et ne reposent que sur des mesures indirectes. Jupiter serait composé d'un noyau rocheux (silicates et fer) comparativement petit (mais néanmoins de la taille de la Terre et de 10 à 15 fois la masse de celle-ci), entouré d'hydrogène en phase métallique (cet état serait liquide, un peu à la manière du mercure), lui-même entouré d'hydrogène liquide, à son tour entouré d'hydrogène gazeux. Des expériences ayant montré que l'hydrogène ne change pas de phase brusquement (à la différence de l'eau, par exemple), il n'y aurait pas de délimitation claire entre ces différentes phases, ni même de surface à proprement parler; quelques centaines de kilomètres en dessous de la plus haute atmosphère, la pression provoquerait une condensation progressive de l'hydrogène sous forme d'un brouillard de plus en plus dense qui formerait finalement une mer d'hydrogène liquide. Entre 20 000 et 40 000 km de profondeur, l'hydrogène liquide cèderait la place à l'hydrogène métallique de façon similaire.

Les énormes pressions générées par Jupiter provoquent d'énormes températures à l'intérieur de la planète, par un mécanisme de compression gravitationnelle (mécanisme de Kelvin-Helmholtz). On pense que la température du noyau serait de l'ordre de 20 000 K. En conséquence, Jupiter irradie plus d'énergie qu'il n'en reçoit du soleil et cette température doit certainement causer d'énormes mouvements de convection à l'intérieur des couches liquides et être responsable des mouvements des nuages dans l'atmosphère.

Astronomie: Etude des astres Synthe13

Atmosphère de Jupiter

L'atmosphère de Jupiter est composée d'environ 86% d'hydrogène et de 14% d'hélium. Elle contient également des traces de méthane, de vapeur d'eau, d'ammoniac. On trouve également des quantités négligeables de carbone, d'éthane, de sulfure d'hydrogène, de néon, d'oxygène, de phosphure d'hydrogène et de soufre. Cette composition est très proche de celle supposée de la nébuleuse planétaire qui aurait donné naissance au système solaire. Saturne a une composition similaire, mais Uranus et Neptune sont constituées de beaucoup moins d'hydrogène et d'hélium.

On pense également que l'atmosphère de Jupiter comporte trois couches de nuages distinctes. La plus externe, probablement vers 100 km de profondeur, serait formée de nuages de glace d'ammoniac. La suivante, vers 120 km de profondeur, de nuages d'hydrogénosulfure d'ammonium (NH4HS). La dernière, vers 150 km de profondeur, de nuages d'eau et de glace. Ces chiffres proviennent des données sur la condensation de ces composés en fonction de la température, mais l'évolution de la température à l'intérieur de l'atmosphère jovienne n'est pas connue avec précision.

L'atmosphère externe de Jupiter subit une rotation différentielle, remarquée pour la première fois par Jean-Dominique Cassini en 1690. La rotation de l'atmosphère polaire de Jupiter est environ 5 minutes plus longue que celle de l'atmosphère équatoriale. De plus, des bancs de nuages circulent le long de certaines latitudes en direction opposée des vents dominants. Des vents d'une vitesse de 600 km/h ne sont pas exceptionnels. Ce système éolien serait causé par la chaleur interne de la planète. Les interactions entre ces systèmes circulatoires créent des orages et des turbulences locales, comme la Grande Tache Rouge, un large ovale de près de 12 000 km sur 25 000 km d'une stabilité exceptionnelle, puisque déjà observé par Cassini il y a trois siècles. D'autres taches plus petites ont été observées depuis des décennies. La couche la plus externe de l'atmosphère de Jupiter contient des cristaux de glace d'ammoniac. Les couleurs observées dans les nuages proviendraient des éléments présents en quantité infime dans l'atmosphère, sans que les détails soient là non plus connus.

Anneaux planétaires de la planète Jupiter

Jupiter possède plusieurs anneaux planétaires, très fins, composés de particules de poussières continuellement arrachées aux quatre lunes les plus proches de la planète lors de micro-impacts météoriques, assez intenses du fait de l'intense champ gravitationnel de la planète. Ces anneaux sont en fait tellement fins et sombres qu'ils ne furent découverts que lorsque la sonde Voyager 1 s'approcha de la planète en 1979.

L'anneau principal, situé entre 122 500 km et 128 940 km du centre de Jupiter et épais de seulement 30 km, est composé de poussières provenant des satellites Adrastée et Métis.

Plus près, entre 92 000 km et 122 500 km du centre de la planète, on trouve un anneau en forme de tore, élargi par le champ magnétique de Jupiter.

Plus loin, vers 181 000 km du centre, se trouve l'anneau des poussières provenant d'Amalthée et vers 222 000 km, celui provenant de Thébé.

Il existe également un anneau externe extrêmement ténu et distant qui tourne autour de Jupiter en sens rétrograde. Son origine est incertaine mais pourrait provenir de poussière interplanétaire capturée. Ces anneaux, à la différence de ceux de Saturne, sont extrêmement sombres, avec un albédo de l'ordre de 0,05.

Astronomie: Etude des astres Pia03010

Magnétosphère de Jupiter

Jupiter a une magnétosphère très grande et puissante. En fait, si l'on pouvait voir son champ magnétique depuis la Terre, il apparaîtrait cinq fois plus grand que la pleine lune dans le ciel, et cela malgré la distance bien plus importante. De fait, la magnétosphère de Jupiter s'étend bien au-delà de l'orbite de Saturne. Ce champ magnétique capture un grand flux de radiation de particules dans les ceintures de radiation de Jupiter, et provoque un tube de flux de particules et un spectaculaire tore de gaz associé à Io. En effet, toutes les lunes de Jupiter se trouvent à l'intérieur de sa magnétosphère et ceci expliquerait en partie l'activité volcanique sur Io.

Histoire de Jupiter

Jupiter est visible à l'œil nu la nuit et est connue depuis l'Antiquité.

En 1610, Galilée découvre les quatre satellites qui portent son nom en braquant sa lunette vers la planète. Cette observation des premiers corps tournant autour d'un autre corps que la Terre sera pour lui une indication supplémentaire de la validité de sa théorie héliocentrique. Jupiter et sa grande tache rouge.

La régularité de la rotation des quatre satellites galiléens sera utilisée fréquemment dans les siècles suivants pour créer des éphémérides, leurs éclipses par la planète elle-même permettant de déterminer l'heure qu'il était. Cette technique sera utilisée un temps pour connaître la longitude. Ces éphémérides mèneront également à l'une des premières mesures de la vitesse de la lumière.

Lors de la dernière moitié du vingtième siècle, un certain nombre de sondes spatiales furent envoyées vers Jupiter, toutes américaines. En décembre 1973, Pioneer 10 passa près de la planète, suivi en décembre 1974 par Pioneer 11. Voyager 1 survola Jupiter en mars 1979 avant Voyager 2 en juillet de la même année.

En 1994, l'impact de la comète Shoemaker-Levy 9 sur Jupiter permit de recueillir de nombreuses nouvelles données sur la composition atmosphérique de la planète.

La sonde Galileo fut placée en orbite en 1995, lâchant une petite sonde à l'intérieur de l'atmosphère jovienne, et survolant à de nombreuses reprises les satellites galiléens, découvrant un océan sur Europe. La NASA espère désormais lancer après 2012 une sonde nommée JIMO (pour Jupiter Icy Moon Orbiter) destinée à orbiter autour des lunes glacées de Jupiter.
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MessageSujet: Re: Astronomie: Etude des astres Astronomie: Etude des astres 2110Sam 11 Fév - 20:55

Etudes des planètes et de leurs satellites:
Io, satellite de Jupiter

Io est un satellite naturel de Jupiter. Elle est une des quatre lunes galiléennes de Jupiter, la plus proche de ces lunes à la planète.
Elle tire son nom d'Io, conquête amoureuse de Zeus persécutée par l'épouse de ce dernier, Héra, dont elle avait été prêtresse.

Astronomie: Etude des astres Pia00710

Généralités sur Io

Découvert par Galilée en 1610, dès que celui-ci a braqué une lunette vers Jupiter, Io est un satellite brillant que l'on ne pourrait voir à l'œil nu si Jupiter, proche, ne nous éblouissait pas.

D'une taille proche de celle de la Lune, de Mars ou de Mercure, Io a l'apparence d'une petite planète.

La proximité de Jupiter entraîne des effets de marée très forts qui, en déformant la surface du corps, ont fait apparaître un volcanisme très actif. Les multiples volcans crachent des composés soufrés sur la surface de Io.

MYTHOLOGIE GRECQUE : Prêtresse d'Héra. Elle fut aimée par Zeus, qui la changea en génisse afin de la soustraire à la jalousie d'Héra.

Description de Io

Io est surtout remarquable pour son volcanisme actif (caractéristique remarquable qu'on n'a sinon observé que sur Terre) ; c'est l'objet le plus actif du système solaire. À la différence des volcans terrestres, les volcans sur Io rejettent du soufre ou peut-être de l'anhydride sulfureux.

L'énergie nécessaire à cette activité provient probablement des interactions de marée entre Io, Europe, Ganymède et Jupiter. Les trois lunes sont en résonance orbitale dans un rapport 4:2:1. Bien qu'Io présente toujours la même face à Jupiter, la présence d'Europe et de Ganymède la fait vaciller un peu. Cette interaction déforme la surface de Io qui se soulève et s'abaisse jusqu'à 100 mètres et produit de la chaleur par le frottement interne.

L'orbite de Io traverse également les lignes du champ magnétique de Jupiter, ce qui génère un courant électrique. Bien que ce ne soit pas une grande source d'énergie comparé à l'échauffement dû aux forces de marée, ce courant dissipe une puissance de plus de 1 térawatt avec un potentiel de 400 000 volts. Ce courant électrique entraîne au loin des atomes ionisés provenant d'Io à un taux de mille kilogrammes par seconde. Ces particules ionisées forment un tore qui rayonne intensément dans l'ultraviolet autour de Jupiter. Les particules qui s'échappent de ce tore sont partiellement responsables de la magnétosphère exceptionnellement étendue de Jupiter. Des données récentes provenant de la sonde Galileo indiquent qu'Io pourrait posséder son propre champ magnétique.

L'emplacement d'Io vis-à-vis de la Terre et de Jupiter a une forte influence sur l'intensité des émissions d'ondes radio joviennes captées sur Terre. Quand Io est visible, les signaux radio de Jupiter augmentent considérablement.

Volcanisme de Io

On a mesuré que certains panaches des éruptions volcaniques d'Io montent à plus de 300 kilomètres au-dessus de la surface avant de retomber, la matière étant éjectée de la surface à une vitesse d'environ un kilomètre par seconde. Ces éruptions volcaniques sont très changeantes ; durant les quatre mois séparant l'arrivée des sondes Voyager 1 et 2, certaines d'entre elles se sont arrêtées et d'autres ont commencé. Les dépôts entourant les volcans changent aussi d'aspect.

À la différence de la plupart des lunes du système solaire externe, la composition d'Io est vaguement similaire à celle des planètes telluriques, qui sont principalement composées de magma riche en silicates. Des données récentes provenant de la sonde Galileo indiquent qu'Io possède un noyau d'un rayon d'au moins 900 kilomètres composé de fer, peut-être mélangé à du sulfure de fer.

La surface d'Io est presque totalement dépourvue de cratères, ce qui signifie qu'elle doit être très récente. En plus des volcans, on trouve à la surface d'Io des montagnes non-volcaniques, de nombreux lacs de soufre fondu, des caldéras profonds de plusieurs kilomètres et des étendues d'écoulements de fluides de basse viscosité de centaines de kilomètres de long, probablement composés d'une certaine forme de soufre fondu ou de silicates. Le soufre et ses composés possèdent un éventail de couleurs (surtout jaune, rouge et noir) qui sont responsables de l'aspect varié d'Io.

L'analyse des images de Voyager a mené les scientifiques à croire que les écoulements de lave à la surface d'Io sont composés la plupart du temps de divers composés de soufre fondu. Cependant, des études infrarouges menées ultérieurement à partir du sol indiquent qu'elles sont trop chaudes pour être du soufre liquide. Certains des points les plus chauds sur Io peuvent atteindre des températures aussi élevées que 2000 K, bien que la moyenne soit nettement inférieure, environ 130 K. Une idée courante est que les laves d'Io sont composées de roches en fusion riches en silicates. Des observations récentes du télescope spatial Hubble indiquent que cette matière est peut être riche en sodium.

Atmosphère de Io

Io a une mince atmosphère composée de dioxyde de soufre et peut-être de quelques autres gaz. À la différence des autres satellites galiléens, Io ne possède que peu ou pas d'eau. C'est probablement parce qu'au début de l'évolution du système solaire, Jupiter était assez chaud pour chasser les éléments volatils à proximité d'Io mais pas assez chaud pour faire de même avec ses autres lunes. À ne pas confondre avec l'astéroïde 85 Io.
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MessageSujet: Re: Astronomie: Etude des astres Astronomie: Etude des astres 2110Sam 11 Fév - 21:02

Etudes des planètes et de leurs satellites:
Europe, satellite de Jupiter

Comme Io, Europe est l´un des satellites observés par Galilée dès 1610 du fait d´un éclat important.

Astronomie: Etude des astres Pia00510

Présentation d'Europe - Lune de Jupiter

Europe (J II Europa) est une des quatre lunes galiléennes, découvertes au début du XVIIe siècle par Galilée et Simon Marius. C'est ce dernier qui la nomma en l'honneur d'Europe, princesse phénicienne, ravie sur une plage de Sidon par Zeus métamorphosé en taureau blanc. De leur union naquirent Minos, Rhadamanthe et Sarpédon.

Europe est le second et le plus petit des quatre satellites galiléens de Jupiter (son rayon de 1565 km correspond à 90% du rayon de notre Lune). C'est également le corps le plus lisse du système solaire. Comme ses frères joviens (Io, Ganymède et Callisto), Europe est un corps tellurique de composition globale chondritique. Les observations spectrales terrestres révèlent que la surface d'Europe est constituée en majeure partie de glace d'eau (albédo=0,64). Les données acquises par les sondes Voyager autour des années 80 confirment et même révèlent de grandes disparités entre les quatre satellites galiléens, suggérant un rôle prédominant de l'effet des marées joviennes qui soumettent les satellites à d'énormes forces gravitationnelles.

Sur Io, le plus proche satellite par rapport à Jupiter, les marées entraînent un intense volcanisme de silicates.

Europe, située un peu plus loin, est couverte d'une croûte de glace fracturée et déformée en tous points de sa surface faiblement parsemée de cratères d'impacts météoritiques. Ce constat témoigne de l'existence d'importants mouvements tectoniques (horizontaux et verticaux) dans la croûte de glace et d'un renouvellement de la surface. On en reparlera plus loin, l'hypothèse du maintien d'un océan liquide profond sous la croûte glacée fut avancée et discutée très tôt par certains auteurs (Cassen, Peale et Reynolds notamment à la fin des années 70). Cette théorie évoquée en janvier 1980 dans le magazine américain Star & Sky par Richard C. Hoagland a retenu l'attention de membres de la NASA (Dr. Robert Jastrow). L'écrivain Arthur C. Clarke la popularisa dans les 3 derniers tomes de sa tétralogie des Odyssées, suites de son célèbre roman 2001, l'odyssée de l'espace.

On estime qu'Europe est un satellite tellurique de Jupiter composé principalement de chondrites. Il est intéressant de noter que la densité moyenne d'Europe est inférieure à celle des chondrites. Par ailleurs les analyses spectrales révèlent la présence d'eau (glace) à sa surface.

Tout comme Io, Europe est soumise aux fortes forces gravitationnelles de Jupiter et de ses autres satellites. Sur Io, cela entraîne un volcanisme intensif. Pourtant la surface d'Europe n'est pas criblée de cratères et semble se renouveler. L'analyse par spectrométrie infrarouge effectuée par la sonde Galileo a révélé la présence à la surface d'Europe de cristaux de sulfate de magnésium, qui sur Terre se retrouvent dans les lacs asséchés. Ces éléments laissent à penser que ce satellite pourrait posséder un immense océan d'eau liquide sous sa surface gelée, propice au développement de la vie.

La glace de surface a probablement de 70 à 100 km d'épaisseur, même si certaines estimations descendent à seulement 3 ou 4 km. Elle est traversée de longues et larges rayures sombres qui indiquent sans doute des fissures et des accumulations de sel. L'océan aurait une profondeur d'environ 100 km (sous la surface gelée), et serait maintenu liquide par l'échauffement produit par les forces de marée produites par la proximité avec Jupiter. Cette théorie évoquée en janvier 1980 dans le magazine américain Star [&] Sky par Richard C. Hoagland a retenu l'attention de membres de la NASA (Dr. Robert Jastrow). L'écrivain Arthur C. Clarke la popularisa dans les 3 derniers tomes de sa tétralogie des Odyssées, suites de son célèbre roman 2001, l'odyssée de l'espace.

Cela fait d'Europe une destination spéciale pour les futures sondes destinées à rechercher une vie extraterrestre et détermine certaines préparations comme une probable expédition pour forer 4 km sous la calotte glaciaire antarctique en direction du lac.

Toutefois, une expédition à destination de cette lune de Jupiter poserait des problèmes presque insurmontables qui ont empêché de la lancer :

- distance considérable, donc consommation importante de carburant, temps de trajet et délais considérables dans les communications;

- difficulté à maintenir longtemps en orbite une sonde qui serait soumise à une gravité complexe (à proximité de Jupiter), donc consommation supplémentaire de carburant.

La structure interne d'Europe

Le moment d'inertie d'Europe (C/MR²=0,347) indique une répartition radiale des masses non homogène : Europe est un corps différencié. Ceci signifie que la structure interne d'Europe est constituée d'une succession d'enveloppes de compositions différentes. Depuis le centre vers la surface, on distingue successivement un probable noyau métallique entouré d'un manteau silicaté lui-même enveloppé d'une couche externe d'eau (H2O) de 70 à 140 km d'épaisseur selon les modèles.

Les faibles températures de surface (de l'ordre de 100 degrés Kelvin, soit -173 degrés Celsius) impliquent la cristallisation de cette couche externe d'eau en une croûte de glace. Néanmoins, la proximité du corps massif qu'est Jupiter soumet Europe à de fortes déformations liées aux effets de marée. Les frottements internes, notamment aux limites de couches, engendrés par ces importantes déformations provoquent une forte dissipation thermique. Cette source de chaleur supplémentaire permettrait de maintenir un océan liquide sous une croûte de glace superficielle. La présence d'eau liquide, longtemps sujette à débats, fait actuellement l'objet d'un large consensus dans la communauté scientifique concernée. De nombreuses approches confirment en effet l'existence passée et même actuelle d'un océan liquide sous la croûte de glace superficielle :

- analyse des structures « géologiques » de surface,
- méthodes géophysiques (champ magnétique propre notamment),
- modélisation des flux thermiques,
- spectrométrie NIMS (Near-Infrared Mapping Spectrometer embarqué à bord de Galileo) révélant des signatures spectrales caractéristiques de sels de magnésium et de sodium en surface,
- production de givre sur la base d'observations au spectromètre ultra-violet embarqué (UVS),
- âge moyen de la surface plutôt jeune (30 à 70 millions d'années selon Zahnle et al. 2003), comparable et même inférieur à celui de la croûte océanique terrestre.

Les caractéristiques de la croûte de glace sont en revanche toujours des sujets de débats. L'une des questions qui anime bon nombre de planétologues concerne les modalités du transfert thermique. Le processus d'évacuation de la chaleur interne (produite par désintégration des éléments radioactifs du manteau et du noyau + les effets de marées) peut être de deux types: conductif (simple diffusion de la chaleur de proche en proche sans mouvement de matière) ou convectif (la glace va « transporter » la chaleur vers la surface, comme les bulles d'huile colorée d'une lampe à magma, avant de se refroidir et de redescendre vers la base de la croûte de glace). La seule réponse à cette question conditionne également l'estimation de l'épaisseur, de la structure et même de la composition chimique de la croûte de glace d'Europe.

De nombreuses approches (observation, modélisation) confirment qu'un transfert convectif de la chaleur a récemment existé (et existe même peut-être encore actuellement) dans la croûte de glace. Certaines structures « géologiques » imagées par les sondes Voyager puis Galileo à la surface d'Europe fournissent de bonnes illustrations de ce phénomène.

Finalement le débat concernant la croûte de glace oppose deux écoles : les partisans d'une croûte plutôt fine et conductive (<10 km), et les partisans d'une croûte relativement épaisse et convective (de 15 à 50 km). Aucune de ces deux écoles ne remet en cause l'existence d'un profond océan liquide sous la croûte glacée d'Europe. Ceci fait d'Europe le seul corps du système solaire avec la Terre renfermant d'une part de l'eau sous forme liquide, et étant animé d'autre part de mouvements tectoniques très récents ! Corps actif disposant d'eau liquide au contact de silicates, Europe réunit deux des conditions préalables au support de la Vie telle que nous la connaissons sur Terre.

Astronomie: Etude des astres Pia01110

Les structures « géologiques » de la surface d'Europe

Les récentes images de la sonde Galileo ont permis de distinguer que 3 grandes familles de structures "géologiques" façonnent la surface glacée d'Europe :

- des structures ponctuelles exogènes (d'origine externe),
- des structures ponctuelles endogènes (d'origine interne),
- des structures linéaires.

La surface de la croûte de glace est déchirée par de longues et larges bandes sombres qui indiquent une intense déformation. Celle-ci prend l'allure d'un vaste réseau de fractures entremêlées en périphérie desquelles s'accumulent parfois des sulfates hydratés de magnésium et de sodium (McCord et al., 1998) et/ou de l'acide sulfurique (Carlson et al., 1999).

Cela fait d'Europe une destination spéciale pour les futures sondes destinées à rechercher une vie extraterrestre et détermine certaines préparations comme une probable expédition pour forer 4 km sous la calotte glaciaire antarctique en direction du lac Vostok.

Toutefois, une expédition à destination de cette lune de Jupiter poserait des problèmes presque insurmontables qui ont empêché de la lancer :

- distance considérable, donc consommation importante de carburant, temps de trajet et délais considérables dans les communications ;
- difficulté à maintenir longtemps en orbite une sonde qui serait soumise à une gravité complexe (à proximité de Jupiter), donc consommation supplémentaire de carburant.
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MessageSujet: Re: Astronomie: Etude des astres Astronomie: Etude des astres 2110Sam 11 Fév - 21:15

Etudes des planètes et de leurs satellites:
Ganymède, satellite de Jupiter

Ganymède est le plus gros et le plus brillant des satellites galiléens.

Astronomie: Etude des astres Jupite10

Dénomination de Ganymède

Ganymède est nommé d'après Ganymède, prince troyen de la mythologie grecque ; de grande beauté, il fut enlevé par Zeus (prenant pour l'occasion la forme d'un aigle), alors qu'il faisait paître son troupeau sur le mont Ida. Zeus en fit son amant et l'échanson des dieux de l'Olympe.

Ce nom fut suggéré par l'astronome allemand Simon Marius en 1614 dans son ouvrage Mundus Iovialis (où il attribue d'ailleurs cette suggestion à Johannes Kepler). Tout comme les noms des autres satellites de Jupiter, il passa de mode pendant plusieurs siècles et ne fut pas remis au goût du jour avant le milieu du XXe siècle. Dans la plupart des ouvrages de la littérature astronomique ancienne, il est simplement mentionné par sa désignation en chiffres romains (un système introduit par Galilée) comme Jupiter III, ou comme « le troisième satellite de Jupiter ».

Masse et dimensions de Ganymède

Avec environ 5 260 km de diamètre, Ganymède est le plus grand satellite naturel du système solaire, légèrement plus grand que Titan (5 150 km), le satellite de Saturne, ou que la planète Mercure (4 878 km). Dans le système jovien, le deuxième plus grand satellite est Callisto (4 821 km).

Ganymède, s'il reste le plus massif de tous les satellites naturels avec 1,4819×1023 kg, ne pèse en revanche que la moitié de Mercure (3,302×1023 kg), du fait de sa plus faible masse volumique (1,942×103 kg∙m-3 contre 5,427×103 kg∙m-3), indicatrice d'une composition interne comportant une forte proportion de glace plutôt que de roche. De fait, bien qu'il soit presque une fois et demi plus grand, la gravité à la surface de Ganymède est plus faible que sur la Lune (0,146 g contre 0,1654 g).

Surface de Ganymède

La surface de Ganymède est un mélange de deux types de terrains : des régions sombres très anciennes, forcément couvertes de cratères, et des régions plus claires et plus jeunes (mais néanmoins anciennes) marquées par de nombreux sillons et dorsales. L'origine de ces dernières est clairement tectonique, probablement causés par extension, élargissement et fissure de la croûte de glace. Les régions sombres contiennent des argiles et des matériaux organiques qui pourraient indiquer la composition des planétoïdes à partir desquels s'accrétèrent les satellites joviens.

Tous les terrains comportent des traces de cratères d'impact. La densité de ces cratères donne un âge de 4 milliards d'années pour les régions sombres, similaire à celui des hauts plateaux de la Lune, et plus jeune pour les régions claires (mais sans pouvoir déterminer de combien). Les cratères recouvrent certains sillons et sont cisaillés par d'autres, indiquant que ceux-ci sont anciens. Des cratères plus jeunes, comportant des raies d'ejecta, sont également visibles. À la différence de ceux de la Lune et de Mercure, les cratères de Ganymède sont assez plats, ne présentant pas les anneaux et les dépressions centrales qui sont communs sur ces corps. Il est possible que cela soit du à la nature de la croûte de glace de Ganymède qui peut s'écouler et adoucir les reliefs.

La plus grande structure sur Ganymède est une plaine sombre nommée Galileo Regio, ainsi qu'une série de sillons concentriques, restes d'un ancien cratère d'impact effacé par l'activité géologique ultérieure.

Astronomie: Etude des astres Pia01610

Structure interne de Ganymède

Ganymède est composée de 49 à 59% de silicates et sa masse volumique concorde avec une forte proportion de glace d'eau. Selon les données recueillies par la sonde Galileo, Ganymède possède une structure interne différentiée en trois couches : un noyau de silicate contenant également du fer et peut-être du soufre, un manteau composé de roches et de glace et une croûte formée de glace regelée. Son noyau métallique laisse supposer que Ganymède était plus chaude dans le passé. Ses couches internes seraient donc similaires à celles de Io.

Astronomie: Etude des astres Synthe14

Atmosphère de Ganymède

En 1972, une équipe d'astronomes détecta une fine atmosphère autour de Ganymède lors d'une occultation, alors que Jupiter (et son satellite) passait devant une étoile. Des preuves d'une atmosphère de dioxygène ténue, très similaire à celle d'Europe, ont été découvertes depuis par le télescope spatial Hubble.

Magnétosphère de Ganymède

Le premier survol de Ganymède par la sonde Galileo permit de découvrir que Ganymède possède son propre champ magnétique, contenu dans la magnétosphère de Jupiter. Ganymède est le seul satellite naturel dont on connaisse une magnétosphère. Le champ magnétique intrinsèque de Ganymède est probablement généré de façon similaire à celui de la Terre, par déplacement de matériau conducteur dans ses couches internes, probablement dans son noyau métallique. Ganymède possède également un champ magnétique induit, indiquant qu'il possède une couche qui agit comme un conducteur. On pense que ce matériau conducteur est une couche d'eau liquide contenant du sel, située à 150 km sous la surface et prise en sandwich entre deux couches de glace de densités différente.

Ganymède est le corps solide le plus concentré qu'on connaisse dans le système solaire, ce qui suggère qu'il est totalement différencié et possède un noyau métallique. On suppose que le champ magnétique de Ganymède est produit par convection thermique dans le noyau. Des mouvements de convection à l'intérieur du manteau se sont peut-être produits par le passé.

Les anneaux de Ganymède

En 1999, un disque de débris sous forme d'un anneau a été détecté tout comme pour Europe et Callisto.

Découverte de Ganymède

La découverte de Ganymède est généralement créditée à Galilée qui documenta son existence en 1610. Galilée observa les lunes qui portent son nom entre décembre 1609 et janvier 1610. Le 7 janvier 1610, il écrivit une lettre mentionnant ses observations, la première mention écrite de satellites de Jupiter. À ce moment, il n'en vit que trois et pensa observer des étoiles. Entre le 8 janvier et le 2 mars 1610, il découvrit un quatrième corps et observa la révolution des quatre lunes galiléennes autour de Jupiter.

L'astronome allemand Simon Marius publia en 1614 l'ouvrage Mundus Iovialis anno M.DC.IX Detectus Ope Perspicilli Belgici (Le monde jovien découvert en 1609 grâce au télescope belge), dans lequel il prétendait avoir observé les quatre satellites de Jupiter dès novembre 1609. Cependant, Marius n'ayant pas publié ses observations avant 1614, il n'est en général pas crédité de cette découverte.

Selon l'historien de l'astronomie chinois Xi Zezong, l'astronome chinois Gan De aurait observé l'une des lunes de Jupiter en -362, près de deux millénaires avant Galilée. Les lunes galiléennes peuvent en effet être distinguées à l'œil nu, lors de leur élongation maximale et dans des conditions d'observation exceptionnelles.

Exploration de Ganymède

Ganymède fut visité par la sonde Voyager 2 en juillet 1979, lors de son survol de Jupiter. Les images prises par la sonde montrèrent que Ganymède était le plus gros satellite du système solaire et présentait deux types de terrain différents.

La sonde Galileo orbita Jupiter entre décembre 1995 et septembre 2003. Pendant ces orbites, elle eut l'occasion d'observer Ganymède, permis de découvrir que le satellite posséde son propre champ magnétique et apporta des preuves de l'existence d'une atmosphère ténue et d'une couche d'eau en dessous de la surface.
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MessageSujet: Re: Astronomie: Etude des astres Astronomie: Etude des astres 2110Sam 11 Fév - 21:24

Etudes des planètes et de leurs satellites:
Callisto, satellite de Jupiter

Callisto est le satellite galiléen le plus éloigné de Jupiter.

Il n´est pas le plus petit mais c´est le moins brillant : la glace n´apparaît que dans les cratères récents. Ailleurs ce sont des roches silicatées sombres, comme sur Ganymède

MYTHOLOGIE GRECQUE : Nymphe d'Arcadie. Aimée de Zeus, elle fut changée en ourse par Héra et tuée à la chasse par Artémis. Zeus fit d'elle une constellation, la Grande Ourse.

Astronomie: Etude des astres Pia00410

Présentation de Callisto

Callisto (J IV Callisto) est un satellite naturel de la planète Jupiter, découvert en 1610 par Galileo Galilei. Cependant il semblerait que Gan De, un astronome chinois l'ait découverte en 362 av. J.-C. Callisto est la troisième plus grande lune dans le système solaire, la deuxième du système jovien, après Ganymède. C'est également la lune galiléenne la plus éloignée de Jupiter et la seule à ne pas être en résonance orbitale. Callisto se serait formée par accrétion du disque de gaz qui entourait Jupiter après sa formation.

Callisto est composée approximativement à parts égales de roche et de glaces. En raison de l'absence d'échauffement dû aux forces de marées, la lune ne serait que partiellement différenciée. Des recherches menées à l'aide de la sonde Galileo ont révélé que Callisto pourrait posséder un petit noyau composé de silicates, ainsi qu'un océan d'eau liquide à plus de 100 kilomètres sous la surface de la lune, qui serait susceptible d'accueillir la vie extraterrestre.

La surface de Callisto est très cratérisée, extrêmement vieille et ne présente pas de trace d'activité tectonique. La surface de Callisto est moins affectée par la magnétosphère de Jupiter que celle des autres satellites internes car elle est plus éloignée de la planète. Callisto est entourée par une atmosphère très ténue composée notamment de dioxyde de carbone et probablement d'oxygène moléculaire, ainsi que par une ionosphère intense.

Plusieurs sondes spatiales, de Pioneer 10–11 à Galileo et Cassini ont étudié la lune. Callisto a pendant longtemps été considérée comme le corps le plus adapté à l'installation d'une base humaine pour l'exploration du système jovien.

Découverte de Callisto

Callisto est découverte par Galilée en janvier 1610, à la même époque que les trois autres grandes lunes de Jupiter, Ganymède, Io et Europe. Callisto doit son nom à Callisto, une des nombreuses conquêtes de Zeus dans la mythologie grecque. Ce nom a été proposé par Simon Marius peu après la découverte. Selon Marius, le nom aurait en fait été suggéré par Johannes Kepler. Cependant, la désignation en chiffres romains introduite par Galilée est utilisée jusqu'au milieu du XXe siècle aux dépens des noms des lunes galiléennes issus de la mythologie. Selon cette désignation, Callisto est ainsi appelée Jupiter IV car c'est le quatrième satellite de Jupiter.

Les formations géologiques remarquables de Callisto ont été baptisées d'après la mythologie scandinave. Ainsi, les deux plus grands cratères portent les noms de Valhalla (paradis des guerriers tombés au combat) et d'Asgard (lieu de résidence des dieux). Les autres cratères sont baptisés des noms de héros : Valfodr, Hœnir, Lodurr, Bran, Sudri, Fodri, Nidi, Burr, Reginn, Ymir, Gymir, etc.

Orbite et rotation de Callisto

Callisto est la lune galiléenne la plus éloignée de Jupiter. Elle tourne autour de la planète à une distance de 1 880 000 km (26,3 fois le rayon de Jupiter). Le rayon de son orbite est beaucoup plus grand que celui de la seconde lune la plus externe, Ganymède dont le rayon de l'orbite est 1 070 000 km. Callisto étant beaucoup plus éloignée que les trois autres lunes, elle n'est pas en résonance orbitale avec elles et ne l'a probablement jamais été.

Comme bon nombre de lunes planétaires, Callisto est en rotation synchrone autour de Jupiter. La longueur du jour, identique à sa période orbitale, est d'environ 16,7 jours terrestres. Son orbite est légèrement excentrique et inclinée vers l'équateur jovien. Ses excentricité et inclinaison orbitale sont presque périodiques (à l'échelle de plusieurs siècles) en raison des perturbations gravitationnelles du soleil et de Jupiter. L'amplitude des variations est respectivement de 0,0072 - 0,0076 et 0,20 - 0,6°. Ces variations orbitales sont à l'origine de modifications de l'inclinaison de son axe (l'angle entre l'axe de rotation et le plan orbital) d'amplitudes comprises entre 0,4 et 1,6°.

En raison de son éloignement de Jupiter, la lune n'a jamais été significativement chauffée par les forces de marée, ce qui a des conséquences importantes sur sa structure interne et son évolution. De même, le flux de particules chargées issues de la magnétosphère de Jupiter est relativement faible à la surface de Callisto : il est 300 fois inférieur à celui reçu par la surface d'Europe. À l'inverse des trois autres lunes galiléennes, l'irradiation par des particules chargées n'a eu que peu d'effet sur la surface de Callisto.

Structure interne de Callisto

Callisto est recouverte d'une lithosphère glacée d'une épaisseur comprise entre 80 et 150 km, Un océan salé pourrait être situé sous la croûte, comme semblent l'indiquer des études sur le champ magnétique autour de Jupiter et de ses lunes. Callisto se comporte comme une sphère parfaitement conductrice dans le champ magnétique de Jupiter ; en d'autres termes, le champ ne pénètre pas à l'intérieur de la lune, ce qui suggère que Callisto aurait en son sein un fluide très conducteur dont l'épaisseur minimale serait de 10 km. La probabilité d'existence d'un océan est renforcée si l'eau contient une petite quantité d'ammoniac ou d'un autre composé antigel, dans une proportion massique inférieure ou égale à 5 %. Dans ce cas, l'océan pourrait avoir une épaisseur allant jusqu'à 250–300 km. Si Callisto s'avérait dépourvue d'océan, sa lithosphère pourrait être plus épaisse qu'aujourd'hui envisagé et mesurer jusqu'à 300 km.

En dessous de la lithosphère et de l'océan, l'intérieur de Callisto ne serait ni très homogène, ni complètement hétérogène. Les données obtenues grâce à Galileo, en particulier le moment d'inertie adimensionnel, 0,3549 ± 0,0042 calculé lors de fly-bys proches, suggèrent que l'intérieur est composé de roches et de glaces comprimées. La proportion de roches augmenterait avec la profondeur en raison d'une séparation partielle de ses composants due à leur densité différente. En d'autres termes, Callisto est seulement partiellement différenciée. Sa densité et son moment d'inertie sont compatibles avec l'existence d'un petit cœur de silicates au centre du satellite. Le rayon d'un tel cœur est inférieur à 600 km, et sa densité comprise entre 3,1 et 3,6 g∙cm-3.

Astronomie: Etude des astres Pia01410

Surface de Callisto

La surface ancienne de Callisto est une des plus fortement cratérisées du système solaire. En fait, sa densité de cratères d'impact est proche de la saturation : tout nouveau cratère aura tendance à faire disparaître un ancien. À grande échelle, la géologie est relativement simple : la planète ne possède pas de montagne, de volcan ou d'autre caractéristique géologique d'origine tectonique endogène. Les cratères d'impact et les structures multi-annulaires - associées aux fractures, escarpements de failles et dépôts - sont les seules grandes caractéristiques géologiques à être présentes sur la surface.

La surface de Callisto peut être divisée en différentes zones géologiques : plaines cratérisées, plaines claires, plaines lisses d'apparence brillante et différentes unités associées aux structures multi-annulaires et aux cratères d'impact. Les plaines cratérisées constituent la plus grande partie de la surface de la lune et représentent l'ancienne lithosphère, un mélange de glace et de matériaux rocheux. Les plaines claires incluent les cratères d'impact brillants comme Burr et Lofn, ainsi que les restes effacés de vieux cratères appelés palimpsestes, les parties centrales des structures multi-annulaires, et des taches isolées dans les plaines cratérisées. Ces plaines claires seraient des dépôts glacés d'impact. Les plaines lisses d'apparence brillante constituent une faible fraction de la surface de Callisto et sont présentes dans les zones de crêtes et de fractures des cratères Valhalla et Asgard et parfois dans les plaines cratérisées. Les scientifiques pensaient qu'elles étaient liées à l'activité endogène mais des images à haute résolution de la sonde Galileo ont montré que ces plaines lisses d'apparence brillante étaient liées au terrain très fracturé et rugueux et ne présentent pas de signes de resurfaçage. Les images de Galileo ont révélé de petites zones lisses et sombres d'une surface totale inférieure à 10000 km². Ceux seraient peut-être des dépôts cryovolcaniques. Les plaines claires et les plaines lisses sont plus jeunes et moins cratérisées que l'arrière-plan des plaines cratérisées.

Le diamètre des cratères d'impact observés sur Callisto est compris entre 0,1 km, la limite de résolution des images, à plus de 100 km, sans compter les structures multi-annulaires. Les petits cratères, dont le diamètre est inférieur à 5 km, sont de simples dépressions en forme de bol, ou à fond plat. Ceux d'un diamètre compris entre 5 et 40 km présentent en général un piton central. De plus grands cratères (diamètre entre 25 et 100 km), tel le cratère Tindr, ont des dépressions centrales en lieu et place des pitons. De grands cratères dont le diamètre est supérieur à 60 km, tels Doh et Hár, peuvent avoir des dômes centraux qui seraient dus à un soulèvement tectonique après un impact. Un petit nombre de très grands cratères brillants dont le diamètre est supérieur à 100 km présentent des structures en dômes anormales. Ils ont en général une faible hauteur et pourraient être des structures géomorphologiques transitionnelles vers les structures multi-annulaires, comme le cratère Lofn. Les cratères de Callisto sont en général moins profonds que ceux de la Lune.

Les plus grandes structures d'impact à la surface de Callisto sont des bassins multi-annulaires, parmi lesquels deux ont une taille hors du commun. Le cratère Valhalla est le plus grand, avec une région centrale brillante d'un diamètre de 600 km, et des anneaux s'étendant jusqu'à 1 800 km du centre (voir figure). Le second par la taille est Asgard dont le diamètre est de 1 600 km. Ces structures multi-annulaires sont probablement le résultat d'une fracturation concentrique de la lithosphère après l'impact. Cette lithosphère devait reposer sur une couche de matériaux ductiles voire liquides, peut-être un océan. Les catenae, par exemple, la catena Gomul, sont de longues chaînes de cratères d'impact alignés à la surface de Callisto. Ils sont probablement dus à de objets qui furent disloqués par les forces de marée lors d'un passage à proximité de Jupiter et qui se sont ensuite écrasés sur Callisto, ou par des impacts très obliques. La comète Shoemaker-Levy 9 est un exemple d'un tel corps qui fut cassé en plusieurs morceaux par Jupiter.

Comme mentionné auparavant, de petites taches de glace pure d'albédo jusqu'à 80 % ont été trouvées sur la surface de Callisto ; elles sont entourées de parties plus sombres. Des images à haute résolution prises par Galileo montrent que les taches brillantes sont principalement situées sur des zones élevées : les bordures surélevées des cratères, les escarpements de faille, les crêtes et les aspérités et knobs. Ce sont probablement de minces dépôts de givre. Les matériaux sombres sont habituellement situées dans les zones basses entourant les parties brillantes et seraient plutôt plats. Ils forment souvent des taches allant jusqu'à 5 km à travers le fond des cratères et dans les dépressions entre les cratères.

À l'échelle du kilomètre, la surface de Callisto est plus dégradée que les surfaces des autres lunes galiléennes. Elle présente un déficit de petits cratères d'impact dont le diamètre est inférieur à 1 km en comparaison des plaines sombres de Ganymède. Au lieu de petits cratères, la surface de Callisto présente à peu près partout de petites aspérités et des dépressions. Les aspérités seraient les restes des bordures surélevées des cratères qui auraient été cassées par un processus encore inconnu. Le processus le plus probable est la lente sublimation de la glace, qui se produit à une température allant jusqu'à 165 K, atteint dans les régions de Callisto où le soleil est au zénith. Ce processus de sublimation de l'eau ou d'autres composés volatils gelés est à l'origine de la décomposition de la neige sale (la roche mère) dont ils sont issus. Les matériaux non glacés forment des avalanches de débris qui descendent les pentes des murs du cratère. De telles avalanches sont régulièrement observées près ou dans les cratères d'impact et sont appelées 'debris aprons. De temps en temps, les murs des cratères sont coupés pas des incisions sinueuses ressemblant à des vallées et appelées 'gullies', qui ressemblent à certaines surfaces observées sur Mars. Si l'hypothèse de sublimation est confirmée, les matériaux sombres dans les faibles hauteurs sont une pellicule de débris principalement non glacés, qui sont dus aux bordures surélevées des cratères qui se sont dégradées et qui ont recouvert une roche mère principalement glacée.

Les âges relatifs des différentes régions de Callisto peuvent être déterminés à partir de la densité de cratères d'impact qu'elles comportent. Plus la surface est vieille, plus le nombre de cratères qu'elle comporte est élevé. Aucune datation absolue n'a été menée, mais en se fondant sur ces considérations théoriques, l'âge des plaines cratérisées a été estimé à environ 4,5 milliards d'années, soit à peu près l'époque de la formation du système solaire. L'âge des structures multi-annulaires et des cratères d'impact dépendent des taux de cratérisation de la surface étudiée et leur âge est estimé par différents auteurs entre 1 et 4 milliards d'années.

Astronomie: Etude des astres Pia01210

Atmosphère et ionosphère de Callisto

Callisto a une atmosphère ténue, composée notamment de dioxyde de carbone. Elle a été découverte grâce au spectromètre Near Infrared Mapping Spectrometer (NIMS) de la sonde Galileo : les chercheurs ont identifié la raie d'absorption à 4,2 micromètres du CO2. La pression à sa surface est estimée à 7.5 ×10-12 bar et la densité de particules à 4×108 cm-3. L'atmosphère est probablement alimentée en permanence car une atmosphère si ténue disparaîtrait en quelques jours dans le cas contraire. Elle pourrait être alimentée par la lente sublimation de glace de dioxyde de carbone de la croûte glacée du satellite, processus qui serait compatible avec l'hypothèse de formation des petites aspérités brillantes de la surface par sublimation.

L'ionosphère de Callisto a été détectée pour la première fois durant un des fly-bys (survols) de la sonde Galileo; cette ionosphère présente une densité élevée d'électrons (7–17×104 cm-3) qui ne peut être expliquée par le seul processus de photoionisation du dioxyde de carbone atmosphérique. Ainsi, l'atmosphère de Callisto pourrait être principalement composée d'oxygène moléculaire, qui serait en quantité dix à cent fois plus importante que le CO2. Cependant, il n'existe pas de preuve directe de la présence d'oxygène dans l'atmosphère de Callisto. Les observations menées avec le télescope spatial Hubble (HST) ont permis d'établir une limite supérieure à la concentration d'oxygène dans l'atmosphère, basée sur l'absence de détection de l'élément par Hubble, qui est compatible avec les mesures de l'ionosphère de la lune. Dans le même temps, Hubble a détecté de l'oxygène condensé piégé à la surface de Callisto.

Les anneaux de Callisto

En 1999, un disque de débris sous forme d'anneau a été détecté autour de Callisto tout comme pour Europe et Ganymède.

Origine et évolution de Callisto

La différenciation partielle de Callisto, c'est-à-dire la séparation partielle des différents matériaux en fonction de leur densité qui est déduite des mesures du moment d'inertie, indique que la lune n'a jamais été suffisamment chauffée pour faire fondre sa glace. Par conséquent, le modèle le plus probable de formation est une lente accrétion dans la sous-nébuleuse de faible densité de Jupiter (un disque de gaz et de poussière situé autour de Jupiter après sa formation). Une telle phase d'accrétion permettrait aux phénomènes de refroidissement de contenir l'augmentation de chaleur causée par les impacts, la radioactivité et la compression, empêchant ainsi la fusion des matériaux et une différenciation rapide. La formation de Callisto aurait duré entre 0,1 et 10 millions d'années.

L'évolution ultérieure de Callisto après la phase d'accrétion fut marquée par les phénomènes d'échauffement dû à la radioactivité, de refroidissement par conduction thermique près de la surface et de convection à l'état solide ou subsolidus à l'intérieur. La convection à l'état subsolidus dans la glace est la principale inconnue dans les modèles pour les lunes glacées. Ce phénomène apparaîtrait lorsque la température est suffisamment proche du point de fusion, en raison de la dépendance à la température de la viscosité de la glace. La convection à l'état subsolidus dans les corps glacés est un processus lent avec des mouvements de glace de l'ordre de 1 cm/an, mais c'est néanmoins un processus de refroidissement très significatif sur de longues échelles de temps (échelles géologiques). Le phénomène à l'œuvre serait un régime du stagnant-lid, où la couche externe froide et rigide de la lune évacue la chaleur sans convection, tandis que des processus convectifs se produisent dans la glace en dessous à l'état subsolidus. Pour Callisto, la couche externe conductrice correspond à la lithosphère froide et rigide dont l'épaisseur est d'une centaine de kilomètres. Sa présence expliquerait l'absence, à la surface de Callisto, de signes d'activité endogène. La couche de glace dans laquelle se produit la convection pourrait être constituée de plusieurs sous-couches, car sous les fortes pressions qui y ont vigueur, la glace d'eau existe sous différentes formes cristallines, de la glace I à la surface à la glace VII au centre. Le processus de convection subsolidus à l'intérieur de Callisto pourrait avoir empêché (s'il a débuté tôt dans l'histoire de la lune) la fusion de la glace à grande échelle et la différenciation qui aurait dans le cas contraire formé un grand noyau rocheux et un manteau glacé. En raison du processus convectif, une séparation et différenciation lente et partielle des roches et des glaces à l'intérieur de Callisto s'est cependant déroulée à l'échelle du milliard d'années et pourrait se poursuivre de nos jours.

Selon les théories actuelles sur l'évolution de Callisto, la lune aurait en son sein une couche, un océan d'eau liquide. Son existence serait liée au comportement particulier de la température de fusion de la forme cristalline I de la glace ; cette température diminue avec la pression, jusqu'à atteindre 251 K (soit environ -22° C) à 2070 bars. Dans tous les modèles réalistes de Callisto, la température de la couche entre 100 et 200 km de profondeur est très proche ou légèrement supérieure à cette température de fusion inhabituelle. La présence, même en faible quantité d'ammoniac (environ 1 ou 2 % en masse) garantirait pratiquement l'existence d'une phase liquide car la température de fusion du mélange serait encore plus basse.

Bien que le composition globale de Callisto soit très similaire à celle Ganymède, elle aurait eu une histoire géologique beaucoup plus simple. La surface se serait principalement formée sous l'influence d'impacts et d'autres phénomènes exogènes. À la différence de sa voisine Ganymède dont le terrain est parcouru de sillons pouvant atteindre plusieurs centaines de kilomètres de long, il existe peu de preuves d'activité tectonique sur Callisto. L'histoire géologique relativement simple de Callisto permet aux planétologues d'utiliser la lune comme référence lors de l'étude d'objets plus complexes.

Présence de vie dans les océans de Callisto

Comme pour Europe et Ganymède, certains scientifiques ont émis l'hypothèse que des formes de vie microbiennes extraterrestres puissent exister dans un hypothétique océan salé sous la surface de Callisto. Cependant, les conditions seraient beaucoup moins favorables à l'apparition de la vie sur Callisto que sur Europe, en raison de l'absence possible de contact entre l'océan et le noyau rocheux (qui empêcherait la présence de monts hydrothermaux et au plus faible flux de chaleur se dissipant des couches internes de Callisto. Le chercheur Torrence Johnson a déclaré à propos de la probabilité d'existence de la vie sur Callisto comparée à celle sur les autres lunes galiléennes :

« Les ingrédients de base de la vie — ce que nous appelons la chimie prébiotique — sont abondants sur de nombreux objets du système solaire, comme les comètes, les astéroïdes et les lunes glacées. Les biologistes pensent que l'eau liquide et de l'énergie sont nécessaires pour abriter la vie, et il est donc intéressant de trouver un endroit où pourrait se trouver de l'eau liquide. Mais, concernant l'énergie, l'océan de Callisto est uniquement chauffé par les éléments radioactifs, tandis qu'Europe a aussi de l'énergie produite par les forces de marées dues à sa plus grande proximité de Jupiter. »

En se basant sur les considérations déjà évoquées et sur d'autres travaux scientifiques, Europe serait la lune galiléenne ayant le plus de chance d'abriter des formes de vies microbiennes.

Exploration de Callisto

Les sondes Pioneer 10 et Pioneer 11 qui passèrent à proximité de Jupiter dans les années 1970 n'apportèrent que peu de nouvelles informations sur Callisto par rapport aux observations faites depuis la Terre. La vraie percée correspondit aux survols de Voyager 1 et 2 en 1979-1980. Elles photographièrent plus de la moitié de la surface de Callisto avec une résolution de 1–2 km et mesurèrent précisément sa température, sa masse et sa forme. Il fallut cependant attendre la sonde d'exploration jovienne Galileo pour que de nouvelles découvertes soient effectuées. De 1994 à 2003, Galileo survola huit fois Callisto. Lors de son dernier passage en 2001, durant l'orbite C30, elle passa à seulement 138 km de la surface. Galileo termina de photographier l'ensemble de la surface de Callisto et prit des photos de certaines parties de Callisto avec une résolution pouvant atteindre 15 mètres. En 2000, la sonde Cassini-Huygens durant son trajet vers Saturne, établit des spectres infrarouge haute résolution des lunes galiléennes, parmi lesquelles Callisto. En février-mars 2007, la sonde New Horizons dont la destination finale est Pluton fit de nouveaux images et spectres de Callisto.

En 2003, la NASA mena une étude théorique appelée Human Outer Planets Exploration (HOPE, « Exploration humaine des planètes externes ») sur l'exploration humaine du système solaire externe. L'étude s'est plus particulièrement intéressée à Callisto. Il fut proposé de construire une base à la surface de Callisto qui produirait du combustible afin de mener l'exploration ultérieure du reste du système solaire. Le choix s'est porté sur Callisto en raison des faibles radiations qu'elle subit et de sa stabilité géologique. Une base y permettrait d'explorer par la suite Europe et pourrait servir de station-service jovienne pour des vaisseaux allant explorer les régions plus externes du système solaire. Ces vaisseaux effectueraient un survol à faible altitude de Jupiter après avoir quitté Callisto afin d'utiliser l'assistance gravitationnelle de cette planète pour se propulser.
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MessageSujet: Re: Astronomie: Etude des astres Astronomie: Etude des astres 2110Sam 11 Fév - 21:32

Etudes des planètes et de leurs satellites: Saturne

Saturne est la sixième planète du système solaire. C'est une planète géante gazeuse, la seconde en masse et en volume après Jupiter. Son diamètre fait environ neuf fois et demi celui de la Terre. Saturne est majoritairement formée d'hydrogène. Son nom vient du dieu romain Saturne.

Astronomie: Etude des astres Pia01310

L'atmosphère de Saturne subissant une rotation différentielle, plusieurs systèmes ont été définis, avec des périodes de rotation propres (un cas similaire à celui de Jupiter) :

- Le premier système a une période de 10 h 14 min 00 s et concerne la zone équatoriale, qui s'étend entre le bord nord de la ceinture équatoriale méridionale et le bord sud de la ceinture équatoriale boréale.

- Le deuxième système concerne toutes les autres latitudes et possède une période de 10 h 39 min 24 s.

- Le troisième système, basé sur la rotation des émissions radio de Saturne, possède une période de 10 h 39 min 22,4 s.

Ce dernier système, mesuré lors du passage des sondes Voyager, était celui généralement utilisé pour parler de la rotation de la planète. Cependant, lors de son approche de Saturne en 2004, la sonde Cassinimesura que la période de rotation radio s'était légèrement accrue, atteignant 10 h 45 min 45 s (± 36 s). La cause exacte du changement n'est pas connue.

En mars 2007, il a été annoncé que la rotation des émissions radio ne rend pas compte de la rotation de la planète, mais est causée par des mouvements de convection du disque de plasma entourant Saturne, lesquels sont indépendants de la rotation. Les variations de période pourraient être causées par les geysers de la lune Encelade. La vapeur d'eau émise en orbite saturnienne se chargerait électriquement et pèserait sur le champ magnétique de la planète, ralentissant sa rotation par rapport à celle de Saturne. Si ce point est vérifié, on ne connaît aucune méthode fiable pour déterminer la période de rotation réelle du noyau de Saturne.


Masse et dimensions de la planète Saturne

Saturne a la forme d'un sphéroïde oblat : la planète est aplatie aux pôles et renflée à l'équateur. Ses diamètres équatoriaux et polaires diffèrent de près de 10 % (120 536 km pour le premier, 110 466 km pour le second), conséquence de sa rapide rotation sur elle-même et d'une composition interne extrêmement fluide. Les autres géantes gazeuses du système solaire(Jupiter, Uranus et Neptune) sont également aplaties, mais de façon moins marquée.

Saturne est la deuxième planète la plus massive du système solaire, 3,3 fois moins que Jupiter, mais 5,5 fois plus que Neptune et 6,5 fois plus qu'Uranus. En comparaison avec la Terre, Saturne est 95 fois plus massive. Son diamètre étant environ 9 fois plus grand que celui de la Terre, on pourrait caser 760 corps de la taille de cette dernière dans le volume occupé par la géante gazeuse.

Saturne est la seule planète du système solaire dont la masse volumique moyenne est inférieure à celle de l'eau : 0,69 g/cm³. Cela vient à dire que si on trouvait un océan assez grand pour contenir Saturne, celle-ci flotterait. Ce chiffre masque d'énormes disparités dans la répartition de la masse à l'intérieur de la planète : si son atmosphère, essentiellement composée d'hydrogène (le gaz le plus léger), est moins dense que l'eau, son noyau l'est considérablement plus.

Composition de la planète Saturne

La haute atmosphère de Saturne est constituée à 93,2% de d'hydrogène et à 6,7% d'hélium en termes de molécules de gaz (96,5% d'hydrogène et 3,5% d'hélium en termes d'atomes). Des traces de méthane, d'éthane, d'ammoniac, d'acétylène et de phosphine ont également été détectées. Les nuages les plus en altitude sont composés de cristaux d'ammoniac, tandis que les nuages plus bas semblent être constitués soit de sulfure d'ammonium (NH4SH) soit d'eau. Comparativement à l'abondance des éléments du soleil, l'atmosphère de Saturne est significativement pauvre en hélium.

La quantité d'éléments plus lourds que l'hélium n'est pas connue avec précision, mais on suppose que leurs proportions correspondent aux abondances initiales lors de la formation du système solaire. La masse totale de ces éléments est estimée à 19 à 31 fois celle de la Terre, une fraction significative étant située dans la région du noyau de Saturne.

Astronomie: Etude des astres Synthe15

Atmosphère de la planète Saturne

De manière similaire à Jupiter, l'atmosphère de Saturne est organisée en bandes parallèles, même si ces bandes sont moins visibles et plus larges près de l'équateur. En fait, le système nuageux de Saturne ne fut observé pour la première fois que lors des missions Voyager. Depuis, les télescopes terrestres ont fait suffisamment de progrès pour pouvoir suivre l'atmosphère saturnienne et les caractéristiques courantes chez Jupiter (comme les orages ovales à longue durée de vie) ont été retrouvées chez Saturne. En 1990, le télescope spatial Hubble a observé un énorme nuage blanc près de l'équateur de Saturne qui n'était pas présent lors du passage des sondes Voyager. En 1994, un autre orage de taille plus modeste a été observé.

Le nuage de 1990 est un exemple de grande tache blanche, un phénomène saturnien éphémère qui se reproduit environ tous les 30 ans. Des grandes taches blanches ont été observées en 1876,1903, 1933 et 1960. Si la périodicité se maintient, une autre tempête devrait se produire vers 2020.

Dans les images transmises par la sonde Cassini, l'atmosphère de l'hémisphère nord apparaît bleue, de façon similaire à celle d'Uranus. Cette couleur est probablement causée par diffusion Rayleigh.

L'imagerie infrarouge a montré que Saturne possède un vortex polaire chaud, le seul phénomène de ce type connu dans le système solaire.

Un système ondulatoire hexagonal existe autour du pôle nord, vers 78° de latitude. Il a été remarqué pour la première fois lors du passage des sondes Voyager. Les bords de l'hexagone mesurent environ 13 800 km. La structure tourne sur elle-même avec une période de 10 h 39 min 24 s. Le système ne se décale pas en longitude comme les autres structures nuageuses de l'atmosphère visible. Son origine n'est pas connue. La plupart des astronomes semblent penser qu'il s'agit d'un ensemble d'ondes stationnaires. Parmi les autres théories, il pourrait s'agir d'un type inconnu d'aurore polaire. Des formes polygonales ont été reproduites en laboratoire à l'intérieur de seaux de fluides en rotation.

Les images prises par le télescope spatial Hubble indiquent la présence au pôle sud d'un courant-jet, mais pas d'un vortex polaire ou d'un système hexagonal analogue. Cependant, la NASA a signalé en novembre 2006 que Cassini a observé une tempête analogue à un ouragan, stationnant au pôle sud, et qui possède un œil clairement défini. Il s'agit du seul œil jamais observé sur une autre planète que la Terre.

Magnétosphère de la planète Saturne

Le champ magnétique de Saturne est plus faible que celui de Jupiter (mais néanmoins plus intense que celui de la Terre) et sa magnétosphèreest plus petite.

Historique de la planète Saturne :

Observations pré-télescopiques

Saturne est une des cinq planètes visibles à l'œil nu la nuit et elle est connue et observée depuis l'Antiquité.

Observations télescopiques terrestres

En 1610, Galilée, en braquant son télescope vers Saturne, en observe les anneaux mais ne comprend pas ce qu'il en est, décrivant que la planète aurait des « oreilles ». En 1612, la Terre passant dans le plan des anneaux, ceux-ci disparaissent. En 1613, ils réapparaissent sans que Galilée puisse émettre une hypothèse quant à ce qu'il observe.

En 1656, Christiaan Huygens, en utilisant un télescope bien plus puissant, comprend que la planète est en réalité entourée d'un anneau, qu'il pense être solide. Il découvre aussi un autre astre près de Saturne qui sera nommé plus tard Titan.

En 1675, Jean-Dominique Cassini détermine que l'anneau est composé de plusieurs petits anneaux, séparés par des divisions ; la plus large d'entre elles sera plus tard appelée la division de Cassini.

En 1859, James Clerk Maxwell démontre que les anneaux ne peuvent pas être solides. Il émet l'hypothèse qu'ils sont constitués d'un grand nombre de petites particules, toutes orbitant autour de Saturne indépendamment. La théorie de Maxwell fut prouvée correcte en 1895 par des études spectroscopiques menées par James Keeler à l'observatoire Lick.
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MessageSujet: Re: Astronomie: Etude des astres Astronomie: Etude des astres 2110Sam 11 Fév - 21:37

Etudes des planètes et de leurs satellites:
Mimas, satellite de Saturne

Mimas est un satellite naturel de Saturne, découvert en 1789 par William Herschel. Il tire son nom de Mimas, un Géant de la mythologie grecque.

Astronomie: Etude des astres Pia06210

Présentation de Mimas, satellite de Saturne

Mimas est le satellite sphéroïde, parmi six autres, le plus proche de Saturne mais aussi le plus petit. Son diamètre varie de 382 à 418 km. Les 7 autres petits satellites connus situés entre son orbite et la surface de la planète géante ont tous un diamètre inférieur à 200 km, autrement dit d'une masse trop faible pour assurer une forme sphérique de cohésion. La faible densité de Mimas (1,17) laisse à penser qu'il est principalement constitué de glace d'eau avec une petite proportion de roches.

Sa masse fut calculée par Hermann Struve grâce à l'effet de résonnance avec Téthys, qui induit des oscillations dans les longitudes de ces deux satellites. Le rapport de celles-ci est proportionnel au rapport des masses.

Le cratère Herschel

La première chose que l'on remarque sur Mimas est l'énorme cratère d'impact de 130 km de diamètre qui porte le nom du découvreur de Mimas, Herschel. Ses flancs ont environ 5 km de haut ; on y rencontre des gouffres de 10 km de profondeur et un pic central qui s'élève de 6 km au-dessus du plancher du cratère. Ces caractéristiques en font un exemple quasi-parfait de cratère d'impact. Comme on peut le voir sur les photographies de Mimas, la ressemblance avec l'Etoile Noire du film La Guerre des étoiles est assez frappante. Un cratère équivalent sur Terre n'aurait pas moins de 4000 km de diamètre, soit plus grand que le Canada ou l'Europe entière.

Le choc qui a produit ce cratère a manqué de peu de détruire totalement Mimas : la lune en est fracturée jusqu'à la face opposée au point d'impact, probablement à cause de l'onde de choc qui a dû traverser complètement le corps.

Par ailleurs, la surface de Mimas est presque totalement saturée de cratères de plus petites dimensions. Mais la répartition en est très hétérogène : on trouve un peu partout des cratères de plus de 40 km de diamètre, sauf dans la région du pôle sud où aucun ne dépasse les 20 km. Les astronomes supposent qu'un phénomène encore à décrire a dû y effacer les cratères plus importants.

L'influence gravitationnelle de Mimas

Le rôle gravitationnel de Mimas au sein du système saturnien n'est pas négligeable. Ainsi, l'orbite du satellite se trouvant en résonance avec la division de Cassini (espace large 4 500 km situé entre les anneaux A et B de Saturne), les passages successifs de Mimas maintiendraient la faible densité de particules dans la division de Cassini qui, contrairement à d'autres divisions plus étroites des anneaux, n'est pas vide de matières. Mimas, par résonance également, maintiendrait la cohésion de l'anneau diffus G qui se situe juste à l'intérieur de son orbite.
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MessageSujet: Re: Astronomie: Etude des astres Astronomie: Etude des astres 2110Sam 11 Fév - 21:58

Etudes des planètes et de leurs satellites:
Encelade, satellite de Saturne

Encelade est un satellite naturel de la planète Saturne découvert par William Herschel en 1789. Il s'agit du sixième satellite de Saturne par la taille et du quatorzième par son éloignement.

Astronomie: Etude des astres Pia06510

Présentation d'Encelade

Depuis la mission Voyager 2 et surtout la mission Cassini-Huygens arrivée en orbite saturnienne en 2004, Encelade est réputé pour posséder plusieurs caractéristiques étonnantes, dont une géologie très complexe jusque là insoupçonnée, et une activité qui reste toujours actuellement difficile à expliquer pour un corps de si petite taille (500 km de diamètre en moyenne). La sonde Cassini a d'ailleurs observé à sa surface des jets, qui pourraient être semblables à des geysers composés « d'une sorte d'eau carbonique mélangée à une essence de gaz naturel » selon l'agence Reuters5, et qui semblent indiquer la présence d'eau liquide sous la surface. Pour certains chercheurs, les trois ingrédients de la vie (chaleur, eau, molécules organiques) seraient donc présents sur Encelade.

Encelade tourne autour de Saturne au sein de l'anneau le plus externe et le plus ténu de tous, appelé anneau E ; cet anneau serait alimenté en permanence en particules par les « éruptions volcaniques » actuelles (ou récentes) d'Encelade.

Ce satellite est l'un des quatre seuls objets du système solaire (avec le satellite de Jupiter, Io, celui de Neptune, Triton, et bien sûr la Terre) sur lesquels des éruptions ou des éjections de matière ont pu être directement observées.

Orbite d'Encelade

Encelade fait partie des satellites majeurs internes du système saturnien, et se situe en quatorzième position par ordre d'éloignement à partir de Saturne ; il orbite à l'intérieur de l'anneau E, le plus externe de tous, à l'endroit où la densité de matière est maximale au sein de cette couronne très large mais très ténu.

Encelade se trouve de plus en résonance 2:1 avec une autre lune de Saturne, Dioné, il parcourt donc exactement deux orbites pendant que Dioné de son côté fait un tour autour de la planète.

La distance moyenne entre Encelade et Saturne est d'environ 180 000 kilomètres, soit trois fois le rayon de cette planète, dont il fait le tour en 32 heures 53 minutes environ. Comme beaucoup de satellites naturels, Encelade est en rotation synchrone autour de Saturne, la durée de son orbite étant égale à celle de sa rotation sur lui-même, il présente ainsi toujours la même face vers la planète, comme le fait la Lune avec la Terre par exemple.

L'orbite d'Encelade est quasiment circulaire, avec une excentricité de seulement 0,0045, et est incliné de 0,019° par rapport au plan de l'équateur de Saturne.

Astronomie: Etude des astres Encela10

Surface d'Encelade

Les images prises par Voyager 2 en août 1981 étaient les premières à fournir des observations topographiques intéressantes de la surface d'Encelade. L'illustration du tableau en début d'article est une mosaïque en fausse couleur des meilleurs clichés pris par la sonde. L'examen des données de Voyager a montré que la surface d'Encelade est constituée de plusieurs types de terrains, certains secteurs étant fortement cratérisés (donc vieux), tandis que d'autres sont totalement dépourvus de cratères d'impact (donc de formation récente). Ces zones, anciennes ou récentes, montrent toutes des signes de déformations très complexes et très variées, parfois de type cassant (failles, rifts, ...) parfois de type ductile (rides et sillons).

Compte tenu des modèles théoriques sur la fréquence des impacts météoritiques dans cette partie du système solaire, l'absence de cratère dans les plaines montre que certaines de ces régions sont âgées de moins de 100 millions d'années, et qu'il existe donc un processus, probablement de « volcanisme aqueux », qui permet le renouvellement de la surface, et qui expliquerait que la glace « propre » reste dominante à la surface d'Encelade.

La glace récente et « propre » qui recouvre la surface confère à Encelade l'albédo le plus élevé de tous les objets du système solaire (albédo géométrique visuel de 0,99±0,06). En conséquence, puisqu'il reflète la quasi-totalité du rayonnement qu'il reçoit de la part du soleil, la température moyenne à sa surface est extrêmement faible, de l'ordre de 75 K à « midi » (soit -198°C).

Les observations réalisées durant les trois premiers survols rapprochés d'Encelade par la sonde Cassini ont permis d'étudier les formations géologiques à sa surface avec bien plus de détails qu'auparavant, la découverte la plus spectaculaire et la plus importante étant probablement l'étrange région du pôle sud, qui semble à la fois très torturée et très active.

Astronomie: Etude des astres Pia06211

Désignations des caractéristiques géologiques d'Encelade

Les formations géologiques d'Encelade tirent leurs noms de personnages et de lieux présents dans le recueil de contes persan les Mille et une nuits. Les types de terrain suivant sont officiellement reconnus par les scientifiques :

- Cratères ;
- Fossae (singulier fossa) : dépressions ou rifts longs et étroits ;
- Planitiae (singulier planitia) : plaines relativement dépourvues de cratères ;
- Sulci (singulier sulcus) : longues bandes curvilignes ridées ou plissées.

Ces désignations et les noms propres assignés à certaines régions ont été officiellement définis en 1982, peu de temps après le survol par Voyager 2. Les formations découvertes par la sonde Cassini n'ont pas encore officiellement reçu de nom.

Cratères d'impact à la surface d'Encelade

Des cratères d'impact sont présents à la surface de la plupart des objets du système solaire, et Encelade ne fait pas exception, une bonne partie de sa surface étant couverte de cratères, la densité et le niveau de dégradation variant suivant les régions. À partir des observations de Voyager 2, trois types de terrain différents ont pu être identifiés : ct1 (cratered unit 1), comportant de nombreux cratères déformés par relaxation visqueuse ; ct2 (cratered unit 2), dont les cratères sont légèrement moins nombreux et moins déformés ; enfin cp (cratered plains), avec des cratères encore moins nombreux et plus petits que pour les autres régions. Bien que la densité importante des cratères de ct1 en fasse la région la plus ancienne d'Encelade, celle-ci reste tout de même plus récente que les surfaces les plus jeunes de tout autre satellite de taille moyenne de Saturne.

Les cratères d'impact sont des marqueurs importants de l'histoire géologique d'un objet, tout d'abord en indiquant à partir de quelle époque après la période de formation initiale la surface est devenue suffisamment solide pour conserver les traces des impacts ; ensuite, en observant les dégradations subies par les cratères, voire l'absence totale de cratère comme c'est le cas sur certaines parties d'Encelade, ils gardent les traces chronologiques des déformations subies par la croûte du satellite depuis l'impact.

Cratères dégradés par des fractures tectoniques.

Les observations réalisées depuis Voyager par la sonde Cassini ont permis d'obtenir beaucoup plus de détails sur ces régions cratérisées. Les images haute résolution montrent qu'une grande partie des cratères d'Encelade sont fortement dégradés, soit par relaxation visqueuse, soit par des failles apparaissant dans la croûte, ou par un processus d'« adoucissement des contours ».

La relaxation visqueuse est le phénomène par lequel des cratères formés sur une croûte de glace d'eau se déforment, à des échelles de temps géologiques. La rapidité du phénomène dépend en grande partie de la température de la glace, une glace « chaude » étant moins visqueuse et, en conséquence, plus facile à déformer. Le fond des cratères ayant été déformé par relaxation visqueuse tend généralement à prendre une forme de dôme ; après une très longue période, il peut ne subsister comme preuve de la présence d'un cratère que le rebord circulaire légèrement plus élevé que le sol environnant.

Cratères et fractures dégradés par un phénomène d'« adoucissement » des reliefs.

Se superposant au phénomène de relaxation visqueuse, la forme d'un grand nombre de cratères d'Encelade a été modifiée par des fractures tectoniques. La quasi-totalité des cratères photographiés par Cassini dans la région ct2 montrent des signes de déformations causées par des mouvements tectoniques, et notamment de nombreuses failles.

Un autre phénomène tend à dégrader les cratères de la région cp et des plaines, leur donnant un aspect arrondi, les reliefs abrupts fréquents dans le cas de déformations tectoniques semblant avoir été gommés (certaines fractures affichent également ce type d'adoucissement du relief). La cause de ce phénomène n'est pas encore bien comprise, l'hypothèse la plus probable étant liée au dépôt de régolithe provenant de l'anneau E.

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Tectonique sur d'Encelade

Voyager 2 a permis de découvrir plusieurs types de formations tectoniques sur Encelade, parmi lesquelles des groupes de failles linéaires et de grandes bandes ridées curvilignes. Les résultats ultérieurs obtenus par Cassini suggèrent que les mouvements tectoniques sont la principale cause de déformation de la croûte sur Encelade. L'une des manifestations les plus spectaculaires de ces mouvements tectoniques sont des rifts (appelés fossae sur Encelade) qui peuvent atteindre près de 200 kilomètres de long et 5 à 10 kilomètres de largeur, sur un kilomètre de profondeur. Ces formations semblent relativement jeunes puisqu'elles coupent à travers d'autres formations de type tectonique, et que leurs reliefs apparaissent abrupts et anguleux le long des falaises.

Autre type de déformation tectonique, les sulci sont de grandes bandes de « rides » et de « sillons » plus ou moins parallèles, que l'on trouve souvent à la séparation entre les régions de plaines plutôt planes et les régions de cratères. Des formations du même type sont observées sur Ganymède, un des satellites de Jupiter, mais contrairement à ce que l'on trouve sur ce dernier, les rides des sulci d'Encelade ne sont pas forcément toujours bien parallèles, et de nombreuses zones présentent une forme en chevron rappelant celle de certains glaciers terrestres (mais les processus de formation sont probablement très différents). Les images de Cassini ont également permis de découvrir des « taches noires », de 125 à 750 mètres de large, alignées parallèlement aux lignes de fracture.

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Le pôle sud d'Encelade et sa région

L'inventaire des différentes formations de la surface d'Encelade montre que celle-ci a été modelée par une histoire géologique à la fois longue et complexe, dont l'épisode le plus récent semble lié à une région centrée sur le pôle sud. Les images prises par la sonde Cassini pendant le survol effectué le 14 juillet 2005 ont permis d'étudier en détails cette « nouvelle » région qui n'apparaissait pas clairement sur les images précédentes de Voyager 2.

Cette zone, qui englobe le pôle sud jusqu'à une latitude de 55° sud environ, est couverte de fractures tectoniques et de failles mais ne possède aucun cratère (ou du moins aucun cratère visible avec la résolution des instruments de la sonde), suggérant ainsi qu'il s'agit de la surface la plus jeune d'Encelade. Les modèles concernant le taux théorique d'impacts dans cette région du système solaire permettent d'en déduire que cette région serait âgée de 10 à 100 millions d'années au maximum.

*Au centre de cette région se trouvent quatre grandes failles d'environ 2 kilomètres de large sur 130 kilomètres de long et 500 mètres de profondeur. Elles sont bordées par des arêtes de 100 mètres de haut et de 2 à 4 kilomètres de large. Officieusement baptisées « rayures de tigre » et séparées d'environ 35 km, elles sont presque exactement parallèles, et une analyse attentive des images, notamment des intersections entre les différentes failles de la région, montre que ces fractures sont les plus récentes formations géologiques de la zone.

L'instrument VIMS de la sonde Cassini (Visible and Infrared Mapping Spectrometer - spectromètre dans le domaine visible et infra-rouge) a montré que la matière présente autour de ces « rayures de tigre » possède un spectre différent de celui du reste de la surface d'Encelade, et a également détecté des cristaux de glace à l'intérieur des rayures, ce qui implique qu'elles sont très jeunes (moins de 1000 ans, peut-être même seulement 10 ans). En effet, lorsque de l'eau liquide ou de la vapeur se condense en glace, il se forme de la glace cristalline. Or, l'action des rayons UV en provenance du soleil et du rayonnement cosmique transforme en surface cette glace cristalline en glace amorphe en seulement quelques dizaines d'années. La présence de glace cristalline au niveau des « rayures de tigre » montre donc que cette glace s'est formée très récemment, soit par l'arrivée d'eau liquide qui a gelé sur place, soit par de la vapeur d'eau qui a givré.

L'environnement de l'une de ces rayures du pôle sud a été observé à très haute résolution lors du survol du 14 juillet, révélant une région extrêmement déformée par les mouvements tectoniques et couverte de gros blocs de glace dont la taille varie de 10 à 100 mètres de large. L'origine des ces blocs reste inconnue.

La frontière entre cette région très active centrée sur le pôle sud et le reste de la surface est marquée par des bandes de falaises et de vallées parallèles. La forme, l'orientation et la position de celles-ci indiquent qu'elles ont été causées par une modification de la forme globale d'Encelade, et notamment par une diminution du diamètre dans la direction de l'axe de rotation18, qui pourrait être due à une modification de la période de rotation, ou bien à une réorientation du satellite engendrée par la formation d'un diapir large et peu dense dans le manteau glacé.

Atmosphère d'Encelade

À la suite du passage de Voyager 2 au début des années 1980, les scientifiques émirent l'hypothèse qu'Encelade pourrait posséder des cryovolcans encore actifs, en se basant notamment sur la relative jeunesse de sa surface, et sur la position du satellite au cœur de l'anneau E de Saturne. Encelade semblait être la source des particules constituant celui-ci, probablement par un phénomène d'éjection de vapeur d'eau provenanvoit des entrailles du satellite. L'une des conséquences visibles de ce cryovolcanisme actif devait être la présence d'une atmosphère, même très ténue, autour d'Encelade. Ce dernier est trop petit pour pouvoir retenir une atmosphère autour de lui par gravité, la présence d'une telle atmosphère serait donc la preuve qu'il existe un mécanisme récent ou même encore actif qui permet de la renouveler.

Les données collectées par plusieurs des instruments de la sonde Cassini ont permis de confirmer cette hypothèse. En premier lieu, le magnétomètre situé à bord de la sonde a mesuré, au cours des trois survols du 17 février, 9 mars et 14 juillet 2005, une déviation des lignes du champ magnétique de Saturne autour d'Encelade - cette déviation mesurée est cohérente avec les modèles théoriques qui prédisent qu'elle est provoquée par les courants électriques engendrés par les interactions entre les particules ionisées de l'atmosphère et le champ magnétique de la planète. Des analyses plus poussées de ces mesures ont également permis d'identifier la composition chimique des particules ; dans ce cas, se sont des molécules de vapeur d'eau ionisée qui furent observées. Lors du survol très rapproché du 14 juillet, l'équipe en charge du magnétomètre montra que les gaz de l'atmosphère d'Encelade sont concentrés au dessus de la région du pôle sud, la densité de l'atmosphère étant beaucoup plus faible voire même inexistante lorsque l'on s'éloigne de cette zone.

Ce résultat est complété par deux observations réalisées à l'aide de l'instrument UVIS (Ultraviolet Imaging Spectrograph, caméra et spectromètre dans le domaine ultraviolet) au cours de deux expériences d'occultations d'étoiles par Encelade, la première le 17 février et la deuxième le 14 juillet 2005. Lorsque l'on mesure la luminosité d'une étoile, et si la trajectoire de la sonde amène cet astre à passer derrière le satellite, la mesure de la variation de la luminosité peut indiquer la présence ou l'absence d'atmosphère. Si la luminosité de l'étoile cesse brusquement lorsque celle-ci passe derrière, alors il n'y a pas d'atmosphère visible, en revanche, si avant la disparition de l'étoile derrière le disque du satellite il y a une atténuation progressive, même légère, de la luminosité de l'étoile, c'est qu'il y a une atmosphère. La situation est symétrique lorsque l'étoile ressort de derrière Encelade.

Lors du survol de février, c'est Shaula (λ Scorpii) qui fut occultée : le suivi de la luminosité de l'étoile montre une chute brutale au moment de l'occultation, le même phénomène se répétant à la réapparition de l'autre côté d'Encelade. En revanche, lors de l'occultation le 14 juillet de Bellatrix (γ Orionis), l'instrument a pu mesurer une diminution progressive de la luminosité de l'astre, au fur et à mesure qu'il se rapprochait du limbe d'Encelade près du pôle sud. La réapparition de l'étoile de l'autre coté du disque fut cette fois encore très rapide ; ces deux observations montrent qu'Encelade possède bel et bien une atmosphère, mais qu'elle est très localisée, autour du pôle sud. Des analyses complémentaires du spectre de Bellatrix ont permis, en mesurant l'absorption de certaines raies spectrales bien particulières alors que l'astre était progressivement assombri, de montrer que la vapeur d'eau est le composant principal de cette atmosphère.

Pendant le survol rapproché de juillet, alors que la sonde traversait le nuage de gaz centré sur le pôle sud, l'instrument INMS (Ion and Neutral Mass Spectrometer - spectromètre de masse) détecta une nette augmentation de la quantité de vapeur d'eau (H2O), mais également du diazote et du dioxyde de carbone. Enfin, le CDA (Cosmic Dust Analyzer - analyseur de poussières cosmiques) détecta lui aussi une augmentation du nombre de particules à l'approche d'Encelade, et notamment de micro-cristaux de givre, confirmant ainsi que le satellite est l'une des sources principales alimentant l'anneau E en matière. L'analyse des données du CDA et du INMS suggère que le nuage que la sonde a traversé est émis par ou très près des « rayures de tigre ».

Cryovolcanisme d'Encelade

L'atmosphère d'Encelade ne peut pas perdurer durablement sur un corps aussi petit avec une aussi faible gravité de surface (0,113 m/s2, soit 0,006 fois la gravité terrestre). Si elle est encore présente, c'est qu'elle est récente et n'a pas encore eu le temps de s'échapper dans l'espace, ou qu'il existe un mécanisme permettant de la régénérer continuellement.

Les données acquises par les instruments INMS et CDA de Cassini ont déjà montré que cette atmosphère est située non seulement exclusivement autour du pôle sud, mais que la densité de matière est maximale aux alentours des « rayures de tigre » (voir chapitre Atmosphère). D'autres mesures effectuées à l'aide du spectromètre infrarouge de la sonde (CIRS) au cours du même survol de juillet 2005 ont mis en évidence la présence de « point chauds », situés eux aussi très près des « rayures de tigre ». La température moyenne de cette région est de 85~90 kelvins, soit une quinzaine de degrés de plus que ce que prévoit la théorie en ne tenant compte que du rayonnement reçu de la part du soleil. De plus, en augmentant encore la résolution de la mesure, certaines régions à l'intérieur des « rayures de tigre » ont été mesurées à des températures de 140 kelvins, bien que des températures encore plus élevées puissent exister, mais la résolution des instruments de Cassini ne permet pas de les différencier.

Les « rayures de tigre » sont donc devenus les lieux les plus probables de la source d'émission de matière dans l'atmosphère d'Encelade. La confirmation visuelle de cette émission de gaz et de poussières est venue en novembre 2005, lorsque Cassini observa des jets de particules de glace s'élevant à partir de la région du pôle sud. Les images prises à cette date montrent de nombreux jets très fins s'étendant dans toutes les directions, ainsi qu'un immense nuage de gaz, plus faible et plus diffus, qui s'étend à presque 500 kilomètres au dessus de la surface d'Encelade. La plupart des particules de glace émises dans ces jets semblent finir par retomber à la surface, une fraction infime, environ un pourcent, s'échappant finalement pour aller alimenter l'anneau E.

Ces observations montrent que, bien que le terme d'atmosphère soit toujours utilisé, celle-ci n'est en fait qu'un immense nuage de gaz et de poussières, la partie la plus diffuse des jets situés au pôle sud.

Le mécanisme à l'origine de ce dégazage reste encore en bonne partie inconnu, et l'explication du phénomène dépend en grande partie du modèle utilisé pour la structure interne d'Encelade (voir cette section pour des détails). Parmi les deux hypothèses les plus développées, l'une suggère que ces jets pourraient provenir de poches de vapeur d'eau sous pression situées sous la surface, à la manière des geysers terrestres. L'autre hypothèse fait intervenir un mécanisme de sublimation de la glace de surface, réchauffée par la présence en profondeur d'une mélasse plus ou moins liquide et « chaude » composée d'eau et d'ammoniac.

Structure et composition interne d'Encelade

L'activité géologique d'Encelade est assez étonnante pour un corps aussi petit, et l'origine de la source d'énergie déclenchant cette activité, ainsi que les modalités de celle-ci (qui implique la présence de liquide pour expliquer le magmatisme) restent encore aujourd'hui mal compris.

Les estimations de la masse d'Encelade réalisées à partir des données de Voyager suggéraient qu'il était composé presque exclusivement de glace d'eau. Depuis, l'équipe en charge de la navigation de la sonde Cassini a recalculé cette masse en se basant sur les effets induits sur la trajectoire de la sonde par le champ gravitationnel du satellite, conduisant à une valeur nettement plus élevée de 1,608×103 kg/m³1 pour la masse volumique. Cette densité est supérieure à celle des autres satellites de Saturne comparables à Encelade, et indique que la proportion de silicates et de fer (donc d'éléments radioactifs) à l'intérieur de celui-ci est plus importante que pour les autres. Ainsi, l'intérieur d'Encelade pourrait avoir connu un épisode de réchauffement plus important que ses compagnons sous l'effet des éléments radioactifs.

En ce qui concerne les processus qui gouvernent l'activité actuelle d'Encelade, l'hypothèse actuellement la plus aboutie (mars 2006) est celle dite du « geyser froid ». Selon ce modèle, les jets de vapeur et de particules de glace émanant des « rayures de tigre » proviendraient de réservoirs souterrains d'eau liquide sous pression, et s'échapperaient par des bouches de sorties ayant « percé » la croûte à cet endroit. Ces poches d'eau seraient situées à quelques dizaines de mètres sous la surface seulement. Cependant, la source de chaleur permettant à cette eau d'atteindre le point de fusion (273 K ou 0℃) n'est que partiellement comprise. Les silicates différenciés en un noyau rocheux au centre d'Encelade contribuent pour une part au réchauffement par l'intermédiaire de la radioactivité, tout comme les frictions engendrées par les forces de marée que provoquent la présence de Saturne et des autres satellites, notamment Dioné, mais le bilan énergétique de l'ensemble est somme toute insuffisant pour expliquer que la glace située sous la surface ait pu atteindre une telle température. Il est possible que des perturbations aient provoqué, dans un passé plus ou moins récent, des modifications de l'orbite d'Encelade, qui auraient accru de manière significative l'effet des forces de marée, notamment en « forçant » l'ellipticité de l'orbite, pour finalement accroître de manière importante la température interne du satellite. Bien qu'il ne s'agisse toujours là que d'une hypothèse, les réminiscences de cet échauffement passé, ainsi que la radioactivité et les forces marémotrices actuelles pourraient suffire à expliquer l'activité géologique contemporaine.Les modèles précédemment proposés prenaient pour hypothèse l'existence d'un

niveau partiellement liquide en profondeur, entre la couche de glace superficielle et les silicates du noyau, qui serait composé d'un mélange d'eau et d'ammoniac (NH3). Le mélange eau/ammoniac présente en effet un eutectique, dont la température de fusion est de 170 K (-100℃, à la pression atmosphérique). La composition de cet eutectique est d'1/3 d'ammoniac pour 2/3 d'eau, et, de même que pour le modèle du « geyser froid », les jets de vapeur observés seraient constitués de ce mélange remontant à la surface. Cependant, les proportions très faibles d'ammoniac mesurées par Cassini dans les jets du pôle sud semblent incompatibles avec cette hypothèse, ce qui explique qu'elle soit remise en cause, bien qu'elle ne puisse être totalement écartée.

Astronomie: Etude des astres Encela10

Le ciel vu depuis Encelade

Pour un observateur situé à la surface d'Encelade, Saturne aurait un diamètre apparent de presque 30°, soit soixante fois plus grand que celui de la Lune telle qu'on la voit depuis la Terre. De plus, puisque la période de rotation et la période de révolution sidérale d'Encelade sont synchrones, Saturne occupe toujours la même position dans le ciel (avec une toute petite variation liée à l'excentricité de l'orbite autour de la planète), et donc ne serait jamais visible depuis le côté qui lui est opposé. Les anneaux quant à eux seraient vus presque exactement par la tranche grâce à la très faible inclinaison (0,019°) de l'orbite d'Encelade, mais l'ombre qu'ils projettent sur la surface de Saturne serait quant à elle nettement visible.

Comme pour la Lune également, Saturne apparaîtrait la plupart du temps sous forme d'un énorme croissant. Le soleil vu depuis Encelade aurait en fait un diamètre apparent d'environ 3,5 minutes d'arc, presque 10 fois inférieur à celui perçu depuis la Terre.

L'observateur placé sur Encelade du coté qui fait face à Saturne pourrait également voir Mimas (le plus grand des satellites dont l'orbite est située à l'intérieur de celle d'Encelade) transiter régulièrement - toutes les 72 heures environ - devant le disque de Saturne.

Exploration d'Encelade

Avant le début des années 1980, Encelade n'avait jamais été vu autrement que comme un minuscule point blanc orbitant autour de Saturne. Les seules données connues étaient les caractéristiques de son orbite, et une estimation de sa masse, sa densité et son albédo.

Les premières images d'Encelade prises par des engins spatiaux furent celles des deux sondes du programme Voyager. Voyager 1 ne put obtenir que des clichés lointains et de faible résolution en décembre 1980. Toutefois, le fait que ces images montraient une surface lisse, apparemment dépourvue de relief, alors qu'à des résolutions équivalentes des cratères pouvaient être observés à la surface de tous les autres satellites observés par Voyager 1 constituait déjà un indice de la relative jeunesse de sa surface.

En août 1981 Voyager 2 réussit à saisir des images de bien meilleure résolution, suffisamment détaillées pour révéler que, contrairement par exemple à Mimas qui possède une surface vieille, sombre et abondamment cratérisée, la surface d'Encelade est plutôt lisse, jeune et brillante, et le satellite montrait des signes évidents d'activité récente (à l'échelle de temps géologiques). Cette découverte fut à l'époque une grande surprise pour la communauté scientifique, aucun modèle ne pouvant alors expliquer qu'un corps aussi petit et aussi froid puisse être encore en activité.

L'étude détaillée d'Encelade dut ensuite attendre l'arrivée en orbite saturnienne de la sonde Cassini le 30 juin 2004. Compte tenu des observations réalisées à partir des images prises par Voyager 2, Encelade était considéré comme un objectif de première importance par les scientifiques et planificateurs de la mission Cassini, et plusieurs survols rapprochés, à des distances inférieures à 1500 kilomètres, furent programmés. Les moteurs de la sonde furent même mis à contribution pour réduire la distance de passage lors du survol du 14 juillet 2005 afin de la ramener à 172 kilomètres environ, nettement inférieure à celle initialement prévue (~1000 km).

En 2006, des geysers composés de particules très fines de glace (éjectées dans l'espace à plus 200 km de la surface) furent découverts dans la région australe d'Encelade. Pour les étudier, les scientifiques planifièrent un survol audacieux de la sonde le 12 mars 2008, à seulement 48 km de la surface, par Cassini. Les premiers résultats révélèrent une température plus élevée que prévue et la présence de composés organiques voire d'eau liquide (France Inter La tête au carré 31/03/2008). D'autres survols à plus basse altitude sont programmés pour 2008 et au delà, dans le cadre de la mission étendue de la sonde (après le 30 juin 2008).
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MessageSujet: Re: Astronomie: Etude des astres Astronomie: Etude des astres 2110Sam 11 Fév - 22:04

Etudes des planètes et de leurs satellites:
Téthys, satellite de Saturne

Téthys, une des lunes de Saturne, a été découverte en 1684 par Jean-Dominique Cassini alias Giovanni Domenico Cassini.

Astronomie: Etude des astres Pia08410

Présentation de Téthys

Téthys est un corps glacé, similaire en nature à Dioné et Rhéa. Sa densité, égale à celle de l'eau, indique qu'elle est principalement composée de glace. La surface de Téthys est couverte de cratères et compte de nombreuses fissures causées par des failles dans la glace. Il existe deux types de terrain sur Téthys : l'un est composé de régions fortement cratérisées; l'autre consiste en une ceinture de couleur sombre et peu cratérisée qui traverse la lune de part en part. Le faible nombre de cratères sur cette région indique que Téthys a certainement eu autrefois une activité interne, causant une remontée partielle du terrain plus ancien.

La raison exacte de la couleur sombre de la ceinture est inconnue, mais une interprétation possible provient des récentes images réalisées par la sonde Galileo des lunes joviennes Ganymède et Callisto, qui exhibent toutes deux des calottes polaires faites de dépôts de glace lumineux sur les pentes des cratères faisant face aux pôles. À distance, les calottes polaires semblent donc plus lumineuses à cause de ces milliers de morceaux de glace situés dans les petits cratères s'y trouvant. La surface de Téthys peut avoir une origine similaire, consistant en calottes polaires couvertes de morceaux de glace brillants indiscernables, séparés par une zone plus sombre.

La sonde Cassini (résultat d'une collaboration entre la NASA/JPL, l'ESA et l'Agence spatiale italienne), en orbite autour de Saturne depuis le 1er juillet 2004 et toujours en activité en juillet 2007, a effectué plusieurs approches de Téthys dont l'une à moins de 1.500 km de sa surface. On attend beaucoup des résultats de l'analyse des clichés pris au travers de plusieurs filtres différents.
Les lunes co-orbitales Télesto et Calypso se trouvent sur les points de Lagrange L4 et L5, respectivement à 60° en avant et en arrière de Téthys sur son orbite.

Le cratère Odyssée

L'hémisphère occidental de Téthys est dominé par un énorme cratère d'impact nommé Odyssée, dont les 400 km de diamètre représentent près des 2/5 de Téthys. Le cratère s'est aplati et suit aujourd'hui la forme sphérique de Téthys, à la manière des cratères de Callisto, sans les grandes chaînes de montagnes en anneau et le pic central qu'on peut voir sur la Lune et Mercure, la fragile couche de glace de Téthys s'étant aplanie au cours des âges.

Astronomie: Etude des astres Pia07610

La vallée Ithaca Chasma

La seconde structure la plus visible de Téthys est une énorme vallée nommée Ithaca Chasma, large de 100 km et profonde de 3 à 5 km. Longue de 2 000 km, elle couvre près des 3/4 de la circonférence de Téthys. On pense qu'Ithaca Chasma s'est formée alors que l'eau à l'intérieur de Téthys s'est solidifiée, provoquant une expansion de la lune et un craquement de la surface pour permettre un plus grand volume intérieur. Les cratères plus anciens ayant existé avant que la lune ne se solidifie ont probablement été supprimés par l'activité géologique d'alors. Il existe une autre théorie au sujet de la formation d'Ithaca Chasma : l'impact à l'origine du grand cratère Odyssée a pu provoquer une onde de choc qui a traversé Téthys, fracturant la fragile surface glacée de la face opposée. La température à la surface de Téthys est de -187°C.
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MessageSujet: Re: Astronomie: Etude des astres Astronomie: Etude des astres 2110Sam 11 Fév - 22:10

Etudes des planètes et de leurs satellites:
Dioné, satellite de Saturne

Dione est une des lunes de Saturne, découverte par Jean-Dominique Cassini - alias Giovanni Domenico Cassini - en 1684, la même année que Téthys.

Astronomie: Etude des astres Pia06110

Présentation de Dioné

Dioné est principalement composée d'eau sous forme de glace; mais, au vu de sa densité plus élevée que celle des autres lunes de Saturne (en dehors de Titan, dont la densité est accrue par la compression gravitationnelle), elle contient probablement une quantité assez importante de matière plus dense, telle que des roches de silicates.

Dioné est similaire à Rhéa, une autre lune de Saturne, bien qu'étant légèrement plus petite. Les deux lunes ont une composition et un albédo semblables et présentent les mêmes variations de terrain; elles ont toutes deux des hémisphères avant et arrière différenciés. Sur l'hémisphère arrière de Dioné se trouve un réseau de stries claires sur un fond sombre, qui recouvrent un faible nombre de cratères visibles plus anciens. L'hémisphère avant est très cratérisé et uniformément clair. L'origine de la matière claire est quelque peu incertaine. Apparemment, il s'agit de matière d'albédo élevé suffisamment fine pour ne pas obscurcir les structures de la surface sous-jacente. Elle pourrait être due à des éruptions le long des fissures à la surface de Dioné, pour ensuite retomber à la surface sous forme de neige ou de cendre.

Les cratères de Dioné

Comme Callisto, les cratères sont dépourvus des structures au relief marqué présents sur la Lune ou Mercure, probablement à cause de l'aplanissement de la fragile couche de glace au cours des âges.

Dioné était probablement géologiquement active peu de temps après sa formation, avec certains processus comme le volcanisme glaciaire resurfaçant la majeure partie de la lune, et laissant des stries blanches sur l'ensemble de sa surface. Une fois que l'activité interne et le resurfaçage ont cessé, la formation de cratères par des corps plus petits a continué principalement sur l'hémisphère avant, y entraînant la disparition des stries.

Astronomie: Etude des astres Pia09810

L'hémisphère arrière de Dioné

Par le passé, l'hémisphère arrière de Dioné a été le siège d'un bombardement intense, générant des cratères de plus de 100 km de diamètre, à comparer avec les cratères plus petits de son hémisphère avant, de l'ordre de 30 km de diamètre seulement. Cet ordre des choses est contraire à l'attente de certains scientifiques. Shoemaker et Wolfe ont proposé un modèle de cratérisation pour un satellite en rotation synchrone résultant en un taux de cratérisation plus élevé pour l'hémisphère avant que pour l'hémisphère arrière. Cela voudrait dire que durant la période de bombardement intense, Dioné était en rotation synchrone avec Saturne dans l'orientation inverse d'aujourd'hui. Vu que Dioné est relativement petite, il est possible qu'un impact provoquant un cratère d'environ 35 km ait pu renverser le satellite. Puisqu'il y a de nombreux impacts de plus de 35 km de large, Dioné peut avoir été renversée de manière répétitive durant la période de bombardement intense. L'agencement des cratères depuis lors ainsi que l'albédo élevé de la face avant impliquerait enfin que Dioné n'ait pas changé d'orientation depuis plusieurs milliards d'années.

Astronomie: Etude des astres Pia08210
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MessageSujet: Re: Astronomie: Etude des astres Astronomie: Etude des astres 2110Sam 11 Fév - 22:16

Etudes des planètes et de leurs satellites:
Rhéa, satellite de Saturne

Rhéa est un satellite naturel de Saturne, le deuxième plus grand satellite de la planète par la taille après Titan. Il fut découvert en 1672 par Jean-Dominique Cassini.

Astronomie: Etude des astres Pia07510

Présentation de Rhéa

Rhéa est un corps glacé d'une masse volumique d'environ 1 233 kg-m-3. Cette faible valeur suggère qu'il est composée d'environ 25% de roches (masse volumique : 3 250 kg-m-3) et 75% de glace d'eau (masse volumique : 1 000 kg-m-3). Initialement, il était supposé que Rhéa possédait un noyau rocheux en son centre. Cependant, des mesures du moment d'inertie axial effectuées lors d'un survol de la sonde Cassini ont mis en évidence une valeur plus compatible avec un intérieur homogène (et une éventuelle compression de la glace au centre), l'existence d'un noyau rocheux impliquant une valeur de ce moment d'inertie axial. La forme générale de Rhéa concorde avec l'idée d'un corps homogène en équilibre hydrostatique.

Les caractéristiques de Rhéa sont semblables à celles de Dioné, avec des hémisphères avant et arrière différenciés, ce qui laisse supposer une composition et une histoire similaires. La température à la surface de Rhéa est de -174°C au soleil, et de -200°C à -220°C à l'ombre.

Rhéa est fortement cratérisée et sa surface est parcourue de marques claires. Celle-ci peut être divisée en deux zones géologiques différenciées par la densité des cratères : la première zone comprend des cratères de plus de 40 km de diamètre, alors que la seconde, en partie dans les régions polaires et équatoriales, est couverte de cratères de moins de 40 km de diamètre. Cela indiquerait qu'un événement majeur résultant en un resurfaçage a eu lieu durant sa formation.

L'hémisphère avant est fortement cratérisé et uniformément clair. Comme Callisto, les cratères sont dépourvus des structures au relief marqué présents sur la Lune et Mercure. L'hémisphère arrière présente un réseau de traînées claires sur un fond sombre, et peu de cratères. Ces traînées pourraient être de la matière éjectée de volcans de glace alors que Rhéa était encore liquide sous la surface.

Nom de Rhéa

Cassini nomma les quatre satellites de Saturne qu'il découvrit (Japet, Téthys, Dioné et Rhéa) Sidera Lodoicea (« les étoiles de Louis » en latin) en l'honneur du roi Louis XIV de France. Titan, découvert par Christiaan Huygens presque trente ans plus tôt, avait été désigné simplement Saturni Luna (« lune de Saturne »). Les astronomes prirent l'habitude de les désigner par des numéros : Saturne I à Saturne V. Après la découverte de Mimas et Encélade en 1789, cette numérotation fut étendue à Saturne VII, puis Saturne VIII après celle d'Hypérion en 1848.

Le nom actuel de ces sept satellites fut suggéré par John Herschel (fils de William Herschel, découvreur de Mimas et Encelade en 1789) lorsqu'il proposa en 1847 que les désignations numériques soient remplacées par les noms de Titans, frères et sœurs de Cronos (équivalent de Saturne dans la mythologie grecque)11. Rhéa était la femme de Cronos ; lasse de ce que celui-ci dévore ses enfants, elle lui fit avaler un rocher afin de sauver son fils Zeus.

Les anneaux de Rhéa...

Le 6 mars 2008, la sonde Cassini a rapporté des données selon lesquelles un disque de matière orbiterait autour de Rhéa. Si la découverte est confirmée, Rhéa serait à ce jour le quatrième satellite connu à posséder des anneaux. Europe, Callisto et Ganymède en possèdent également.

L'existence des anneaux a été déduite de la modification du flux d'électrons piégés par le champ magnétique de Saturne lorsque Cassini est passée à proximité de Rhéa. Les poussières et débris semblent s'étendrent à l'extérieur de la sphère de Hill de Rhéa, mais sont plus denses près de la lune et contiendraient trois fins anneaux d'une densité encore plus élevée.

Exploration de Rhéa

La première sonde spatiale à avoir pris des photographies de Rhéa fut Voyager 1, en novembre 1980.

Rhéa a été survolé à plusieurs reprises par la sonde Cassini. Le 17 janvier 2006, la sonde a effectué un survol distant et a pris des photographies en meilleure résolution que précédemment et sous une lumière plus rasante. Ces images semblent indiquer que les raies de Rhéa sont des falaises de glace similaires à celles de Dioné.

Rhéa a été photographiée à plusieurs reprises à moyenne distance par Cassini. Un survol proche fut programmé pendant la mission primaire, à la distance de 500 km, le 26 novembre 2005. Un survol proche additionnel fut réalisé le 30 août 2007 à 5 750 km de distance. Un dernier est prévu pour la mission étendue de Cassini, le 2 mars 2010, à 100 km d'altitude.
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MessageSujet: Re: Astronomie: Etude des astres Astronomie: Etude des astres 2110Sam 11 Fév - 22:18

Je croit que c'est a cause de la ceinture d'orion que les hommes ne peuvent s'y rendre,ils en mouraient rapidement,enfin la science a progresser et pourtant personne n'est capable d'y retourner,alors les videos en noir et blanc de la conquête de la lune je n'y croit pas..^^
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MessageSujet: Re: Astronomie: Etude des astres Astronomie: Etude des astres 2110Sam 11 Fév - 22:28

Etudes des planètes et de leurs satellites:
Titan, satellite de Saturne

Titan fut découvert en 1655 par l'astronome hollandais Christiaan Huygens, la première lune à avoir été découverte autour de Saturne.

Astronomie: Etude des astres Saturn10

Présentation de Titan

Titan est principalement composé de glace d'eau et de roches. Son épaisse atmosphère a empêché de déterminer sa surface avant l'arrivée de la mission Cassini-Huygens en 2004, laquelle a permis de découvrir des lacs d'hydrocarbures liquides dans les régions polaires du satellite. Du point de vue géologique, sa surface est jeune ; quelques montagnes ont été découvertes, ainsi que quelques cryovolcans éventuels, mais la surface de Titan demeure plate et lisse et peu decratères d'impact y ont été découverts.

L'atmosphère de Titan est composée à 98,4% de diazote et comporte 1,6% de nuages deméthane et d'éthane. Le climat — qui comprend des vents et de la pluie — crée sur la surface des caractéristiques similaires à celles trouvées sur Terre, telles des dunes et des côtes, et, comme sur la Terre, possède des saisons. Avec ses liquides (à la fois à la surface et sous la surface) et son épaisse atmosphère d'azote, Titan est perçu comme un analogue de la Terre primitive, à une température beaucoup plus basse. Le satellite a donc été cité comme un possible hébergeur de vie extraterrestre microbienne ou, au moins, comme un environnement prébiotique riche en chimie organique complexe. Certains chercheurs ont suggéré qu'un possible océan souterrain pourrait servir d'environnement favorable à la vie.

Dimensions de Titan

Titan mesure 5 150 km de diamètre. En comparaison, la planète Mercure mesure 4 879 km et la Lune 3 474 km, tandis que Mars mesure 6 780 km de diamètre. Avant l'arrivée de Voyager 1 en 1980, on pensait que Titan était légèrement plus grand que Ganymède (5 262 km de diamètre) et donc la plus grande lune du système solaire ; cette surestimation était provoquée par l'atmosphère dense et opaque de Titan, qui s'étend à plusieurs kilomètres au-dessus de sa surface et augmente son diamètre apparent. Titan est donc le deuxième plus grand satellite du système solaire, et le plus grand satellite de Saturne.

Structure interne de Titan

Le diamètre et la masse de Titan (et donc sa masse volumique) sont similaires à ceux des lunes galiléennes Ganymède et Callisto. Sur la base d'une masse volumique de 1,88 g∙cm3, Titan serait composé à moitié de glace d'eau et à moitié de roches (silicates et fer). Ces composés plus lourds sont très peu présents en surface où la glace est le composant principal de la croûte de Titan (phénomène dedifférenciation). Cette glace est majoritairement de la glace d'eau mais elle est probablement mélangée avec de la glace d'ammoniac (NH3) ainsi qu'avec des glaces d'hydrocarbures, principalement du méthane(CH4) et de l'éthane (C2H6).

Titan est très probablement différencié en plusieurs couches, avec un noyau rocheux de 3 400 km de diamètre entouré par plusieurs couches de différentes formes cristallines de glace. L'intérieur du satellite est peut-être toujours chaud et il est possible qu'une couche liquide d'eau et d'ammoniac existe entre la croûte de glace I et les couches de glaces plus internes. Un indice d'un tel océan a été découvert par la sonde Cassini sous la forme d'ondes radio à très basse fréquence dans l'atmosphère de Titan ; on pense que la surface du satellite est un mauvais réflecteur de ce type d'ondes, lesquelles sont plutôt réfléchies par la transition liquide-glace d'un océan interne. Cassini a également noté que les caractéristiques de la surface se sont déplacées jusqu'à 30 km entre octobre 2005 et mai 2007, ce qui suggère que la croûte est séparée de l'intérieur de la lune, une indice supplémentaire quant à l'existence d'un océan interne.

Atmosphère de Titan

Titan est le seul satellite du système solaire possédant une atmosphère suffisamment développée ; les autres satellites n'ont au mieux que des traces de gaz. La taille de l'atmosphère de Titan serait comprise entre 200 km et 880 km (sur Terre, 99,999% de la masse de l'atmosphère réside en-dessous de 100 km d'altitude). Elle est opaque sur de nombreuses longueurs d'onde et interdit d'obtenir un spectre deréflectance complet de la surface depuis l'extérieur.

L'existence d'une atmosphère fut découverte par Gerard P. Kuiper en 1944 par spectroscopie et estima lapression partielle de méthane de l'ordre de 10 kPa. Les observations des sondes Voyager montrèrent que la pression à la surface du satellite dépassait une fois et demi celle de la Terre. L'atmosphère comporte des couches de brouillard opaques qui bloquent la majorité de la lumière du soleil. La sonde Huygens fut incapable de détecter la direction de celui-ci pendant sa descente et, bien qu'elle réussit à prendre des images de la surface, l'équipe de la sonde a décrit le processus comme « photographier un parking recouvert d'asphalte au crépuscule ».

La température moyenne de l'atmosphère est de 94 K (-179 °C) ; elle atteint un minimum de 72 K (-201 °C) au niveau de la tropopause (à une altitude de 40 km).

Titan est à une distance de 1 222 000 km de Saturne (20,2 rayons saturniens).

Composition de Titan

L'atmosphère de Titan est composée à 98,4% d'azote — la seule atmosphère dense riche en azote du système solaire en dehors de la Terre —, les 1,6% restants étant composés de méthane et de traces d'autres gaz comme des hydrocarbures (dont l'éthane, le diacétylène, leméthylacétylène, l'acétylène, le propane, le cyanoacétylène et le cyanure d'hydrogène), du dioxyde de carbone, du monoxyde de carbone, ducyanogène, de l'argon et de l'hélium.

On pense que les hydrocarbures forment la haute atmosphère, provenant de réactions de dissociation du méthane par la lumière ultraviolette du soleil, produisant un épais smog orangé. Titan n'a aucun champ magnétique et orbite parfois en dehors de la magnétosphère de Saturne, l'exposant directement au vent solaire. Il est possible que certaines molécules soient ionisées et emportées en dehors de la haute atmosphère. En novembre 2007, des scientifiques ont découvert des anions lourds dans l'ionosphère de Titan et on pense qu'ils tombent vers les régions plus basses pour former le brouillard orange qui obscurcit la surface du satellite. Leur structure n'est pas connue, mais il pourrait s'agir de tholins, et ils pourraient former les bases de molécules plus complexes, comme les hydrocarbures aromatiques polycycliques. Ces résidus atmosphériques pourraient avoir formé des couches plus ou moins épaisses et ainsi recouvrir certaines parties de la surface de Titan d'une sorte de goudron. Les traces d'écoulement observées par la mission Cassini-Huygens sont bien plus sombres que le matériau sur lequel elles serpentent. Il est probable qu'elles sont recouvertes de tholins amenés par les pluies d'hydrocarbures liquides qui lessivent les parties apparaissant plus claires.

Origine de Titan

L'énergie solaire aurait dû avoir converti l'intégralité du méthane de l'atmosphère en hydrocarbures en 50 millions d'années, une durée relativement brêve à l'échelle du système solaire. En effet, les molécules de méthane ont tendance à remonter progressivement vers le haut de l'atmosphère où elles sont soumises au rayonnement solaire. Ceci a pour effet de les transformer en molécules plus complexes et donc plus lourdes qui retombent et sédimentent à la surface. Étant donné les conditions de température et de pression à la surface de Titan, aucun moyen physique ou chimique ne permet la retransformation de ces composés organiques en méthane. En l'absence d'une autre source, celui-ci est donc irréversiblement détruit à une vitesse suffisante et la quantité actuelle de méthane dans l'atmosphère de Titan devrait être quasiment nulle.

Il doit donc exister un réservoir de méthane sur ou dans Titan permettant de réalimenter l'atmosphère. Celle-ci comporte plus de mille fois plus de méthane que de monoxyde de carbone, ce qui semble exclure une contribution significative de la part d'impacts cométaires, les comètesétant composées de plus de monoxyde de carbone que de méthane. C'est cette constatation qui est à l'origine de l'hypothèse apparue dans les années 1970 selon laquelle des réserves de méthane liquide seraient présentes à la surface ou sous la surface de Titan.

Il est également improbable que l'atmosphère de Titan date de l'origine du système saturnien, au moment de sa formation : si c'était le cas, elle contiendrait des éléments en abondance similaire à la nébuleuse solaire, y compris de l'hydrogène et du néon. Il n'a pas été exclu que le méthane soit d'origine biologique.

Vents de Titan

La circulation atmosphérique suit la direction de la rotation de Titan, d'ouest en est. Les observations de l'atmosphère effectuées par Cassinien 2004 suggèrent que l'atmosphère tourne plus rapidement que la surface.

Ionosphère de Titan

L'ionosphère de Titan est plus complexe que celle de la Terre. La partie principale se situe à 1 200 km d'altitude, mais une couche additionnelle de particules chargées existe à 63 km d'altitude. L'atmosphère de Titan est donc en quelque sorte donc séparée en deux chambres résonnantes aux ondes radio distinctes. Titan émet des ondes à très basse fréquence dont l'origine n'est pas connue, car il ne semble pas y avoir d'activité orageuse intense.

Surface de Titan

La surface de Titan a été décrite comme « complexe, produite par des fluides et géologiquement jeune ». La sonde Cassini a utilisé un altimètre radar et un radar à synthèse d'ouverture pour cartographier certaines zones de Titan pendant ses survols. Les premières images révélèrent une géologie diversifiées, avec des régions lisses et d'autres irrégulières. Certaines zones semblent d'origine volcanique, probablement liées à un dégorgement d'eau mélangée à de l'ammoniac. Certaines zones semblent créées par des particules poussées par le vent. Globalement, la surface est relativement plate, les quelques objets ressemblant à des cratères d'impact semblent avoir été remplis, peut-être par des pluies d'hydrocarbures ou des volcans. L'altimétrie radar suggère que les variations d'altitude sont faibles, typiquement de l'ordre de 150 m. Certaines zones atteignent cependant jusqu'à 500 m de dénivelé et Titan possède des montagnes, certaines hautes de plusieurs centaines de mètres, jusqu'à plus d'un kilomètre.

La surface de Titan est marquée par de grandes régions de terrain clair ou foncé. Parmi celles-ci, Xanadu, une zone équatoriale réfléchissante de la taille de l'Australie. Elle fut identifiée dans des images prises dans l'infrarouge par le télescope spatial Hubble en 1994 puis observée par la suite par la sonde Cassini. Cette région est remplie de collines et parcourue de vallées et de gouffres. Elle est traversée par endroit par des lignes sombres sinueuses ressemblant à des crêtes ou des crevasses. Elle pourraient être d'origine tectonique et indiquer que Xanadu est une zone géologiquement jeune. Il pourrait également s'agir de canaux d'origine liquide, suggérant au contraire un terrain ancien érodé par des ruisseaux. Des zones sombres de taille similaires existent ailleurs sur la lune et ont été observées depuis l'espace et le sol ; il a été supposé qu'il s'agit de lacs de méthane et d'éthane, mais les observations de Cassini semblent indiquer que ce n'est pas le cas.

Le module Huygens toucha terre à l'est de la région nommée Adiri et photographia des collines pâles traversées de « rivières » sombres se dirigeant vers une plaine également sombre. Ces collines seraient composées de glace d'eau. Des composés organiques sombres, créés dans la haute atmosphère de Titan par le rayonnement ultraviolet du soleil, pourraient pleuvoir sur ces montagnes. Ils seraient ensuite lessivés par la pluie de méthane et déposés sur les plaines.

Après son atterrissage, Huygens photographia une plaine sombre couverte de petits rochers et cailloux, composés de glace d'eau. Des signes d'érosion sont visibles à la base des rochers, indiquant une possible activité fluviale. La surface est plus sombre que prévue et est composée d'un mélange d'eau et de glace d'hydrocarbures. Le « sol » visible dans les images prises par la sonde pourrait s'être formé par précipitation d'hydrocarbures.

Il est possible que des régions de la surface de Titan soient recouvertes d'une couche de tholins, mais ce point n'est pas confirmé.

Liquides sur Titan

Les conditions de température et de pression à la surface de Titan permettent au méthane et à l'éthaned'exister sous forme liquide. La présence de méthane liquide à la surface permettrait d'expliquer la grande quantité de méthane dans l'atmosphère. Cette hypothèse a vu le jour lorsque les planétologues se sont rendu compte du phénomène de destruction du méthane atmosphérique, au cours des années 1970. L'hypothèse d'un océan global d'hydrocarbures a même été envisagée mais les premières observations de la surface de Titan en infrarouge et en ondes radio depuis la Terre ont réfuté cette possibilité. Les sondesVoyager ont montré que l'atmosphère de titan était compatible avec l'existence de liquides, mais une preuve directe ne fut pas obtenue avant 1995, lorsque des données d'Hubble et d'autres observations suggérèrent l'existence de méthane liquide sur Titan, soit sous forme de poches disjointes ou de mers de la taille d'océans.

La mission Cassini confirma cette dernière hypothèse, mais pas immédiatement. Lorsque la sonde arriva dans le système de Saturne en 2004, on espérait que des lacs d'hydocarbures seraient détectables par la réflection du soleil à leur surface, mais aucune réflexion spéculaire ne fut observée au début. Au pôle sud, une zone sombre nommée Ontario Lacus fut le premier lac potentiel identifié, probablement créé par les nuages qui se concentrent dans cet endroit. Une côte possible fut également observée au pôle par imagerie radar. À la suite du survol du 22 juillet 2006, Cassini imagea les latitudes nord du satellite et mit en évidence de grandes zones lisses (et donc sombres au radar) qui constellaient la surface près du pôle. Sur la base de ces observations, l'existence de lacs remplis de méthane fut confirmée à la surface de Titan en janvier 2007. L'équipe de Cassini–Huygens conclut que les régions imagées étaient selon toute vraisemblance des lacs d'hydrocarbures, les premières étendues de liquide stables découvertes en dehors de la Terre. Certaines semblent posséder des canaux associés avec du liquide et gisent dans des dépressions topographiques.

Cratères sur Titan

Cassini découvrit peu de cratères d'impact à la surface de Titan, suggérant une surface jeune. Parmi les cratères découverts, Menrva, un bassin de 440 km de diamètre à plusieurs anneaux, Sinlap, un cratère à fond plat de 80 km de diamètre et Ksa, un cratère de 30 km de large possédant un pic central et un plancher sombre. Cassini mit également en évidence des « cratériformes », des objets circulaires à la surface de Titan qui pourraient être liés à un impact, mais ne possèdent pas certaines caractéristiques qui rendraient leur identification certaine. Par exemple, un anneau de matériau clair de 90 km de diamètre nommé Guabonito : cette zone pourraient être un cratère rempli de sédiments sombres. D'autres zones similaires ont été observées dans les régions sombres Shangri-la et Aaru. D'autres objets circulaires furent également observés par Cassini dans la région claire nommée Xanadu lors du survol du 30 avril 2006.

Des modèles de trajectoires et d'angles d'impact réalisés avant Cassini suggèrent que lors d'un impact avec la croûte d'eau glacée, une petite partie des éjectas reste à l'état liquide dans le cratère. Elle pourrait demeurer liquide pendant plusieurs siècles, une durée suffisante pour la synthèse de molécules précurseurs à l'apparition de la vie. L'atmosphère de Titan pourrait également jouer un rôle de bouclier en divisant par deux le nombre de cratères à sa surface.

Cryovolcanisme et montagnes sur Titan

Titan est sujette au cryovolcanisme. De l'argon-40 a été détecté dans l'atmosphère et indique des volcans recrachent des panaches d'une « lave » d'eau et d'ammoniac. Cassini a détecté des émissions de méthane provenant d'un cryovolcan et on pense désormais que le volcanisme est une source significative du méthane de l'atmosphère. L'un des premiers objets imagés par Cassini, Ganesa Macula, ressemble à certains volcans de Vénus et est suspectée d'être d'origine cryovolcanique.

La pression nécessaire pour alimenter les cryovolcans pourrait être causée par la couche externe de glace de Titan. La glace, surplombant une couche de sulfate d'ammonium liquide, pourrait flotter vers le haut et ce système instable pourrait produire des épanchements brutaux. Des grains de glace et de la cendre de sulfate d'ammonium feraient surface de cette façon.

Une chaîne de montagnes mesurant 150 km de long, 30 km de large et 1,5 km de haut a été découverte par Cassini en 2006. Cette chaîne est située dans l'hémisphère sud et serait composée de matériau glacé recouvert d'une glace de méthane. Le mouvement des plaques tectoniques, peut-être influencé par un bassin d'impact proche, pourrait avoir ouvert une brèche à travers lequel le matériau est remonté.

Dunes sur Titan

Sur les premières images de la surface de Titan prises depuis la Terre au début des années 2000, de grandes régions sombres étaient mises en évidence à cheval sur l'équateur. Avant l'arrivée de Cassini, on pensait que ces régions étaient des mers de matière organique, comme du goudron ou des hydrocarbures liquides. Les images radar prises par Cassini ont révélé que certaines de ces régions sont de grandes plaines recouvertes de dunes, certaines mesurant jusqu'à 330 mètres de haut. Des dunes de ce types seraient formées par des vents modérément variables qui soufflent dans une direction moyenne ou alternent entre deux directions distinctes. Dans le cas de Titan, des vents zonaux constants se combineraient avec des vents de marées variables. Les vents de marée résultent des forces de marée de Saturne sur l'atmosphère de Titan, lesquelles sont 400 fois plus importantes que celles de la Lune sur la Terre et tendent à conduire le vent vers l'équateur. Ces motifs de vent conduisent les dunes à se former sur de longues lignes parallèles alignées d'ouest en est. Ces dunes se brisent autour des montagnes, où la direction du vent se modifie. Selon Athena Coustenis de l'observatoire de Paris-Meudon, ces dunes seraient au contraire formées de poussières dont la densité est bien moindre que sur Terre, où les grains de sable sont formés de silice. Des vents réguliers de faible puissance suffiraient donc à mettre les sables titaniens en mouvement.

Le sable sur Titan pourrait s'être formé lorsque du méthane liquide s'est écoulé et a érodé le substrat de glace, peut-être sous la forme de crues. Il pourrait également provenir de solides organiques produit lors de réactions photochimiques dans l'atmosphère du satellite.

Astronomie: Etude des astres Titand10

Orbite de Titan

Titan orbite autour de Saturne en 15 jours et 22 heures. Comme la Lune et de nombreux autres satellites des géantes gazeuses, sa période orbitale est identique à sa période de rotation : Titan est donc enrotation synchrone avec Saturne. Son excentricité orbitale atteint 0,0288 et son inclinaison 0,348° par rapport à l'équateur de Saturne. Titan est situé à 1,2 millions de km de Saturne (20 rayons saturniens), le 20e satellite confirmé en partant du centre de la planète, le sixième des sept satellites de la planète suffisamment grands pour posséder une forme sphérique (seul Japet est plus externe).

Les orbites de Titan et Hypérion — un petit satellite irrégulier — sont en résonance 3:4 : Titan effectue quatre orbites autour de Saturne quand Hypérion en complète trois. Sur la base des modèles de formation du système saturnien, Hypérion se serait probablement formé dans cet îlot de stabilité orbitale, Titan ayant absorbé ou éjecté les objets situés en dehors.

Climat de Titan

La température à la surface de Titan est d'environ 94 K (−179 °C). À cette température, la glace d'eau ne se sublime pas et l'atmosphère est presque entièrement dénuée de vapeur d'eau. Le brouillard de l'atmosphère contribue à un contre-effet de serre en réfléchissant la lumière du soleil : la surface de Titan est nettement plus froide que sa haute atmosphère. Les nuages de Titan, probablement composés de méthane, d'éthane ou autres composés organiques simples, sont épars et variables et ponctuent l'ensemble du brouillard. Ce méthane atmosphérique crée quant à lui un effet de serre, sans lequel la surface de Titan serait encore plus froide. Les données de la sonde Huygens indiquent qu'il pleut périodiquement du méthane liquide ainsi que d'autres composés organiques depuis l'atmosphère jusqu'à la surface de la lune. En octobre 2007, des observateurs ont noté une augmentation de l'opacité apparente des nuages au-dessus de la région équatoriale de Xanadu, suggérant une « bruine de méthane », bien qu'il n'y ait aucune preuve directe de pluie.

Découverte de Titan

Titan fut découvert par l'astronome hollandais Christiaan Huygens, le 25 mars 1655. Huygens était inspiré par les découvertes des quatre satellites de Jupiter par Galilée en 1610 à l'aide d'un télescope. Huygens contribua lui-même à certaines avancées dans le domaine des télescopes. Il découvrit Titan lorsqu'en cherchant à étudier les anneaux de Saturne (dont la nature n'était alors pas connue), il observa un point lumineux. Huygens publia sa découverte la même année dans l'ouvrage De Saturni Luna Observatio Nova.

Huygens nomma sa découverte simplement Saturni Luna (ou Luna Saturni), du latin pour « lune de Saturne ». Lorsque que Jean-Dominique Cassini découvrit quatre autres satellites de Saturne entre 1673 et 1686, les astronomes prirent l'habitude d'appeler les cinq corps de Saturne I à Saturne V, Titan recevant le plus souvent la quatrième position. Titan fut officiellement numéroté « Saturne IV » lorsque la numérotation fut gelée après 1789.

Ce n'est qu'en 1847 que John Herschel, fils de William Herschel (découvreur de Mimas et Encelade en1789), proposa que les désignations numériques soient remplacées par les noms de Titans, frères et sœurs de Cronos (équivalent de Saturne dans la mythologie grecque).
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