LES ASTRONEWS de planetastronomy

Science et Audimat : CR de la conf IAP de Suzy Collin du 7 Juin 2016. (12/06/2016)

Apollo : La NASA publie les archives des missions Apollo avec des tas de photos inédites. (12/06/2016)

La lune :.Le mystère de l’origine de l’eau lunaire en passe d’être résolu. (12/06/2016)

LA JOURNÉE DES COMMISSIONS DE LA SAF : UN 21 MAI 2016 IDÉAL ! (12/06/2016)

La Société Astronomique de France (SAF) anime une douzaine de commissions spécialisées, et tous les ans elle fait le point avec ses membres sur l’actualité scientifique liée à ces sujets.

Comme l’année dernière, l’École des Mines de Paris, bd St Michel nous accueillait le samedi 21 Mai pour cette communion astronomique.

Ci-joint quelques photos de cet évènement très convivial, surtout pendant le déjeuner buffet.

Comme tous les ans, nous avions invité un astronome, cette année c’est Guillaume Hébrard de l’IAP et du LAM qui nous présenta un très brillant exposé sur les planètes extra solaires.

Guillaume Hébrard nous parlant des dernières découvertes concernant les planètes extra solaires.


Excellent buffet comme chaque année	Bien entendu, un hommage à André Brahic a été rendu, c’était un grand ami de la SAF

La NASA lance une mission ambitieuse début Septembre, OSIRIS-Rex (acronyme de Origins, Spectral Interprétation, Resource Identification, Security-Regolith Explorer) en direction d’un astéroïde avec pour mission d’en ramener un échantillon sur Terre.

Comme on le remarque à son identification, c’est un astéroïde découvert en 1999 de dimension approximative 500m et dont la période orbitale de 1,2 ans (436 jours). C’est peut être un fragment d’un astéroïde plus gros.

C’est un géocroiseur (NEO Near-Earth Objects en anglais), c’est-à-dire qu’il peut couper l’orbite terrestre, il fait partie de la famille des Apollo (astéroïdes dont leur demi-grand axe est strictement supérieur à 1 UA et leur périhélie inférieur à 1,017 UA) ; il y en a plusieurs milliers de répertoriés. Il frôle la Terre tous les 6 ans en moyenne, un impact est donc possible au XXIème siècle.

Bennu. Drôle de nom pour un astéroïde ? En effet, comme la mission est américaine et que nos amis outre atlantique sont de grands enfants, ils ont organisé un concours pour nommer ce petit bout de pierre. Et le gagnant est…un élève de Caroline du Nord qui choisit ce nom de Bennu qui correspondait à un oiseau mythologique égyptien. Le nom a été approuvé par l’UAI.

Les astéroïdes sont divisés en plusieurs catégories dépendant de leur composition chimique.

Les plus primitifs sont les astéroïdes de type carbonés, on pense qu’ils n’ont pas évolué depuis leur formation il y a plus de 4 milliards d’années. Ils devraient contenir des molécules organiques et des acides aminés, éléments prébiotiques.

Il fallait aussi trouver un astéroïde pas trop loin de la Terre, donc un géocroiseur, ce qui est le cas, il y en avait à l’époque du choix approximativement 200. Il fallait aussi que le diamètre ne soit pas trop petit, sinon sa période de rotation est trop grande et ce ne serait pas facile de viser un point sur le sol, cela a réduit le choix à approx 25.

On voulait aussi un astéroïde primitif, comme déjà dit plus haut, il n’en restait plus que quelques uns, et comme Bennu avait une forte probabilité de rencontrer la Terre dans le futur, ce sont ces diverses raisons qui l’ont fait choisir comme destination pour cette ambitieuse mission.

Type d’astéroïde	Caractéristiques	Sous catégories	Abondance
Type C pour Carboné	Très sombres (albédo 0,03) comme les chondrites carbonées (CC). Très primitifs peuvent contenir de l’eau. Peuplent surtout les régions externes de la ceinture principale	B ; F ; G	Très abondant ¾ des astéroïdes ex : Mathilde, Cérès, Bennu
Type S pour Silice ou pierreux	Albédo plus élevé (0,1 à 0,2) riches en métaux : Fe, Ni, Mg. Similaires aux Pallasites. Peuplent la région interne de la ceinture	A ; K ; L ; Q ; R	Rare 17% Ex : Itokawa, Gaspra, Eros
Type M pour Métallique	Très brillants, faits d’alliage Fe-Ni		Le reste Ex : Lutetia

· Ramener sur Terre un échantillon caractéristique de la surface (entre 60g et 2kg)

· Mesurer l’effet des variations d’orbite non gravitationnelles (effet Yarkovsky)

· Déterminer les caractéristiques complètes de cet astéroïde afin de pouvoir comparer avec les observations terrestres

· Étude de Bennu à partir d’orbites de plus en plus rapprochées : Octobre 2018

· Éjection de la capsule échantillon pour récupération dans le désert de l’Utah à la même époque.

L’approche de Bennu devrait se produire vers Août 2018, approche très précautionneuse, la sonde va s’adapter à la vitesse de l’astéroïde, si bien que la vitesse relative d’approche ne devrait pas excéder 10 à 20cm/s.

Elle devrait étudier Bennu d’une distance de l’ordre de quelques km et procéder à l’analyse des différents sites possibles de prélèvements à partir d’Octobre 2018. Cette étude devrait durer près d’une année et comporte plusieurs phases :

· Cartographie complète de l’astéroïde afin de décider du meilleur endroit pour le prélèvement


C’est un gros un cube de 3m de côté avec deux panneaux solaires de 8,5m². Masse au décollage 1500kg.	Osiris-Rex sur banc de test (Lockheed Martin)

Les panneaux solaires chargent des batteries au Li-Ion, des petits propulseurs à l’hydrazine sont aussi montés pour les diverses manœuvres.

La structure est fortement inspirée des sondes Maven et MRO qui ont fait leur preuve. Une photo de la sonde en salle blanche.

La cartographie de Bennu est une des missions essentielles, c’est pour cette raison que la sonde va le survoler de plus en plus près.

· Cartographie du relief (cratères éventuels) afin de déterminer les zones accessibles à la collecte qui se fera du style « touch and go », les zones choisies étant de l’ordre de 50m de diamètre on mesurera aussi la brillance du sol (albédo) étant donné qu’un radar laser doit déterminer la distance, le signal réfléchi devant être compris entre certaines limites

· Cartographie de navigation nécessaire pour amener Osiris-Rex à la bonne orbite à la bonne vitesse, étant donné que Bennu est un des plus petits objets du système solaire visité par une sonde spatiale. Sa gravité est extrêmement faible (100.000 fois moindre que sur Terre), elle est du même ordre que la pression de radiation due au Soleil. Sa distance au sol devra être inférieure dans tous les cas à 2400m sinon, la pression de radiation la repousserait de l’astéroïde !

· Cartographie de la composition du sol afin de déterminer où l’on va effectuer le prélèvement, afin que celui-ci soit le plus représentatif possible et le plus gros possible (limité à 2kg). Une fois déterminées les possibles zones intéressantes,

· Cartographie minéralogique détaillée de ces zones en fonction des possibilités scientifiques : présence d’organiques ou de particules contenant de l’eau etc..

Ce nom vient d’Ivan Yarkovsky qui en 1902 suggéra que le réchauffement journalier (par les IR) d’un objet en rotation dans l’espace (un astéroïde par exemple), devrait ré émettre une partie de ce rayonnement vers l’extérieur et ainsi exercer une force (très petite) sur cet objet. Cet effet peut ainsi rendre très difficile les prédictions orbitales à long terme de certains astéroïdes.

Si la surface ainsi chauffée pointe dans la direction du mouvement orbital, les radiations qui s’en échappent jouent le rôle de petits moteurs fusée, ralentissant le mouvement et rapprochant l’astéroïde du Soleil.

Même si insignifiante, cette poussée s’exerçant tous les jours sur plusieurs millénaires peut modifier l’orbite de façon conséquente. Si la surface chauffée pointe dans l’autre sens on s’éloigne lentement du Soleil.

Cet effet n’a jamais été étudié en détail sur un vrai astéroïde, ce sera l’un des buts de la mission

Cet effet est aussi appelé YORP acronyme des noms des personnes qui l’ont étudié : Yarkovsky, O’Keefe, Radzievskii, et Paddack.

On pense justement que l’orbite de Bennu a ainsi été modifiée au cours du temps pour se rapprocher de plus en plus du Soleil et donc de la Terre.

Osiris-Rex possède 5 instruments pour étudier Bennu et mener à bien sa mission qui est d’activer le bras (TAGSAM) pour prendre l’échantillon de sol :

· L’ensemble caméra OCAMS (acronyme de OSIRIS-REx Camera Suite) consiste en 3 caméras (PolyCam télescope de 20cm, MapCam en couleur et SamCam pour la prise d’échantillon) qui vont servir surtout pendant l’approche de Bennu. Une image globale détaillée de l’astéroïde devrait en découler. C’est aussi cet ensemble de caméras qui devraient imager la prise d’échantillons.

· L’altimètre Laser OLA (OSIRIS-REx Laser Altimeter) est du type LIDAR (Light Detection and Ranging), c’est en fait un radar qui utilise la lumière au lieu des ondes radio pour mesurer la distance. Il émet des impulsions lumineuses vers la surface qui sont recueillies par le détecteur. La mesure du temps d’aller retour donne la distance.

· Le spectromètre à émission OTES (OSIRIS-REx Thermal Emission Spectrometer) donne des informations sur la composition minéralogique et la température dans la zone IR de 5 à 50 microns. Une carte minéralogique sera ensuite produite servant au choix du site d’échantillonnage.

· Le spectromètre dans le visible et l’IR OVIRS (OSIRIS-REx Visible and Infrared Spectrometer) mesure Bennu dans ces longueurs d’onde de 0,4 à 4,3 microns. Il devrait pouvoir distinguer entre minéraux et organiques. Indications fondamentales pour le choix du site.

· Le spectromètre d’étude du Régolithe REXIS (Regolith X-ray Imaging Spectrometer) a été proposé par des étudiants du MIT et de Harvard, devrait compléter les instruments précédents en s’attaquant à l’abondance des éléments de surface. Le rayonnement solaire (principalement X) interagissant avec le régolithe de surface qui ré émet à son tour des X caractéristiques des atomes de surface (fluorescence X).

L’ensemble pour le prélèvement et le retour d’échantillons sur Terre comprend deux instruments très perfectionnés.

Deux mots sur le principe de prise d’échantillons ; c’est un système du type « touch and go » ; un bras articulé de grande longueur (3,2m) TAGSAM (Touch and Go Sample Acquisition Mechanism) portant à son extrémité une gamelle ressemblant à un vieux filtre à air de voiture, permettant de projeter un jet d’azote liquide sur le pourtour afin de fluidiser le régolithe et permettre ainsi l’aspiration dans une chambre de récupération.

Ensuite cet échantillon est placé dans la capsule de retour SRC (Sample Return Capsule).

L’approche va se faire à vitesse relative très lente : 10cm/s et en s’adaptant exactement à la période de rotation de Bennu.


Le collecteur de TAGSAM touche la surface	Aussitôt de l’azote soufflé par l’extérieur provoque « l’envol » du régolithe qui est recueilli dans le réceptacle rouge

Une fois assuré que le réceptacle est suffisamment rempli, celui-ci est transporté dans la capsule de retour sur Terre.

Le problème posé par la collecte en gravité extrêmement faible est le fait que dès que l’on y touche, tout s’envole, il y a dispersion, il faut pouvoir rendre compact l’ensemble à prélever. C’est le rôle de cette bouffée d’azote qui doit propulser tous ces morceaux de gravier dans le réceptacle.

C’est Jim Harris de Lockheed qui a eu cette idée et elle fut testée avec succès sur divers matériaux de la lave au pop corn…

Le bras devra donc toucher le sol et en quelques secondes la gamelle posée enverra un jet d’azote liquide, le régolithe ainsi compacté sera récupéré dans le réceptacle prévu à cet effet. Puis on s’éloigne du sol.

Maintenant il faut être sûr que l’on a bien recueilli quelque chose d’utilisable. Comment ?

Pas facile de « peser » l’échantillon recueilli en microgravité, il faut trouver une astuce. En plus de l’imagerie du prélèvement, on mesure le moment d’inertie de la sonde avant et après le prélèvement, en effet celui-ci est lié à la masse totale. Si la quantité recueillie n’est pas suffisante, on peut procéder à encore deux prélèvements pour atteindre la masse voulue, la sonde étant équipée de 3 bouteilles d’azote.

Les échantillons sont ensuite transférés dans la capsule de retour (SRC) similaire à celle développée pour la mission Stardust, l’avantage d’une telle capsule est que les échantillons recueillis ne seront pas altérés par la rentrée dans l’atmosphère.

Vue à l’échelle 1 du patin de prélèvement et de la capsule de retour entre les mains d’un ingénieur de l’usine.

Il y a eu dans le passé diverses missions qui ont essayé avec plus ou moins de succès de rapporter des échantillons de comètes ou d’astéroïdes ou même de les étudier in-situ. D’autres missions sont aussi prévues pour le proche futur.

La mission japonaise Hayabusa a réussi à ramener sur Terre après moult difficultés quelques microgrammes de l’astéroïde Itokawa.

De même la sonde américaine Stardust était passée dans la queue de Wild 2 et avait réussi à ramener quelques poussières dans les laboratoires terrestres.

La sonde américaine Genesis n’a pas eu la même chance, la capsule contenant des particules solaires, s’écrasa à l’arrivée sur Terre

Le futur maintenant : après son échec récent, la mission russe Phoobos-Grunt devrait revoir le jour et partir vers 2020 et nous ramener quelques échantillons de Phobos, le satellite de Mars.

Une pensée émue pour Rosetta/Philae, Philae devant étudier le sol de Churyumov-Gerasimenko avec les problèmes que l’on sait.

Nos amis Japonais, veulent donner une autre chance à leur précédente mission, c’est la raison pour laquelle ils vont lancer le prolongement, Hayabusa 2 avec pour cible toujours un astéroïde de petite taille.

L’Europe ne sera pas en reste, avec la planification de la mission Marco-Polo-R, qui doit aussi ramener des échantillons d’un astéroïde primitif vers 2020.

La sonde européenne Rosetta en orbite autour de la comète 67P Churyumov-Gerasimenko depuis deux ans, aurait découvert les éléments fondamentaux à la vie sur celle-ci.

On aurait donc identifié un acide aminé, la glycine (C2H5NO2), présent dans les protéines, composant essentiel de l’ADN et des membranes de cellules. On savait que les comètes et/ou astéroïdes pouvaient avoir apporté la plus grande partie de l’eau des océans sur notre planète, certains imaginaient aussi qu’ils auraient pu amener aussi les briques organiques de la vie que sont les acides aminés.

Rosetta a détecté directement et sans ambiguïté la glycine dans la coma de la comète, ceci notamment grâce à l’instrument ROSINA (Rosetta Orbiter Spectrometer for Ion and Neutral Analysis), essentiellement un spectromètre de masse.

L’article expliquant cette découverte est paru dans Science Advance : Prebiotic chemicals—amino acid and phosphorus—in the coma of comet 67P/Churyumov-Gerasimenko par Kathrin Altwegg et al.

Figure 1 (du haut) : spectre de masse pour les masses de 30, 31, 45 et 75 daltons (rien à voir avec les terribles frères qui parsèment les aventures de Lucky Luke), cette unité correspond à la masse molaire des molécules, elle est exprimée en daltons. Exemple l’eau H2O = 2 + 16 = 18 daltons; la glycine C2H5NO2 = 24+5+14+32 = 75 daltons).

L’autre correspond à l’abondance de glycine par rapport à la distance de la comète.

On se rappelle que la mission Stardust, qui avait ramené sur Terre quelques poussières de la comète Wild 2 avait mis au jour aussi de la glycine dans les échantillons analysés.

Rosetta a aussi découvert la présence de phosphore, élément aussi essentiel au vivant, présent par exemple dans l’ADN.

Tous ces résultats qui s’ajoutent aux précédents, vont dans la même direction, il semble bien que les comètes aient joué un rôle important dans l’apport d’éléments essentiels à la vie sur Terre.

En 1905, Einstein, obscur scribouillard au bureau des brevets de Berne, publie 5 articles dans "Annalen des Physik", qui vont s'avérer être révolutionnaires. C'est ce que l'on va appeler la naissance de la Relativité Restreinte (special relativity en anglais); restreinte car elle n'inclue pas la gravitation; elle ne s'applique qu'aux objets en mouvement uniforme et non accéléré.

En 1915, c'est la Relativité Générale ; la gravitation fait partie intégrante des équations, c'est une généralisation de la relativité restreinte. Les points principaux sont : toute masse courbe l’espace et ce qui va nous concerner : Équivalence entre gravitation et accélération (fameuse expérience de l'ascenseur qui tombe)

Mais sa théorie, à cause du conflit mondial, n'est pas connue de tous encore. Il faudra plusieurs preuves expérimentales (Mercure, éclipse de Sobral, les Ondes Gravitationnelles découvertes récemment …) avant d’admettre la réalité et le sérieux de cette théorie.

Depuis 1990, on sait que l’expansion de l’Univers est en mode accéléré, et on essaie de l’expliquer.

C’est soit une mystérieuse énergie inconnue (énergie noire), soit une erreur dans les équations d’Einstein.

Équations dans lesquelles à l’époque il avait introduit une constante (la fameuse constante cosmologique) afin de rendre son « monde » statique comme on le pensait. Celle-ci agissait comme une matière dont le champ de gravitation serait répulsif ; elle équilibrait les effets de la gravitation, qui, elle, fait se rapprocher les amas de matière les uns des autres.

Puis ce facteur fut abandonné lors de la découverte de l’expansion de l’Univers.

Grâce aux travaux d’une équipe de scientifiques Japonais notamment, ils ont montré qu’Einstein avait raison sur toute la ligne.

L’équipe menée par le Dr Okumura du Kavli IMPU (Institute for the Physics and Mathematics of the Universe) et l’Université de Tokyo, a utilisé le spectrographe FMOS (Fiber Multi-Object Spectrograph) monté sur le télescope Subaru situé à Hawaï, afin d’établir la carte 3D la plus profonde de l’Univers. Elle contient plus de 3000 galaxies et s’étend sur 13 milliards d’années (Ga).

Ils ont utilisé les données du projet Fast Sound Project, qui est une étude des mesures des redshifts des galaxies au Subaru.

Cette étude devait tester la théorie de la gravité à grande distance, à distance cosmologique pour la première fois.

Les scientifiques de cette étude ont été capables de déterminer la vitesse de plus de 3000 galaxies très éloignées, allant jusqu’à atteindre 13Ga, alors que les études précédentes s’arrêtaient à 10Ga.

Une vue partielle de la carte 3D du ciel (couvre 2,5° par 3°) avec une distance (comobile) de 12 à 14,5Ga (correspond à une distance lumière « réelle » 8 à 9,6Ga).

La couleur des points (galaxies) visible uniquement sur la haute résolution (clic sur l’image) est liée au taux de formation d’étoiles comme indiqué dans le coin inférieur droit.

La partie inférieure du diagramme indique les positions des régions SDSS et FastSound, cette dernière cartographiant plus loin que SDSS.

Les mesures furent comparées avec ce que donnaient les prédictions d’Einstein, notamment en utilisant la constance cosmologique.

Oui Einstein avait encore raison, même à 13 Ga la Relativité Générale est toujours valable !

Résultats expérimentaux de l’expansion de l’Univers en comparaison aux résultats prévus par la Relativité Générale d’Einstein (bande verte).

Les distances sont du type comobile. La distance comobile est celle qui s'étend avec l'univers, temps mis par la lumière pour nous atteindre. Elle nous dit où se trouvent maintenant les galaxies. En utilisant cette échelle, le bord de l’Univers se trouve vers 46Ga (13,8Ga lumière).

En vertical, le taux d’expansion des grandes structures. Le point rouge correspond à la valeur mesurée par FastSound avec sa bande d’erreur.

De nouvelles perspectives d'applications pour la navigation inertielle, la physique fondamentale et les géosciences, c’est ce que vient de publier l’INSU. Je reprends son texte :

Le refroidissement d’atomes par laser a permis une révolution dans le domaine des technologies quantiques.

Il a par exemple conduit à améliorer les performances des horloges atomiques de plusieurs ordres de grandeur, et est utilisé pour réaliser des capteurs de rotation et d’accélération ultra-sensibles. Cependant, les mesures pratiquées sur les nuages d’atomes froids sont discontinues : la phase de refroidissement des atomes représente une durée non négligeable de l’expérience lors de laquelle la mesure est interrompue. Pour un capteur inertiel, cette perte d’information était jusqu’à ce jour un facteur limitant pour de nombreuses applications.

Une équipe de chercheurs du LNE-SYRTE a démontré une méthode permettant de dépasser cette limite technologique, par une idée astucieuse et une délicate maîtrise technique. Grâce à ces travaux, les performances des gyromètres à atomes froids ont été améliorées d’un facteur trente, ouvrant des possibilités nouvelles en géoscience et en physique fondamentale.

Un gyromètre est un capteur de rotation essentiel dans de nombreuses applications, telle que la navigation. Les instruments les plus précis à l’heure actuelle sont fondés sur des interférences entre ondes lumineuses se propageant en sens inverse dans un circuit optique, comme un enroulement de fibre optique par exemple. En présence d’une rotation du dispositif, une onde acquiert un retard par rapport à l’autre, ce qui conduit à une variation du signal lumineux proportionnel à la vitesse de rotation.

Il est possible de concevoir des dispositifs utilisant des interférences entre ondes de matière (électron, neutron, atome, etc.), plutôt que des interférences d’ondes lumineuses (photon).

La sensibilité de ce type de gyromètres augmentant avec l’énergie de la particule mise en jeu, les interféromètres à atomes ont un potentiel de sensibilité de plusieurs ordres de grandeur plus élevé que les interféromètres à photons.

Les interféromètres à atomes froids, où les atomes sont ralentis à quelques cm/s, représentent donc une voie prometteuse pour des capteurs de très grande sensibilité. Certains systèmes sont d’ores et déjà déjà compétitifs par rapport aux systèmes classiques et désormais commercialisés.

Cependant ces instruments avaient jusqu’à présent un inconvénient majeur : durant la phase de l’expérience où les atomes sont refroidis par laser, on ne peut accéder à la quantité que l’on cherche à mesurer ! Ces temps « morts » résultent donc en une perte d’information précieuse.

C’est ce verrou technique qui vient d’être levé par une équipe de chercheurs du LNE-SYRTE (Observatoire de Paris, PSL Research University, CNRS, Sorbonne Universités, UPMC). Pour ce faire, les chercheurs ont mis en œuvre une idée simple consistant à entrelacer la phase de refroidissement et la phase de mesure de rotation, en prenant soin de correctement raccorder les mesures successives, d’où le nom de « mesures jointives » donné à leur méthode. La difficulté technique consistait à faire en sorte que la mesure ne soit pas perturbée par la préparation de l’échantillon suivant.

Elle a été levée en sélectionnant astucieusement l’état quantique des atomes refroidis avant qu’ils ne pénètrent dans la zone de mesure, et en synchronisation finement leur détection en sortie de cette zone.

Le dispositif expérimental du SYRTE utilise des superpositions quantiques où un atome est séparé en deux sur une distance de l’ordre du centimètre. Une telle superposition quantique macroscopique a permis aux chercheurs de démontrer l’efficacité de la méthode jointive sur un instrument ultra-sensible et d’atteindre un niveau de performance trente fois meilleur que le précédent record. Le gyromètre du SYRTE permet ainsi de mesurer des variations infimes de vitesse de rotation, 50 000 fois plus petites que la vitesse de rotation terrestre moyenne, en trois heures de mesure.

Illustration de la méthode de mesure jointive dans un gyromètre à atomes froids. Les traits grisés représentent les lasers utilisés pour séparer et recombiner les ondes de matière empruntant différents chemins dans les interféromètres (bleu, rouge, vert, jaune). Les mesures sont raccordées par la méthode jointive qui permet d'annuler les temps morts entre cycles successifs. Crédit : Rémi Geiger, SYRTE Ces résultats, publiés dans la revue Physical Review Letters, ouvrent de nouvelles perspectives d’applications des capteurs à atomes froids pour la navigation, la physique fondamentale, ainsi qu’en géoscience pour la détection fine de mouvements tectoniques. Encore plus fascinant, les chercheurs travaillent déjà à utiliser ces nouvelles méthodes pour mettre au point de futurs détecteurs terrestres d’ondes gravitationnelles utilisant des atomes refroidis par laser.

Encore un beau succès pour SpaceX, après celui du 6 Mai dernier, où un satellite Japonais de télécom avait été mis en orbite géostationnaire ; cette fois c’est un satellite de télécom Thaïlandais, Thaicom 8 de 3100kg qui a suivi le même chemin.

C’était le 27 Mai 2016, depuis Cape Canaveral, que la Falcon 9 s’est élancée dans le ciel de Floride.

Le premier étage est équipé de 9 moteurs Merlin 1D et de réservoirs d’ergols (O2 liquide et kérosène RP1) en alliage d’aluminium-lithium. Le deuxième étage ne comprend qu’un seul moteur Merlin.

Neuf minutes après le lancement, le premier étage, se rapprochant du sol à la vitesse maximale autorisée, a été récupéré avec succès sur barge (680km au large de la Floride), c’était la quatrième récupération avec succès de ce premier étage, un sur terre et trois sur barge. Pour freiner la rentrée, 3 des 9 moteurs ont été allumés.

On voit sur cette photo, la fusée soulevée de sa barge à Port Canaveral. Et ici comment elle était fixée à la barge.

Rappelons que la barge s’appelle malicieusement « OCISLY » acronyme de « Of Course I Still Love You », nom choisi par Elon Musk pour honorer un écrivain de science fiction (Iain M Banks).

Une structure en nid d’abeilles d’aluminium, située au niveau des « jambes » a pour but d’absorber le choc de l’atterrissage, elle se remplace à chaque vol en cas d’atterrissage « hard ».

On voit sur la photo ci-contre cette quatrième récupération du premier étage (celui de cette dernière mission Thaicom) qui vient se stocker à côté des trois premiers dans le hangar du pas 39A.

Un de ces quatre va être réutilisé prochainement, on ne sait pas encore sur quel vol.

SpaceX pense réaliser une économie de 30% sur les coûts de lancement en réutilisant le premier étage. Pour le moment SapceX propose un lancement au prix « catalogue » de 60 millions $.

NEW HORIZONS :.LA PHOTO AVEC LA PLUS HAUTE DÉFINITION DE PLUTON. (12/06/2016)

(Toutes images: crédit : NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Southwest Research Institute )

Voici l’image d’une bande de terrain de Pluton avec une résolution que vous ne verrez pas de si tôt !

Cette bande qui parcourt Pluton, est la somme de toutes les photos prises avec une résolution de 80m par pixel ! On y voit les différents types de terrains caractérisant ce petit corps.

Cette vue part d’un limbe de Pluton et s’étend jusqu’au terminateur. La largeur de la bande est de 90km pour la partie de haute latitude à 75km au point le plus au Sud.

Ces images ont été obtenues par la caméra LORRI depuis 16.000km d’altitude, 23 minutes avant le passage de la sonde au plus près. Les couleurs sont données par l’instrument Ralph.

De plus on pense qu’une grande partie de la surface glacée de Pluton est renouvelée de façon permanente par un processus de convection qui remplace la vieille surface par du matériau nouveau. À l’aide de différents modèles, l’équipe de New Horizons a pu déterminer l’épaisseur de cette couche de glace d’azote solide située dans la partie du « cœur » de la planète et formant des cellules du type polygonales, et à quelle vitesse ce remplacement se produit. Cette couche est aussi très jeune, moins de un million d’années.

Le réservoir de cette glace d’azote se situerait à plusieurs km sous la surface, le peu de chaleur du centre de Pluton favorisant un réchauffement de la glace qui a tendance à remonter en surface avant de refroidir et de replonger dans les entrailles. Un peu comme ces lampes à lave des années 1960. Ce cycle se produirait en moyenne tous les 500.000 ans.

C’est très surprenant que sur un corps froid situé aussi loin dans le système solaire, il puisse exister des forces internes pouvant produire un tel resurfaçage de celui-ci.

On vient de démontrer que même sur un corps aussi lointain, il y a une activité géologique vigoureuse.

APOLLO : LA NASA PUBLIE LES PHOTOS D’ARCHIVES APOLLO AVEC PLEIN DE PHOTOS INÉDITES. (12/06/2016)

À l’aide de son compte Flickr, la NASA met en ligne des milliers et des millions de photos des missions Apollo, classées par mission.

LISA Pathfinder est un projet destiné à tester des technologies extrêmement précises capables de détecter les ondes gravitationnelles dans l’Espace.

Albert Einstein avait prédit l’existence de ces ondes, et c’est seulement depuis quelques temps qu’elles ont été mises en évidence.

LISA Pathfinder est en réalité un démonstrateur technologique (d’où son nom Pathfinder, l’éclaireur) de la future grande mission ESA/NASA Laser Interferometer Space Antenna (LISA).

Ce démonstrateur doit tester l’environnement spatial, une partie des défis technologiques que rencontrera LISA et représentera ainsi le premier test en vol de la technologie nécessaire à la détection d'ondes gravitationnelles par interférométrie: propulseurs micro-Newton, lasers et optiques.

Le démonstrateur LISA Pathfinder embarque l’Ensemble technologique LISA (LTP), un ensemble de tests d’environ 150 kg qui contient un interféromètre laser capable de mesurer les variations de distances entre deux masses étalons en or-platine de haute précision, pesant chacune 1,96 kg. Une fois placées en orbite autour de L1, le premier point Lagrange du système Soleil-Terre, à 1,5 million de kilomètres de la Terre (celui vers le Soleil), les deux masses étalons seront libérées par un mécanisme de déverrouillage puis maintenues en position grâce à un faible champ électrostatique qui peut être contrôlé avec une grande précision.

Une fois le mode scientifique de la mission enclenché, le champ électrostatique entourant l’une des deux masses étalons est désactivé. Le satellite obéit dès lors à un système de contrôle d’attitude et de compensation de traînées, afin de suivre précisément la masse étalon.

L’interféromètre laser et les capteurs électrostatiques enregistreront le déplacement des masses étalons dans le satellite, afin d’éviter que leur position ne soit perturbée. L’interféromètre peut mesurer la position relative et l’orientation des deux masses étalons, séparées d’environ 40 centimètres, avec une précision inférieure à 0,01 nanomètre, soit moins d’un millionième de l’épaisseur d’un cheveu humain.

Mission accomplie pour le satellite LISA Pathfinder, après seulement deux mois d'opérations scientifiques.

Non seulement les technologies nécessaires pour le futur observatoire spatial d'ondes gravitationnelles eLISA sont validées, mais les performances du démonstrateur de l'ESA sont cinq fois supérieures au cahier des charges, et très proches de ce qui est requis pour eLISA. Ces premiers résultats, auxquels a contribué le laboratoire Astroparticule et cosmologie (CNRS/Université Paris Diderot/CEA/Observatoire de Paris) avec le soutien du CNES, sont publiés le 7 juin 2016 dans la revue Physical Review Letters. Ils constituent un grand pas vers l'astronomie gravitationnelle depuis l'espace, qui permettra par exemple d'étudier les fusions de trous noirs supermassifs.

C'est une réussite technique et scientifique. Au terme des 55 premiers jours d'opérations scientifiques, les performances de LISA Pathfinder se sont révélées cinq fois supérieures au cahier des charges du satellite, qui a pour but de tester les technologies nécessaires à un observatoire spatial d'ondes gravitationnelles.

Ce graphique représente l’accélération résiduelle relative des deux masses d’essai, en fonction de la fréquence.

La partie supérieure du graphique avec la courbe en forme de corne, représente le cahier des charges de Pathfinder.

En dessous, la courbe noire correspond à ce qui est nécessaire pour la mission globale eLISA. On remarque que l’on est presque toujours meilleur. Les courbe grise (sur la gauche du graphe) , rouge et bleue, correspondent aux mesures à bord de Pathfinder. Plus la courbe est basse, plus les mesures sont précises. Copyright: ESA/LISA Pathfinder Collaboration

LISA Pathfinder abrite deux « masses test », des petits cubes d'or et de platine qui ne sont pas liés mécaniquement au reste du satellite mais « flottent » dans des cavités distantes de 38 cm, entourés de l'instrumentation nécessaire pour mesurer leur position.

Les scientifiques ont montré que ces deux cubes peuvent être conservés pratiquement immobiles l'un par rapport à l'autre, soumis seulement à la gravité et soustraits aux forces extérieures, dont celle du vent solaire.

Le satellite protège les cubes des influences extérieures en ajustant constamment sa position grâce à un système ultra-précis de micro-fusées. Ainsi, les cubes restent centrés au cœur des cavités, en « chute libre », et animés d'une orbite déterminée seulement par la gravité.

Illustration : On distingue dans chacun des deux cylindres les deux masses d’essai cubiques (46mm) dont les mouvements sont enregistrés par des lasers avec grande précision
©ESA/ATG medialab

Par ailleurs, le système mesurant par laser la distance entre ces deux cubes est 100 fois plus performant que ce qui avait été atteint en laboratoire : il permet de mesurer une distance à 30 femtomètres près (un dix-millième de la taille d'un atome). Ce système permet d'évaluer l'accélération résiduelle entre les deux masses, plus faible qu'un demi milliardième de millionième de la gravité terrestre.

Ce succès est prometteur pour la conception d'eLISA, le futur observatoire spatial d'ondes gravitationnelles de l'ESA. eLISA sera composé de trois satellites embarquant les technologies testées sur LISA Pathfinder, placés à plusieurs millions de kilomètres l'un de l'autre. Des faisceaux laser échangés entre les satellites mesureront en permanence la distance entre eux (ou plus exactement, entre les « masses test » abritées par chacun), et détecteront la moindre variation de cette distance, signe du passage d'une onde gravitationnelle.

Les ondes gravitationnelles sont des perturbations infimes de l'espace-temps produites par certains des phénomènes les plus violents de l'Univers. Prédites par Albert Einstein il y a un siècle, elles ont été détectées directement pour la première fois il y a quelques mois, par l'observatoire au sol LIGO. Le consortium LIGO-Virgo, qui exploite ses données, a observé un signal caractéristique de deux trous noirs en orbite spiralante l'un autour de l'autre, juste avant leur fusion. Cette découverte historique a ouvert le champ de l'astronomie des ondes gravitationnelles : les ondes gravitationnelles deviennent un nouveau messager du cosmos, aux côtés des ondes électromagnétiques (ondes lumineuses, radio et micro-ondes, rayons gamma et X) et des astroparticules (rayons cosmiques, neutrinos). C'est même le seul signal direct émis par certains objets, comme les trous noirs.

eLISA participera au nouveau champ d'observations qu'est l'astronomie gravitationnelle, de manière complémentaire aux détecteurs au sol. En effet, eLISA sera capable de détecter des objets plus gros, comme les trous noirs supermassifs au cœur des galaxies, qui en fusionnant émettent des ondes gravitationnelles de basse fréquence, noyées dans le bruit de fond sur Terre. En revanche, en raison de sa taille, il ne sera que peu sensible aux objets plus « petits » observés par Virgo et LIGO (paires d'étoiles à neutrons ou de trous noirs en coalescence).

La mission LISA Pathfinder, lancée le 3 décembre 2015 depuis Kourou, est arrivée le 22 janvier 2016 sur son orbite finale autour du point de Lagrange L1, à 1,5 million de kilomètres de la Terre. Dans les semaines suivantes, les différents instruments ont été mis en fonction. Les 15 et 16 février, les masses de référence ont été libérées du reste du satellite. Les opérations scientifiques ont débuté le 1er mars 2016 et le niveau de précision du cahier des charges a été atteint dès le premier jour. Les performances ont augmenté progressivement, notamment du fait de la mise à température du satellite et de l'échappement du gaz résiduel. Les scientifiques en ont profité pour comprendre très précisément les forces résiduelles s'exerçant sur les masses test, qui s'avèrent inférieures au seuil fixé pour mesurer les ondes gravitationnelles. Les opérations scientifiques devraient se poursuivent jusqu'à fin juin 2016, avec une possible extension jusqu'en avril 2017.

Côté français, le laboratoire Astroparticule et cosmologie (APC, un laboratoire commun au CNRS, à l'Université Paris Diderot, au CEA et à l'Observatoire de Paris) a été fortement impliqué dans l'analyse des données : plusieurs chercheurs se rendent régulièrement à l'ESOC, le Centre européen des opérations spatiales (Darmstadt, Allemagne) pour une première analyse des données et le Centre François Arago (Paris), associé à l'APC, est l'un des centres complémentaires pour leur exploitation, en lien direct avec l'ESA. Le CNES soutient les activités de l'APC pour la mission LISA Pathfinder. »

Ce succès est de bon augure pour la future mission eLISA qui devrait alors être capable de détecter des ondes gravitationnelles bien plus précisément que le LIGO sur Terre.

Elle devrait rechercher des ondes gravitationnelles dont la source serait des TN super massifs, phénomène extrêmement énergétique dont la longueur d’onde est supérieure à ce qui peut être étudié sur Terre (LIGO, VIRGO), et la fréquence comprise entre 0,1mHz et 1Hz approx.

LA LUNE : LE MYSTÈRE DE L’EAU LUNAIRE EN PASSE D’ÊTRE RÉSOLU. (12/06/2016)

Une étude récente de scientifiques internationaux, principalement de la Milton Keynes Open University britannique et du LPI Lunar and Planetary Institute), semble indiquer que la majorité de l’eau lunaire proviendrait des météorites et astéroïdes comme cela serait aussi le cas pour notre planète.

Ils ont étudié les échantillons de roches ramenés par les diverses expéditions Apollo. Ils contenaient des traces d’eau, mais on pensait à l’époque qu’ils auraient pu avoir été contaminés par l’atmosphère terrestre. (Les containers n’étaient apparemment pas étanches). On avait conclu à l’époque que la Lune était sèche.

Mais l’histoire ne s’arrête pas là, une étude il y a quelques années, révéla que les échantillons lunaires contenant des billes de verre volcaniques contenaient des molécules d’eau (46ppm) et des éléments volatils (Cl, F, S) qui ne pouvaient pas être liés à une possible contamination.

Ensuite ce fut la mission LRO/LCROSS en 2009 qui mit au jour une importante quantité d’eau dans la région du Pôle Sud lunaire.

Photo : carte des dépôts de glace d’eau (en bleu) au Pôle Sud de la Lune, avec les instruments de LRO

Mais la grande découverte, fut faite par la sonde indienne Chandrayaan-1 en orbite lunaire.

Celle-ci emportait un instrument de la NASA le M3 (Moon Mineralogy Mapper) ; il mit au jour de l’eau à l’intérieur de la Lune, et elle serait des millions de fois plus abondante qu’en surface.

Une telle abondance pose la question suivante : d’où vient une telle quantité d’eau ?

Si on pense que l’eau pouvant exister à la surface de la Lune, pourrait être due à l’interaction avec le vent solaire, cela ne peut pas expliquer l’eau en sous sol. Elle pourrait, pourquoi pas, venir de la Terre après le choc qui a créé la Lune il y a 4,5 Ga.

Néanmoins, nos scientifiques pensent qu’une grande partie de cette eau (terrestre) n’aurait pas pu survivre au choc de la formation de la Lune ; seulement un quart de l’eau lunaire proviendrait de la Terre d’après eux.

Ils envisagèrent une autre possibilité : que l’eau fournie à la Terre et à la Lune, provienne des météorites après la formation de la Lune. N’oublions pas qu’à cette époque, la Lune était beaucoup plus près de la Terre, de l’ordre de 25.000km au lieu des 380.000km actuels.

En comparant le rapport D/H des échantillons lunaires avec celui des météorites chondrites carbonées (les plus primitives) provenant de comètes, ils trouvèrent un bon accord avec leur théorie.

De plus, l’instrument LAMP (Lyman Alpha Mapping Project) à bord de LRO s’est intéressé aux régions polaires N et S situées en perpétuelle nuit. Ces régions possèderaient de grande quantité d’eau (glace) en surface.

Au moment de sa formation, la Lune était bombardée en permanence par des astéroïdes et des comètes, qui pouvaient ainsi fournir de l’eau à l’intérieur lunaire.

Les études isotopiques des échantillons suggèrent que ce sont les astéroïdes qui ont été dominants pour fournir cette eau, en particulier ceux qui sont riches en eau comme les météorites carbonées similaires aux météorites de type CI, CM et CO

Les CI et CM contiennent 20% d’eau, les autres types de météorites (CO) carbonées 2 à 5%. Les comètes en contenaient 50% comme on le voit sur le dessin ci-contre. Mais ces comètes n’avaient pas les bonnes compositions pour fournir autant d’eau, seulement (20% de l’eau interne de la Lune semble provenir des comètes.

Proportion des différentes origines de l’eau lunaire suite à l’étude publiée : 80% de l’eau proviendrait des astéroïdes et non des comètes, chiffre basé sur l’étude comparée des éléments volatils des échantillons lunaires avec des éléments comparables de comètes et d’astéroïdes.

Cette eau a été fournie il y a 4,5 à 4,3 Ga, lorsque la Lune était encore dans son état magmatique, ce qui se situe approx 100 millions d’années après sa formation.

Parmi les figures publiées dans cet article, j’en retiens une, celle qui correspond à la comparaison des mesures du rapport D/H de différents corps.

La clé pour déterminer l’origine de l’eau se trouve dans la proportion de deutérium (de l’hydrogène avec un neutron supplémentaire) par rapport à l’hydrogène standard. C’est le rapport D/H

En fait, ici sur cette courbe, ce n’est pas directement le D/H mais une valeur proportionnelle au D/H.

Lancé il y a quelques semaines par la 8^ème mission SpaceX avec Dragon CRS-8, le module gonflable dont le nom est BEAM pour Bigelow Expandable Activity Module (module d’activité gonflable) de la société Bigelow a parfaitement été attaché à l’ISS (module Harmony). Voir ce « gif » de mise en place.

Dégonflé, ce module fait 1,7m de long par 2,3m alors que pleinement gonflé il atteint : 4m par 3,2m, soit un volume de 16m3.

La NASA a procédé à l’expansion de ce module avec succès fin Mai comme on le voit sur ces images tirées de NASA-TV.

L’opération a duré 7 heures pour le déploiement et le remplissage d’air du module.

Bigelow Aerospace et United Launch Alliance (ULA) joignent leurs forces afin de développer un habitat en orbite terrestre basse vers 2020, basé sur cette technologie extensible, ce serait le module type B330.

Ce module ferait 17m de long, 5m de diamètre et pèserait 20 tonnes, juste de quoi rentrer dans la coiffe d’une Atlas.

Sa durée de vie devrait être de l’ordre de 20 ans. Lorsqu’il serait attaché à l’ISS, il offrirait 30% de volume habitable en plus.

Voici une photo de la péninsule italienne prise la nuit depuis l’ISS par l’expédition 47 (ISS047e125942) le 21 Mai 2016.

Pris un peu plus tôt, en Janvier 2016, une autre photo de la partie Nord de l’Italie avec les Alpes et la côte française.

Voici une photo faite en 2014 par l’astronaute Alexander Gerst ; on reconnait les plus grandes villes de France : Paris en haut à droite, Toulouse dans le bas de la photo etc..

On peut consulter ce site spécialisé dans les photos de la France prises de l’espace.

Pour fêter cette année 2016, les 26 ans en orbite du télescope spatial Hubble, l’équipe du HST a choisi de mettre en exergue une photo impressionnante de la nébuleuse NGC 7635 appelée aussi la nébuleuse de la bulle (Bubble Nebula)

Cette nébuleuse fait approx 7 années lumière de diamètre et est relativement proche de nous, à 7100 al seulement dans la constellation de Cassiopée.

L’étoile formant cette nébuleuse (elle s’appelle SAO 20575) est approx. 50 fois plus massive que notre Soleil, elle dissipe son gaz sous forme de vent stellaire à plus de 100.000 km/h. ce vent pousse le gaz interstellaire froid et forme ainsi une enveloppe que l’on voit particulièrement bien. La surface de cette coquille avance et percute donc le matériau interstellaire. Cela produit une asymétrie qui fait apparaître l’étoile particulièrement décentrée (en position à 10H sur l’image).

Baptisée SAO 20575, celle-ci dégage de puissants vents stellaires (à plus de 100 000 km/h), qui donnent à la nébuleuse cette forme en bulle de savon. D’une taille de 10 années-lumière, elle devrait continuer de grandir jusqu’à ce que l’étoile achève son existence en supernova dans 10 à 20 millions d’années.

Découverte en 1787 par l’astronome germano-britannique William Herschel, elle avait déjà été photographiée par Hubble. Mais les prises de vue n’étaient que partielles à cause de la très grande taille de la nébuleuse. Pour obtenir une vue complète, les techniciens ont dû recourir à un montage de quatre images rassemblées en une seule vidéo.

La sonde Juno, lancée en 2011 vient de passer un cap important, elle est maintenant sous la puissante emprise de Jupiter ; pour une mise en orbite dans moins d’un mois, le 4 Juillet 2016 prochain.

Rappelons que Juno (Junon en français, Héra pour les Grecs) est la sœur et la femme de Jupiter (Zeus pour les Grecs), c’est la fille de Rhéa et de Saturne. Déesse de la fécondité et du mariage, le mois de Juin a été nommé ainsi en son honneur.

Donc en début Juillet la sonde de la NASA va se mettre sur une orbite polaire elliptique, qui va la faire exécuter 37 révolutions, permettant ainsi l’étude de toute la surface.

À un certain point elle s’approchera même à moins de 5000km du sommet des nuages.

Ces révolutions vont lui prendre une vingtaine de mois. Ce sera plus près que n’importe quelle autre sonde de la NASA.

On espère pouvoir cartographier le champ magnétique et le champ gravitationnel de la planète géante.

On sait que cette planète est principalement formée d’Hydrogène au moins pour les couches extérieures, mais au plus profond de Jupiter, les hautes pressions et températures transforment ce gaz en Hydrogène métallique, pense-t-on.

Cet Hydrogène métallique est conducteur, et probablement la source du champ magnétique.

On s’intéressera aussi à une éventuelle présence d’eau dans l’atmosphère ainsi qu’à la température des différentes couches nuageuses.

Une particularité, la sonde emporte une caméra un peu spéciale, JunoCam, caméra couleur basée sur la caméra de descente de Curiosity, c’est le public qui choisira les cibles de cette caméra en grande majorité.

C’est un effet marketing de nos amis Américains, afin d’intéresser le public à la Science.

À la fin de la période d’étude, vers Février 2018, la sonde sera précipitée dans l’atmosphère jovienne, afin qu’elle ne tombe pas par hasard sur un des satellites (notamment Europe, cible de futures missions) ce qui le contaminerait.

Le PI de la mission est Scott Bolton du renommé SwRI (Southwest Research Institute) situé à San Antonio Texas.

La sonde JUNO se mettra en orbite autour de Jupiter le 5 juillet vers 5h35 du matin.

Voici « cut crater » en anglais, soit le cratère coupé en deux ; il est situé dans la région de Memnonia Fossae.

On remarque tout un réseau de failles qui coupent cette région martienne, l’un d’elles coupe parfaitement ce cratère de 52km de diamètre en deux. Cette faille, est très certainement liée à la région volcanique de Tharsis, où se trouve notamment Olympus Mons.

L’éjection continue de lave depuis les grands volcans s’est dans le passé, déposée en couches épaisses sur le sol martien, procurant par endroit un stress important qui a fait littéralement craqué le sol en créant ces failles, fossés et canyons.

Il y a plus de détails sur cette image et son environnement sur le site de la caméra HRSC à la DLR chez nos amis Allemands.