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Mise à jour : 1er Décembre 2005

 

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ARCHIVES DES ASTRONEWS

Sommaire de ce numéro :   SPÉCIAL CONFÉRENCE DE PRESSE ESA 

 

qLes 40 ans de la fusée Diamant : De Diamant à Ariane, le CNES et son histoire à l'X. (01/12/2005)

qLa cosmologie de Hubble à aujourd'hui : CR de la conférence de la SAF par James Leqeux. (01/12/2005)

qMARSIS: L'ESA communique les derniers résultats de Mars Express. (01/12/2005)

qOMEGA aussi : De nouvelles découvertes annoncées par l'ESA. . (01/12/2005)

qTitan aussi : Huygens vedette de l'ESA. (01/12/2005)

qHayabusa .: Confirmation du succès de la mission. . (01/12/2005)

qL'age exact de la Lune : 4,527 milliards d'années, exactitude Suisse!! . (01/12/2005)

qUn nouveau type d'étoiles X : C'est INTEGRAL qui vient de le découvrir. . (01/12/2005)

 

 

 

 

 

MARSIS : L'ESA COMMUNIQUE LES DERNIERS RÉSULTATS DE MARS EXPRESS (01/12/2005)

(Photos et courbes : ESA)

 

Pour la première fois dans l'histoire de l'exploration spatiale , le radar MARSIS à bord de la sonde européenne Mars Express donne des preuves directes sur la sub-surface martienne.

C'est ce que vient d'annoncer l'ESA dans sa conférence de presse du 30 Novembre 2005 à Paris.

 

Les premières données indiquent la position de cratères d'impact enterrés et donnent des indices de la présence profonde de glace d'eau.

Ceci est dû aux mesures nocturnes de Marsis ces dernières semaines.

 

 

Les premières mesures montrent un cratère recouvert de 250km de diamètre dans la région de Chryse Planitia.

C'est un bassin d'impact enterré et contenant une très épaisse couche de glace d'eau.

 

Ces conclussions sont basées sur l'étude des échos des émissions radio du radar embarqué, ces ondes passent à travers la surface de Mars et se réfléchissent suivant la nature du terrain, donnant des indications sur celui-ci.

 

On voit très bien sur l'image à gauche la structure soulignée du bassin, qui se situerait à une profondeur de 1,5 à 2 km.

 

Ces mesures de Marsis peuvent aussi servir à mettre au jour de grands bassins d'impact cachés à nos yeux.

 

 

 

Marsis a aussi analysé les environs du Pôle Nord entre 10° et 40° de longitude est.

On le voit sur cette image composée en deux parties.

En haut le "radargramme" de Marsis et en bas la carte topographique du terrain (450km de large, 2km de différence de niveau entre la zone bleue et la zone orange).

On remarque deux échos différents, le plus horizontal correspond à la limite entre les deux zones et sa signature correspond à de la glace d'eau pure. L'écho supérieur correspond au basalte (épaisseur 1km).

 

 

 

 

Marsis a à ce jour aucune indication de détection d'eau liquide, mais il ne fait que commencer.

 

 

 

 

 

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OMEGA AUSSI : DE NOUVELLES DÉCOUVERTES ANNONCÉES PAR L'ESA. (01/12/2005)

(photos : ESA)

 

À cette même conférence de presse du 30 Nov 2005 l'ESA annonce et confirme la présence passée de grandes zones d'eau liquide grâce à la sonde OMEGA (Observatoire pour la Minéralogie, l'Eau, les Glaces et l'Activité) de l'IAS (dont nous avons maintes fois parlé ici)

 

Les données d'OMEGA indiquent sans ambiguïté la présence de minéraux hydratés spécifiques impliquant la présence pendant de longues périodes d'eau liquide sur cette planète.

Pendant 18 mois la sonde à bord de Mars Express a cartographié entièrement la planète avec une résolution entre 1 et 5 km.

 

Voici par exemple Marwth Vallis, à gauche l'instrument  a recherché l'hydratation directe dans le "lit" du fleuve et n'a rien trouvé mais en cherchant les minéraux hydratés, il les trouve aux alentours (en bleu sur la carte) sur les terrains les plus anciens.

 

Les minéraux détectés ici sont des argiles des phyllosilicates (longue période aqueuse).

 

Cela tend à prouver que la période où Mars était chaude et humide est très ancienne.

 

 

 

 

Cette altération chimique s'est produite au début de la vie de Mars d'après JP Bibring le responsable de OMEGA.

Ensuite les matériaux ont été recouvert par des coulées de lave puis exposés de nouveau suite à des impacts météoritiques.

 

 

La grande quantité d'argile implique toujours d'après JPB qu'une importante hydrologie pérenne devait être présente ce qui a causé cette altération des minéraux.

 

 

OMEGA a aussi détecté des sulfates hydratés (impliquent de l'eau salée) en d'autres endroits : Valles Marineris et Terra Meridiani, il correspondent à une autre période de Mars.

 

Par contre les sulfates se seraient formés plus tard et en terrain acide

 

 

 

 

Ces deux types de corps montrent que ces deux épisodes correspondent à des climats différents donc à des époques différentes sur Mars.

 

 

 

Il apparaît donc que les épisodes liquides se soient produits au tout début de la formation de Mars (le premier milliard d'années) ce qui a donné naissance aux argiles détectés.

JP Bibring raconte :

Après la formation de Mars, l'effet de serre est important dû au gaz carbonique originel, la quantité de CO2 est importante (pression plus élevée que maintenant) et donc l'eau peut rester à l'état liquide.

Mais la planète se refroidit et se fige, le champ magnétique d'éteint le vent solaire prend le dessus, l'effet de serre disparaît l'eau devient glace.

 

Beaucoup plus tard, le volcanisme devient actif sous l'effet de la radioactivité interne, et créé Olympus Mons, les volcans de Tharsis etc.. la glace fond par endroit et créé des réseaux ressemblant à des rivières; l'atmosphère se charge de soufre et devient acide. C'est à ce moment là que se forment les sulfates détectés par OMEGA.

 

 

 

 

Toute cette histoire est révélée dans la revue Nature de cette semaine.

 

 

Excellent article de Libération avec interview de JPB à lire.

 

 

 

 

 

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TITAN AUSSI : HUYGENS EN VEDETTE À L'ESA (01/12/2005)

(Tous Documents ESA)

 

Décidément ce fut une semaine très riche, à la conférence de presse de l'ESA de ce 30 Novembre 2005 on a aussi et surtout parlé de la sonde Huygens qui s'est posée sur Titan en Janvier de cette année.

C'est sous la direction de JP Lebreton le PI de la mission que les divers intervenant ont fait le point un peu moins d'un an après l'atterrissage réussi.

 

 

Toute l'aventure de Huygens vous a été contée à plusieurs occasions sur ce site (voir les archives), mais on commence maintenant à avoir encore plus de détails.

 

 

(image d'artiste de la descente de Huygens sur Titan crédit C.Carreau ESA)

 

Après une descente de 2h et demie en parachute la sonde Huygens se pose sur un terrain situé entre une zone glacée brillante avec une activité fluviale et une zone plus sombre ressemblant à un lit de rivière.

Des galets de glace étaient disposés partout autour du terrain d'atterrissage et la surface avait la consistance de sable mouillé. La sonde a survécu 70 minutes.

 

Les vents dominants soufflaient dans la direction de rotation (d'Ouest vers l'Est) avec des vitesses de l'ordre de 450km/h au delà de 120km d'altitude. L'altitude décroissant, les vents décroissaient aussi et même changèrent de direction près de la surface. Des vents cisaillant ont même été rencontrés entre 100 et 60km. Tout ceci est dû à l'instrument HASI (Huygens Atmospheric Structure Instrument)

 

Titan possède certainement différents couches dans son atmosphère et des températures différentes ont été mesurées dans ces couches.

 

Huygens a surpris les scientifiques par la découverte d'une deuxième couche ionosphérique entre 140 et 40 km d'altitude, avec un pic à 60km. Ses instruments semblent aussi avoir détecté des éclairs.

Les modèles atmosphériques que l'on avait de Titan étaient basés sur le fait que les rayons cosmiques devraient produire une couche ionosphérique avec un maximum d'électrons entre 70 et 90 km d'altitude, mais Huygens a surpris les physiciens en découvrant cette fameuse deuxième couche ionosphérique entre 40 et 140 km avec ce pic à 60km.

 

Des brouillards étaient bien entendu présents pendant toute la descente, heureusement ils étaient relativement transparents en dessous de 40km permettant de faire des bonnes photos.

 

Huygens a aussi effectué la première étude des aérosols atmosphériques en dessous de 150km et ainsi détecté la présence d'une chimie organique complexe, à la fois en phase solide et gazeuse.

 

 

 

 

Pendant la descente on a mesuré la trajectoire et la vitesse et direction des vents grâce au Doppler Wind Experiment (DWE).

 

La sonde dérivait E-NE (direction de la rotation) et ralentit de 30 à 10m/s entre 50 et 30km d'altitude. Puis le ralentissement se fait beaucoup plus fort de 10 à 4m/s entre 30 et 20km d'altitude.

Le vent tombe à zéro et s'inverse à 7000m, la sonde part vers W-NW pendant 1km durant les 15 dernières minutes de descente.

Les courbes se lisent en fonction des flèches.

 

Il y a confirmation de l'effet de super rotation de l'atmosphère de Titan (l'atmosphère se déplace plus vite que la surface). On a aussi trouvé une couche entre 60 et 100km de très faible vitesse de vent dont on n'a toujours pas l'explication.

 

 

 

 

Les instruments activés sur la surface font partie du SSP (Surface Science Package) et montrent que Huygens aurait peut être écrasé un galet de glace à l'atterrissage avant de s'enfoncer légèrement dans le sol peut être trempé de méthane liquide. (comme au bord d'une plage près du rivage).

 

Le SSP est composé de 9 capteurs différents pour tous les types de terrains, de liquide à très solide comme de la glace. Il comprend aussi un détecteur de verticalité et a servi aussi pendant l'atterrissage en mesurant les turbulences.

 

Le pénétromètre et l'accéléromètre ont montré que la surface n'était ni solide ni souple, mais ressemblait à de la neige ou du sable mouillé.

 

On voit sur la photo ci-contre le relevé des accéléromètres au moment de l'impact au sol. La sonde a pénétré de 10cm dans le sol et s'est inclinée de quelques degrés.

 

 

Les conditions météorologiques de surface ont été précisément mesurées :

93.65±0.25 K et la pression 1467±1 hPa (très proches des mesures de Voyager, 95K et 1400 hPa).

 

Bref presque une petite Terre au réfrigérateur.

 

 

Des mesures acoustiques pendant l'atterrissage semblent indiquer un terrain presque plat, la vitesse d'atterrissage a été de 4,6m/s. on a détecté du méthane s'évaporant immédiatement après le contact.

 

 

 

 

 

 

Les images à haute résolution de la descente pries avec le DISR (Descent Imager/Spectral Radiometer) étaient spectaculaires à voir (surtout en direct pour ceux qui comme moi les ont vus à la Cité des Sciences et ensuite au compte rendu technique au même endroit).

 

 

 

On voit sur cette photo plus d'un cinquantaine de "pierres" de dimensions comprises entre 3mm et 15cm. Il n'y en a pas de plus de 15cm. On suppose que cela veut dire que de telles pierres ne peuvent pas être transportée dans de tels lits de "rivières".

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

La conversion du méthane en d'autres hydrocarbures dans l'atmosphère de Titan, nécessitent un réservoir de surface ou enterré de méthane. Bien que nous n'ayons pas détecté directement par les images un tel réservoir , les images ont quand même révélé des traces de liquides ayant coulé.

 

 

 

L'ESA publie à cette occasion des nouvelles images de la DISR non encore diffusées publiquement.

Comme sur notre Terre les régions montagneuses brillantes ont un système fluvial complexe menant à des terrains plats sombres, peut être des lacs ou des lits de rivières.

Sur l'image en HR (clic sur l'image) on voit la trace au sol marquée de croix blanches signalant le survol de Huygens.

Le cercle central représente la portion d'image vue sur l'image suivante diffusée par l'ESA.

 

Les scientifiques pensent que le relief est formé par des flots de liquides qui pourraient être du méthane ou de l'éthane causés par des précipitations ou des résurgences.

Le vent doit aussi jouer un rôle dans le relief de Titan.

 

 

 

 

 

 

 

Voir le site du DSIR : http://www.lpl.arizona.edu/DISR/

 

 

 

La lampe de surface (située à 30cm du sol) s'est mise en route après l'atterrissage  et permet ainsi de mesurer la réflectivité du sol (spectre rouge). La surface est brun sombre et montre une absorption due à la glace d'eau. Les courbes noires correspondent à des étalons terrestres (des tholins) organiques de référence.

Il y a manifestement des signes de produits organiques sur le sol, mais une signature IR dans le spectre est …inconnue sur Terre!!!

 

Ces spectres ont aussi montré la présence d'approximativement 5% de méthane près de la surface avec une humidité relative (de méthane bien sûr) de près de 50%. Cela ne justifie pas des brouillards importants au niveau du sol (impliquerait 90% au moins).

Toutes ces informations montrent que le méthane joue un rôle essentiel pour former la surface de Titan.

Il y a des pluies de méthane qui coule dans des lits de rivières et qui s'évapore. Peut être aussi du cryovolcanisme.

 

 

 

 

L'atmosphère de Titan est mesurée en direct par Huygens.

 

Et ceci grâce aux expériences Aerosol Collector and Pyrolyser (ACP) et Gas Chromatograph Mass Spectrometer (GCMS). Ils permettent de donner les compositions chimiques et isotopiques des aérosols.

Il y a deux inconnues dans l'atmosphère de Titan, l'origine de l'azote et du méthane et le mécanisme par lequel le méthane est recyclé alors qu'il devrait être détruit par le rayonnement UV.

 

On voit sur la courbe ci-contre l'augmentation de l'azote et du méthane durant la descente et l'augmentation rapide de méthane à l'impact.

 

 

 

 

 

 

 

Le GCMS a mesuré la composition chimique et l'abondance isotopique de 140km jusqu'au sol et a confirmé que les composants principaux était bien N2 et CH4 et que le brouillard atmosphérique était bien du méthane.

 

La mesure du rapport isotopique (C12/C13) suggère un renouvellement permanent de méthane dans l'atmosphère, mais on n'a pas mis en évidence des procédés biologiques.

La mesure du rapport isotopique (N14/N15) suggère que l'atmosphère primitive de Titan était 5 fois plus dense qu'aujourd'hui, Titan a perdu une partie de son atmosphère dans l'espace.

L'argon 36 a été détecté (faiblement) pour la première fois mais pas de Xe ni de Kr, ce qui est intéressant car la masse de Titan est composée au moins de 50% de glace qui est potentiellement un support pour les gaz nobles.

Ceci semblerait indiquer d'après les scientifiques que l'atmosphère s'est condensée sous forme d'ammoniaque plutôt que sous forme d'azote.

(Merci à celui qui est capable de m'expliquer pourquoi; me contacter, je publierai sa réponse)

 

Il semble que l'absence de ces autres gaz nobles vont faire évoluer d'autres théories sur la formation de Titan.

 

 

Spectre de la surface de Titan :

 

 

La composition de la surface a été obtenue par le GCMS après l'atterrissage et montre que Huygens s'est posé sur une surface humide (de méthane) qui s'est évaporée immédiatement après que la sonde (plus chaude) se soit posée.

 

La surface est aussi riche en composés organiques figurés sur le graphe ci contre et qui n'étaient pas présent dans l'atmosphère, par exemple du cyanogène (C2N2) et de l'éthane (C2H6) signes d'une chimie organique complexe.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

De l'argon 40 a aussi été mis en évidence signalant ainsi une activité géologique.

 

Voici un des modèles de la structure de Titan qui montre la désintégration du Potassium 40 (K40) en Argon 40, la libération de l'argon produit dans l'atmosphère et la possible formation de méthane par évacuation vers le sol et stockage dans les clathrates (hydrates de méthane).

 

 

 

 

 

 

L'expérience ACP a étudié les aérosols de la mini planète.

 

Les aérosols jouent un rôle fondamental dans l'atmosphère de Titan en jouant sur sa structure radiative.

Ils peuvent être à la source de couches chaudes ou froides qui contribuent à la circulation atmosphérique et à la force et à la direction des vents.

 

L'ACP a obtenu des mesures directes de la composition de ces particules aérosols et après pyrolyse à 600°C on a détecté de l'ammoniac NH3 et du cyanure (CN).

 

On remarquera que l'ammoniac n'est pas présent en tant que gaz dans l'atmosphère mais seulement en tant qu'aérosol.

 

 

 

 

 

 

voir aussi l'article 1 et l'article 2 de Space Daily.

 

 

 

 

 

 

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HAYABUSA : CONFIRMATION DU SUCCÈS DE LA MISSION (01/12/2005)

 

 

La JAXA confirme la réussite de la prise d'échantillons par la sonde japonaise.

Ce fut le deuxième et ultime essai de collecte avant le retour sur Terre.

Attention le chemin va être difficile deux gyroscopes sont en panne, et on a des craintes pour le retour, tout va peut être dépendre des grandes oreilles de la NASA, le Deep Space Network; donc croisez les doigts.

 

 

 

De plus il semble qu'il y ait une fuite carburant d'un moteur d'orientation. Le moteur ionique n'est pas touché c'est lui qui assure la propulsion retour lorsque la sonde est bien orientée.

 

 

Redisons le c'est un énorme succès par rapport à l'argent engagé : 170 millions de $, une paille par rapport aux missions américaines même les moins chères

 

Excellent article de la Planetary Society sur la mission. Absolument à consulter avec son blog aussi.

Ainsi que celui d'Astrobiology Magazine.

 

 

 

 

 

 

 

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L'AGE EXACT DE LA LUNE : 4,527 MILLIARDS D'ANNÉES, EXACTITUDE SUISSE. (01/12/2005)

(photo de la Lune de D Magarian Véga)

 

L'age de la Lune était plus ou moins connue, elle date de la création du système solaire, 4,5 milliards d'années approximativement, mais on ne pouvait pas être plus précis.

 

L'exactitude étant Suisse par principe, ce sont des astronomes notamment de Institut de Technologie de Zurich (avec l'aide des Universités de Münster, Cologne et Oxford) qui ont procédé à cette mesure.

 

Comment?

 

Par analyse isotopique, bien sûr; ils ont analysé des petits morceaux de métal inclus dans les échantillons des missions Apollo, et parmi ceux ci ils se sont intéressés au Tungstène (W) et notamment à l'isotope W-182.

 

Le W-182 est bien adapté pour dater ces premiers soubresauts de matière car il provient (filiation radioactive) de la désintégration du Hafnium 182 qui est très rapide (période de 9 millions d'années) et caractérise uniquement et approximativement les 60 premiers millions d'années du système solaire.

 

Des variations dans l'abondance de W-182 indiquent que des quantités suffisantes de Hf-182 étaient présentes.

Si la Lune s'était formée après les 60 premiers millions d'années, on n'aurait pas remarqué des variations de cet isotope W-182.

 

Ces variations servent à calculer l'age exacte, plus il y a de variations entre les divers échantillons, plus la Lune est "vieille".

 

Nos chercheurs ont trouvé le chiffre de 4527 millions d'années +/- 10 millions d'années.

 

C'est à dire que la Lune se serait formée entre 30 et 50 millions d'années après le début du système solaire.

 

Ces mesures confirment la théorie la plus acceptée de la formation de la Lune : l'impact géant (the giant impact) d'un planétoïde de la taille de Mars qui aurait frappé notre planète , les débris (contenant principalement de la matière du manteau terrestre, ce qui explique que la Lune ne possède pas ou peu de noyau ferreux) après avoir fait un superbe anneau autour de notre planète se sont accrétés en cette mini planète qu'est notre Lune et ceci en quelques 20 millions d'années.

 

Ces dernières découvertes vont paraître dans le magazine Science.

 

 

 

 

 

POUR ALLER PLUS LOIN.

 

 

La méthode de datation radioactive (Radioactive dating) en anglais par Hyperphysics.

 

L'échelle de temps radiométrique par l'USGS (en anglais)

 

L'horloge est dans la Pierre! (The clock in the rocks!) très formateur , en anglais mais facile. 

 

L'origine de la Lune et divers blogs en anglais, mais à consulter.

 

Article du PSRD (Planetary Science Research Discoveris de Hawaï) sur le sujet : très bon :

 

 

 

 

 

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UN NOUVEAU TYPE D'ÉTOILES X : C'EST INTEGRAL QUI VIENT DE LE DÉCOUVRIR. (01/12/2005)

 

 

 

Le satellite de l'ESA, Integral vient de découvrir une nouvelle population d'étoiles qui nous était totalement inconnue : des binaires X super compactes.

 

Ce nouveau système d'étoiles double produit de très hautes énergies et sa particularité est que le compagnon est une super géante très lumineuse. L'objet compact associé peut être un trou noir ou une étoile à neutrons.

Ces objets sont appelés ‘supergiant fast X-ray transients binaries’ (que l'on pourrait traduire par objets binaires X super massifs transitoires) transitoires car il y a une périodicité dans l'émission X.

 

On pensait avant Integral que ces objets étaient rares, mais ce n'est vraisemblablement plus le cas.

Ils étaient difficiles à détecter dû à la nature transitoire de l'émission et aux manque de sensibilité des observatoires, mais maintenant Integral permet ces mesures en continue.

 

Ces émissions courtes ont des temps de montée très rapides, elles atteignent le pic en quelques dizaines de minutes et peuvent durer quelques heures seulement. Les autres objets découverts avant Integral duraient plusieurs semaines ou même mois.

 

 

Ces nouveaux objets semblent indiquer un échange de matière différent entre les deux corps et le rôle important joué par le "vent" de radiations de ces étoiles massives.

 

 

Simulation montrant l'interaction entre le vent stellaire de l'étoile super massive et de son compagnon (étoile à neutron). (Credits: JM Blondin, North Carolina State University).

 

 

Les scientifiques recherchent maintenant une explication à de tells sursauts courts.

 

 

 

L'ESA propose une animation vidéo de 6,6 MB de cette simulation (avi).

 

 

Site de integral

 

 

 

 

 

 

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C'est tout pour aujourd'hui!!

 

Bon ciel à tous!

 

JEAN PIERRE MARTIN

 

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