MIRANDA ( URANUS V )

Miranda, également connue sous le nom d'Uranus V, est un satellite d'Uranus. Cette lune fut découverte en 1948 par Gerard Kuiper. Elle porte le nom de Miranda, la fille du magicien Prospero qui apparait dans la tragi-comédie La Tempête de William Shakespeare. Miranda n'a été approchée qu'une seule fois, par la sonde Voyager 2 en janvier 1986. De tous les satellites naturels d'Uranus, Miranda est celui qui a été le mieux imagé par la sonde. Néanmoins, durant le survol de la sonde, l'hémisphère Nord était plongé dans la nuit, les observations se sont donc limitées à l'hémisphère Sud.
Miranda est la plus petite des cinq principales lunesnote 1 en orbite autour d'Uranus. Elle est aussi la plus proche de cette planète, à seulement 129 900 km et la moins dense. Sa surface semble composée de glace d'eau mêlée à des composés de silicates et de carbonates ainsi qu'à de l’ammoniac. À l'instar des autres lunes d'Uranus, son orbite est inscrite dans un plan perpendiculaire à l'orbite de la planète autour du Soleil, ce qui provoque des variations saisonnières extrêmes en surface. En cela, elle suit la rotation atypique de la planète qui tourne selon un axe quasiment parallèle au plan de son orbite autour du Soleil. Comme les autres lunes d'Uranus, Miranda s'est très probablement formée à partir d'un disque d'accrétion, appelé sous-nébuleuse, qui entourait la planète peu de temps après sa formation ou après que l’événement catastrophique, qui lui a donné son inclinaison, se soit produit. Cependant, Miranda présente une inclinaison de 4,338 ° par rapport au plan de l’équateur uranien, inclinaison qui est la plus marquée parmi celles des lunes majeures. Cette petite lune, qui aurait pu n'être qu'un corps glacé et inerte couvert de cratères d'impact, est en fait un surprenant, et unique, patchwork de zones très variées. La surface de Miranda comprend de vastes plaines vallonnées piquées de cratères et traversés par un réseau de failles escarpées et de rupes. Cette surface présente surtout trois impressionnantes couronnes, aussi appelées « coronae », dont les diamètres dépassent les 200 km. Ces formations géologiques ainsi que l’inclinaison anormale de l'orbite signent une activité géologique et une histoire complexe. Miranda aurait été marquée par des forces de marée, des mécanismes de résonances orbitales, un processus de différentiation planétaire partiel ainsi que par des mouvements de convection, d’expansion de son manteau et des épisodes de cryovolcanisme.

OBERON ( URANUS IV )

Obéron, également appelé Uranus IV, est le plus éloigné des grands satellites naturels d'Uranus. C'est le deuxième satellite d'Uranus de par sa taille et sa masse et le neuvième du système solaire en masse. Découvert par William Herschel en 1787, Obéron doit son nom à un personnage de la pièce de Shakespeare, Le Songe d'une nuit d'été. Son orbite autour d'Uranus est partiellement située en dehors de la magnétosphère d'Uranus.
Obéron est constitué de glace et de roche en quantités approximativement égales. Le satellite est probablement différencié en un noyau rocheux et un manteau glacé. Une couche d'eau liquide pourrait être présente à l'interface entre le noyau et le manteau. La surface d'Obéron, qui est sombre et légèrement rouge, semble avoir été principalement modelée par les impacts d'astéroïdes et de comètes. Il est couvert par de nombreux cratères d'impacts, certains atteignant jusqu'à 210 km de diamètre. Obéron a probablement connu un épisode de resurfaçage endogène qui a recouvert les surfaces les plus anciennes très cratérisées. Par la suite, l'expansion de son intérieur a engendré sur la surface d'Obéron un réseau de canyons et d'escarpements de faille. À l'instar de toutes les lunes majeures d'Uranus, Obéron s'est probablement formé à partir du disque d'accrétion qui entourait Uranus juste après la formation de la planète.
Le système uranien n'a été étudié de près qu'une seule fois, par la sonde Voyager 2 en janvier 1986. Voyager 2 a pris plusieurs images d'Obéron, permettant ainsi de cartographier environ 40 % de la surface de cette lune.

TITANIA ( URANUS III )

Titania, également appelé Uranus III, est le plus grand satellite naturel d'Uranus et le huitième du système solaire. Découvert par William Herschel en 1787, il doit son nom à Titania, la reine des fées de la pièce de Shakespeare, Le Songe d'une nuit d'été. Son orbite autour d'Uranus est entièrement située au sein de la magnétosphère de la planète.
Titania est constitué de glace et de roche en quantités approximativement égales. Le satellite est probablement différencié en un noyau rocheux et un manteau glacé. Une couche d'eau liquide pourrait être présente à l'interface entre le noyau et le manteau. La surface de Titania, sombre et légèrement rouge, a été modelée à la fois par les impacts d'astéroïdes et de comètes, et par les processus endogènes. Elle est couverte de nombreux cratères d'impacts, certains atteignant jusqu'à 326 km de diamètre, mais est moins cratérisée que la surface d'Obéron, le grand satellite le plus externe du système uranien. Titania a probablement connu un épisode de resurfaçage endogène qui a recouvert les surfaces les plus anciennes très cratérisées. Par la suite, l'expansion de son intérieur a engendré sur la surface de Titania un réseau de canyons et d'escarpements de faille. À l'instar de toutes les lunes majeures d'Uranus, elle s'est probablement formée à partir du disque d'accrétion qui entourait Uranus juste après la formation de la planète.
Le système uranien n'a été étudié de près qu'une seule fois, par la sonde Voyager 2 en janvier 1986, qui a pris plusieurs images de Titania, permettant ainsi de cartographier environ 40 % de la surface de cette lune.

UMBRIEL ( URANUS II )

Umbriel, également appelé Uranus II, est le troisième satellite naturel d'Uranus par la taille. Découvert en 1851 par William Lassell, en même temps qu'Ariel, il reçoit alors le nom d'un personnage du poème La Boucle de cheveux enlevée (« The Rape of the Lock »), d'Alexander Pope.

Umbriel est principalement constitué de glace, et d'une fraction substantielle de roche. Sa structure interne pourrait être différenciée entre un noyau rocheux et un manteau de glace. Sa surface est la plus sombre parmi celles des lunes d'Uranus, et aurait été principalement façonnée par des impacts météoritiques. Cependant, la présence de canyons suggère l'existence de processus endogènes dus à l'expansion de son intérieur au début de son évolution. Le satellite pourrait avoir subi un resurfaçage endogène qui aurait recouvert une partie des surfaces les plus anciennes.
Parmi les satellites d'Uranus, Umbriel a la surface la plus marquée par des cratères d'impact après Obéron, certains mesurant jusqu'à 210 km de diamètre. La principale caractéristique géologique à la surface d'Umbriel est un anneau de matériaux clairs au fond du cratère Wunda.
Comme tous les satellites d'Uranus, Umbriel s'est probablement formé à partir d'un disque d'accrétion entourant la planète juste après sa formation. Le système d'Uranus a été étudié de près une seule fois, par la sonde Voyager 2, en janvier 1986. Elle a pris plusieurs images d'Umbriel, qui ont permis de cartographier environ 40 % de sa surfacen 2.

ARIEL ( URANUS I )

Ariel, également connu sous le nom d'Uranus I, est un satellite naturel d'Uranus. Découvert le 24 octobre 1851 par William Lassell, il est nommé d'après un esprit de l'air apparaissant dans le poème La Boucle de cheveux enlevée d'Alexander Pope et la pièce de théâtre La Tempête de William Shakespeare. Il n'a été survolé que par une seule sonde spatiale, Voyager 2, en 1986, et seulement 35 % de la surface de l'astre a pu être photographiée à cette occasion.

Ariel est la plus brillante des lunes en orbite autour d'Uranus, ainsi que la troisième plus massive et la quatrième plus grande. Elle est principalement composée, à parts égales, de glaces et de roches. À l'instar des autres lunes d'Uranus, son orbite est inscrite dans un plan perpendiculaire à l'orbite de la planète autour du Soleil, ce qui provoque des variations saisonnières extrêmes en surface. En cela, elle suit la rotation atypique de la planète qui tourne selon un axe quasiment parallèle au plan de son orbite autour du Soleil. Pour cette raison, Ariel, comme les autres lunes d'Uranus, s'est très probablement formée à partir d'un disque d'accrétion qui entourait la planète peu de temps après sa formation. Sa structure interne s'est différenciée pour former un noyau de roche et un manteau de glace. Ariel a une surface complexe comprenant de vastes terrains marqués par des cratères d'impact et traversés par un réseau de failles escarpées, de canyons et de crêtes. Cette surface montre des signes d'une activité géologique plus récente que les autres lunes d'Uranus, résultant des importantes forces de marées exercées par la planète. L'énergie ainsi accumulée a été dissipée sous forme de chaleur dans le manteau de l'astre.

URANUS ET SES SATELITES

Uranus, la septième planète du système solaire, possède 27 satellites naturels connus1. Ces satellites tirent leurs noms des personnages des œuvres de William Shakespeare et Alexander Pope2. William Herschel découvrit les deux premières lunes, Titania et Obéron en 1787 tandis que les autres lunes en équilibre hydrostatique furent découvertes par William Lassell en 1851 (Ariel et Umbriel) et Gerard Kuiper en 1948 (Miranda)2. Les autres lunes furent découvertes après 1985, pour certaines durant le survol de Voyager 2 et pour les autres par des télescopes au sol1,3.
Les satellites d'Uranus sont divisés en trois groupes : treize satellites intérieurs, cinq satellites majeurs et neuf satellites irréguliers. Les satellites intérieurs sont de petits corps sombres qui ont des caractéristiques et une origine communes avec les anneaux de la planète. Les cinq satellites majeurs ont une masse suffisante pour être en équilibre hydrostatique et quatre présentent à la surface des signes d'activité interne tels que la formation de canyons ou du volcanisme3. Le plus grand satellite d'Uranus, Titania, est le huitième plus grand du système solaire avec un diamètre de 1 578 km, mais est vingt fois moins massif que la Lune. Les satellites irréguliers d'Uranus ont des orbites elliptiques et fortement inclinées (en majorité rétrogrades) et orbitent à de grandes distances de la planète1.


William Herschel découvrit les deux premiers satellites (Titania et Obéron) le 11 janvier 1787, six ans après avoir découvert Uranus. Dans les années suivantes, Herschel crut découvrir quatre satellites supplémentaires (voir paragraphe suivant) et peut-être un anneau. Durant une cinquantaine d'années, Herschel fut le seul à avoir observé les satellites d'Uranus4. Durant les années 1840, de meilleurs instruments et la position favorable d'Uranus dans le ciel permirent des observations suggérant la présence de lunes supplémentaires. Ariel et Umbriel furent découvertes par William Lassell en 18515. La numérotation des lunes d'Uranus en chiffres romains resta incertaine durant très longtemps et les publications hésitèrent entre la numérotation de Herschel (dans laquelle Titania et Obéron sont II et IV) et celle de Lassell (où ils sont parfois I et II)6. Avec la confirmation de l'existence d'Ariel et d'Umbriel, Lassell attribua les numéros I à IV par ordre croissant de distance à Uranus7. Cette convention fut finalement adoptée7. En 1852, le fils de Herschel, John Herschel attribua des noms aux quatre lunes d'Uranus alors connues8.

Aucun autre satellite ne fut découvert durant le siècle suivant. En 1948, Gerard Kuiper découvrit Miranda, le plus petit et le dernier des cinq grands satellites sphériques d'Uranus, à l'observatoire McDonald8,9. Des décennies plus tard, le survol d'Uranus par la sonde Voyager 2 en janvier 1986 permit d'identifier dix lunes intérieures3. Puck fut découvert dès la fin de l'année 198510, puis dans le courant de janvier 1986, Juliette10, Portia11, Cressida11, Desdémone11, Rosalinde11, Belinda11, Cordélia12, Ophélie12 et Bianca12. Un autre satellite, Perdita, fut découvert en 1999 en étudiant de vieux clichés Voyager 213 (découverte publiée en 200114). Caliban15 et Sycorax15 furent découverts par des télescopes terrestres en 1997. Setebos16, Stephano16 et Prospero17 le furent en 1999, Trinculo18, Francisco et Ferdinand19 en 2001, Margaret20, Mab21 et Cupid21 en 2003.
Uranus fut la dernière planète géante sans satellite naturel irrégulier connu. Depuis 1997, neuf satellites irréguliers extérieurs ont été identifiés à l'aide de télescopes au sol1. Deux lunes intérieures supplémentaires, Cupid et Mab, ont été découvertes grâce au télescope spatial Hubble en 200322. Le satellite Margaret est le dernier découvert à ce jour (2008) ; sa découverte fut publiée en octobre 200320

RHEA

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.

HYPERION

Hypérion (S VII Hyperion) est une lune de Saturne découverte le 16 septembre 1848 par William Cranch Bond et son fils George Phillips Bond. Deux jours plus tard, William Lassell le découvrit indépendamment. C'est ce dernier qui le baptisa, en l'honneur d'Hypérion, Titan de la lumière (un dieu solaire archaïque), fils de Gaïa et d'Uranus, père d'Hélios (le Soleil), Séléné (la Lune) et Éos (l'Aurore).
C'est le plus grand corps céleste du système solaire dont la forme soit fortement irrégulière (Protée est certes plus grand, mais est quasiment sphérique). Il semble probable qu'Hypérion soit un fragment d'un objet plus grand ayant subi un impact dans un passé lointain. Le plus grand cratère mesure approximativement 120 km de diamètre, pour une profondeur de 10 km.
Comme la plupart des lunes de Saturne, la faible densité d'Hypérion indique qu'il est principalement composé de glace avec une faible quantité de roche. Cependant, à la différence des autres lunes, Hypérion a un faible albédo (0,2 à 0,3), indiquant qu'il est couvert par une fine couche de matière sombre. Il se peut que ce soit de la matière provenant de Phœbé (bien plus sombre) qui passa au-delà de Japet. Hypérion est plus rouge que Phœbé, et sa couleur coïncide avec celle de la matière sombre de Japet.
Les images de Voyager 2 ainsi que les mesures ultérieures de photométrie terrestre indiquent que la rotation d'Hypérion est chaotique, c'est-à-dire que son axe de rotation varie si fortement que son orientation dans l'espace est impossible à prédire. Hypérion est le seul objet connu du système solaire dont la rotation soit chaotique, mais les simulations semblent indiquer que par le passé, d'autres satellites irréguliers ont eu un comportement similaire. Hypérion est unique par sa forme très irrégulière, son orbite très excentrique, et sa proximité avec une autre grande lune, Titan. Ces facteurs limitent les possibilités d'une rotation stable. La résonance orbitale 3:4 entre Titan et Hypérion a probablement également un impact sur la rotation chaotique du satellite. C'est en partie grâce au grand bras de levier fourni par sa forme irrégulière que les perturbations gravitationnelles dues surtout à Titan réussissent à faire basculer de façon imprévisible son axe de rotation.
La surface plus ou moins uniforme d'Hypérion est probablement due à sa rotation anormale, à la différence de la plupart des autres lunes de Saturne, qui ont des hémisphères avant et arrière très distincts.

TITAN

Titan est le plus grand satellite de Saturne. Avec un diamètre supérieur à celui de Mercure, proche de celui de Mars, Titan est le deuxième plus grand satellite du système solaire, après Ganymède. Il s’agit du seul satellite connu à posséder une atmosphère dense. Découvert par l’astronome hollandais Christian Huygens en 1655, Titan est la première lune observée autour de Saturne7.
Titan est principalement composé d’eau sous forme glacée et de roches. Son épaisse atmosphère a longtemps empêché l’observation de sa surface jusqu’à l’arrivée de la mission Cassini-Huygens en 2004, laquelle a permis la découverte de lacs d’hydrocarbures liquides dans les régions polaires du satellite. Du point de vue géologique, sa surface est jeune ; quelques montagnes ainsi que des cryovolcans éventuels y sont répertoriés, mais la surface de Titan demeure relativement plate et lisse avec peu de cratères d’impact observés.

L’atmosphère de Titan est composée à 98,4 % de diazote et comporte 1,6 % de nuages de méthane et d’éthane. Le climat — qui comprend des vents et de la pluie de méthane — crée sur la surface des caractéristiques similaires à celles rencontrées 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, mais à une température beaucoup plus basse. Le satellite est cité comme un possible hébergeur de vie extraterrestre microbienne ou, au moins, comme un environnement prébiotique riche en chimie organique complexe. Certains chercheurs suggèrent qu’un possible océan souterrain pourrait servir d’environnement favorable à la vie8,9

JUNO EN ROUTE VERS JUPITER

The Juno spacecraft launched aboard an Atlas V rocket from Space Launch Complex 41 at Cape Canaveral Air Force Station in Florida on Friday, Aug. 5, 2011. Juno will make a five-year, 400-million-mile voyage to Jupiter, orbit the planet, investigate its origins and evolution with eight instruments to probe its internal structure and gravity field, measure water and ammonia in its atmosphere, map its powerful magnetic field and observe its intense auroras.

ENCELADE

Encelade (S II Enceladus) 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.
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 Reuters, 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.

LUNE ENCELADE

La lune Encelade
La vapeur d'eau découverte dans la haute atmosphère de Saturne provient des geysers d'Encelade, une des lunes de la planète aux anneaux, selon des données fournies par le satellite Herschel de l'Agence spatiale européenne (ASE).

La localisation de la source de la vapeur d'eau trouvée dans la haute atmosphère de Saturne répond à un questionnement qui date de 14 ans.

Encelade est un petit satellite glacé ayant un rayon d'environ 500 km. Il expulse environ 250 kg de vapeur d'eau par seconde par des geysers situés près du pôle Sud.

Cette vapeur d'eau s'accumule ensuite dans un gigantesque nuage dans le sillage d'Encelade qui prend l'apparence d'un pneu.

La lune orbite à environ 238 000 km de Saturne, soit une distance correspondant à quatre fois le rayon de Saturne. Ce nuage de vapeur d'eau a environ 50 000 km d'épaisseur.

Malgré sa taille impressionnante, le nuage n'avait pas été détecté à ce jour parce que la vapeur d'eau est transparente dans les longueurs d'onde de la lumière visible, mais pas dans celles de l'infrarouge que capte Herschel.

Le saviez-vous?

La présence d'eau dans la haute atmosphère de Saturne avait été détectée par les instruments du télescope spatial ISO (Infrared Space Observatory) de l'ASE pour la première fois en 1997. Les chercheurs en ignoraient la source.
Les simulations numériques réalisées à l'aide des observations du satellite Herschel permettent d'établir que de 3 % à 5 % de l'eau éjectée par Encelade tombe vers Saturne. Ce pourcentage suffit, selon les astronomes, à expliquer la présence d'eau dans la haute atmosphère de la deuxième plus grosse planète du système solaire.

Encelade devient ainsi, selon l'ASE, la seule lune du système solaire qui influe sur la composition chimique de sa planète.

Sonde JUNO

La Nasa prête à lancer la sonde Juno pour trouver "la recette des planètes"

WASHINGTON — La Nasa s'apprête à lancer la semaine prochaine la sonde d'exploration spatiale Juno vers Jupiter, afin de tenter de mieux comprendre comment s'est formée cette énorme planète gazeuse et, par extension, "quelle est la recette de fabrication des planètes".
La sonde propulsée par énergie solaire, d'un coût de 1,1 milliard de dollars, doit entamer le 5 août une odyssée de cinq ans vers la plus massive des planètes du système solaire.
Juno est la traduction anglaise de Junon qui, dans la mythologie romaine, est à la fois la femme et la soeur de Jupiter.
Avec sa flamboyante tache rouge et une masse dépassant celle de l'ensemble des autres planètes, Jupiter intrigue les astronomes car elle pourrait bien être la première à s'être formée dans le système solaire.
"Lorsque le Soleil a été formé, elle a récupéré la grande majorité des restes", résume Scott Bolton, principal scientifique du programme Juno et membre du Southwest Research Institute à San Antonio (Texas, sud).
"C'est pourquoi elle est très intéressante pour nous : si nous voulons remonter dans le temps et comprendre d'où nous venons et comment les planètes se sont formées, c'est Jupiter qui en détient le secret", souligne-t-il.
"Et donc, nous voulons connaître la liste des ingrédients. Ce que nous cherchons vraiment à faire, c'est découvrir la recette de fabrication des planètes", résume ce chercheur.
En 1989, la Nasa avait lancé la sonde Galileo, qui était entrée en orbite autour de Jupiter en 1995 et s'était désintégrée en plongeant dans la planète en 2003. D'autres engins spatiaux de la Nasa, comme Voyager 1 et 2, Ulysses et New Horizons ont aussi approché la cinquième planète en partant du Soleil.
Mais cette fois-ci, "nous allons aller plus près de Jupiter qu'aucun autre vaisseau spatial", a souligné Scott Bolton cette semaine devant la presse. "Nous serons seulement à 5.000 km au-dessus de la crête des nuages".
"Et nous plongerons également sous les ceintures de radiations (de Jupiter), ce qui est très important pour nous car elles constituent la région la plus dangereuse du système solaire, sauf si l'on voulait aller droit vers le Soleil lui-même", s'est-il réjoui.

Le voyage vers Jupiter ne se fera pas en ligne droite, a expliqué Jan Chodas, directrice du projet Juno au Jet Propulsion Laboratory de la Nasa à Pasadena (Californie).
"Nous la lançons de la Terre en août, nous contournons l'orbite de Mars, nous faisons deux grandes manoeuvres dans l'espace pour la mise à feu des moteurs", a-t-elle énuméré. Ensuite, Juno reviendra frôler la Terre en octobre 2013 avant de cingler vers Jupiter. Arrivée prévue: juillet 2016.
Juno utilisera une série d'instruments, dont certains fournis par l'Italie, la France et la Belgique dans le cadre d'un partenariat avec l'Agence spatiale européenne, pour étudier le fonctionnement de la planète et sonder ses entrailles.
Deux expériences clés consisteront à tenter d'évaluer la quantité d'eau que contient la planète et de déterminer si "elle a un noyau d'éléments lourds en son centre, ou si elle n'est composée que de gaz", a expliqué Scott Bolton.
Les scientifiques cherchent aussi à en savoir plus sur les champs magnétiques de Jupiter et sur sa tache rouge, lieu d'une tempête qui fait rage depuis plus de 300 ans.
Juno s'inscrit dans une série de missions d'étude du système solaire, a souligné Jim Green, directeur de la division de la Nasa consacrée à l'étude des planètes : la mission Grail doit être lancée vers la Lune en septembre, et le Mars Science Laboratory devrait démarrer en novembre.
"Ces missions sont conçues pour répondre à certaines des questions les plus complexes entourant la science des planètes : tout ce qui concerne nos origines et l'évolution du système solaire", a-t-il souligné.

Geysers d'Encelade

Une image de Saturne captée par la navette Cassini-Huygens en 2004.




La vapeur d'eau découverte dans la haute atmosphère de Saturne provient des geysers d'Encelade, une des lunes de la planète aux anneaux, a annoncé mardi l'Agence spatiale européenne (Esa), en s'appuyant sur des données fournies par le satellite Herschel.

L'identification de la source de la vapeur d'eau trouvée dans la haute atmosphère de Saturne «résoud un mystère vieux de 14 ans», relève l'Esa dans un communiqué.

Encelade, petite lune glacée ayant un rayon d'environ 500 km, expulse environ 250 kg de vapeur d'eau par seconde grâce à des geysers situés près du pôle Sud, dans une région que les astronomes ont baptisée «rayures de tigres» à cause des marques visibles à la surface.

Cette vapeur d'eau s'accumule en un gigantesque nuage en forme d'anneau (plus précisément de tore, comme un pneu) dans le sillage d'Encelade qui orbite à environ 238 000 km de Saturne, soit une distance correspondant à quatre fois le rayon de Saturne. Ce nuage de vapeur d'eau a environ 50 000 km d'épaisseur.

Malgré son énorme taille, il n'avait pas été détecté jusqu'à présent parce que la vapeur d'eau est transparente dans les longueurs d'onde de la lumière visible, mais pas dans celles de l'infrarouge que Herschel est destiné à capter.

La présence d'eau dans la haute atmosphère de Saturne avait été rapportée pour première fois en 1997, à la suite d'observations du télescope spatial ISO (Infrared Space Observatory) de l'Esa, sans qu'on en comprenne la source, rappelle l'agence européenne.

Seulement 3% à 5% de l'eau éjectée par Encelade tomberaient vers Saturne, selon des simulations numériques réalisées après les dernières observations du satellite Herschel. Cette petite fraction suffit à expliquer la présence d'eau dans la haute atmosphère de la planète.

Encelade est ainsi «la seule lune du système solaire connue pour influencer la composition chimique de sa planète», souligne l'Esa.

CASSINI-HUYGENS

La mission Cassini-Huygens est une mission spatiale automatique réalisée en collaboration par le Jet Propulsion Laboratory (JPL) (pour la NASA), l'Agence spatiale européenne (ESA) et l'Agence spatiale italienne (ASI). Son objectif est l'étude de la planète Saturne et de certains de ses satellites, dont Titan.
La sonde spatiale Cassini-Huygens, composée de la sonde Cassini et du module Huygens, s'est placée en orbite autour de Saturne en 2004. Huygens a atterri sur Titan en 2005.
Le nom de la mission fait référence à Giovanni Domenico Cassini, astronome italien du xviie siècle qui a découvert plusieurs anneaux de Saturne, et à Christian Huygens, astronome néerlandais du même siècle, qui a découvert Titan1.

Autre vue d'artiste de Cassini-Huygens en orbite autour de Saturne
La mission Cassini-Huygens est une mission conjointe de la NASA, de l'Agence spatiale européenne et de l'Agence spatiale italienne dont le but principal est d'explorer Saturne et ses satellites, en particulier Titan. L'idée de cette mission remonte à 1982. La durée totale initiale de la mission était de 11 ans, du lancement le 15 octobre 1997 jusqu'au 30 juin 2008. Elle a été étendue une première fois jusqu'en 20102, puis une seconde fois jusqu'en 2017, dans le but notamment d'étudier les changements saisonniers de l'atmosphère et des lunes de Saturne.
La sonde Cassini-Huygens est composée de l'orbiteur Cassini, équipé au total de 12 instruments, et de l'atterrisseur Huygens, équipé de 6 instruments. Le 1er juillet 2004, la sonde est entrée en orbite autour de Saturne et le 14 janvier 2005, le module Huygens s'est posé sur Titan.
La mission Cassini-Huygens a notamment déjà permis d'avoir les premières images détaillées de Phœbé, d'étudier en détails la structure des anneaux de Saturne, d'étudier Titan de manière approfondie et de découvrir une trentaine de nouvelles lunes de Saturne dont les tailles varient de 2,5 à 7 km, portant le nombre total de satellites saturniens à 60 (nombre connu au 15 juillet 2007). La sonde permit également de découvrir quelques nouveaux anneaux de Saturne et même autour de certains de ses satellites4.

GALILEO

Galileo



Caractéristiques
Organisation NASA
Masse 2380 kg
Lancement 18 octobre 1989
Lanceur Navette spatiale
Fin de mission 21 septembre 2003

Galileo dans le voisinage de Jupiter
Galileo était une sonde spatiale américaine, conçue par la NASA pour l'étude de la planète Jupiter et de ses lunes, lancée le 18 octobre 1989 à partir de la navette spatiale Atlantis. Elle porte le nom de l'astronome italien du xvie siècle Galilée, qui a découvert les quatre lunes les plus visibles de Jupiter, dites lunes galiléennes ou satellites galiléens.
La sonde est arrivée au voisinage de Jupiter le 7 décembre 1995 après un voyage de 6 ans, en s'aidant de la gravitation assistée (voir plus loin), ce qui permit dès le départ d'optimiser sa masse utile, d'autant plus qu'elle fut lancée à partir d'une navette et non du sol. La quantité de carburant ainsi emportée lui permit d'orbiter ensuite 35 fois autour de Jupiter sur 8 ans, beaucoup plus que les 11 orbites prévues à l'origine sur 2 ans, parcourant ainsi 4,6 milliards de kilomètres depuis son départ de la Terre. A chaque orbite, les propulseurs étaient mis en route depuis la Terre, durant un nombre de secondes très précis, pour s'assurer de l'orbite suivante (et donc différente de la précédente) qui allait lui faire survoler telle ou telle lune de Jupiter. La durée d'une telle mission est donc dépendante de la réserve de carburant de la sonde, mais aussi des économies réalisées dans leur usage parcimonieux en s'aidant, de manière optimale, de la gravitation de ces mêmes satellites.
Galileo a permis de prendre 14 000 images, elle a aussi réussi à révéler la présence d'un océan d'eau sous la surface gelée d'Europe, une des lunes galiléennes de Jupiter. D'autres sondes sont déjà passées par Jupiter, par exemple Voyager 1 et Voyager 2, mais Galileo s'y est intéressé de façon beaucoup plus approfondie. Ce fut également sa destination finale : elle a été volontairement désorbitée pour s'y désintégrer le 21 septembre 2003 à 19h49 GMT afin d'éviter le risque d'une contamination d'Europe par des bactéries terrestres. Europe est en effet un des endroits les plus prometteurs pour abriter de la vie extraterrestre dans son grand océan salé sous-glacien.

Le coeur de Jupiter

Le coeur de Jupiter au bout d'un rayon laser

Par Laurent Sacco, Futura-Sciences

Que se passe-t-il au centre des planètes géantes comme Jupiter et Saturne ? Pour le savoir, un groupe de physiciens américains a entrepris d’utiliser l'un des lasers les plus puissants du monde pour comprimer de l’hélium à des pressions un million de fois supérieure à celle de l’atmosphère terrestre.

Dans son roman 2010 Odyssée deux, Arthur Clarke reprenait en la généralisant une idée avancée par les physiciens Marvin Ross et Francis Ree du Lawrence Livermore National Laboratory (LLNL). Jupiter et Saturne avaient peut-être un cœur solide en diamant résultant des très hautes pressions régnant dans ces planètes géantes.

Aujourd’hui, un autre groupe de chercheurs du même laboratoire se lance lui aussi à l’assaut de la physique des hautes pressions régnant au cœur des géantes gazeuses, comme celles de notre système solaire ou celles des exoplanètes : les Jupiter chauds.

Jupiter est constitué majoritairement d’hydrogène moléculaire et d’hélium mais, comme l’avait prédit Eugène Wigner en 1935, on sait que l’hydrogène peut devenir métallique dans des conditions de pression et de température similaires à celles régnant au cœur de Jupiter. Le comportement de l’hélium, décrit par ce qu’on appelle son équation d’état dépendant de la température et de la pression, est moins bien connu. On s’attend à ce que ce dernier exhibe des propriétés intermédiaires entre celles d’un matériau condensé et celles d’un plasma.

Figure 1. Un modèle actuel de l'intérieur de Jupiter. Le cœur est sans doute rocheux mais entouré d'hydrogène solide et d'hélium liquide. La température y serait d'au moins 16.000 K au centre, soit plus du double de la température de surface du Soleil. Crédit : Lawrence Livermore National Laboratory
Du point de vue des théoriciens et des expérimentateurs du LLNL, un des laboratoires clé pour la mise au point des armes nucléaires et thermonucléaires américaines, l’exploration de cette physique, proche de celle régnant lors des explosions des bombes A et H, est plus que de la simple curiosité scientifique.

Reste que pour un planétologue ou un physicien du solide, ce qui doit se passer au cœur des géantes est vraiment fascinant. Les matériaux dans ces conditions de température et de pression élevées devraient avoir certaines propriétés rares, comme la superfluidité ou même la supraconductivité à haute température critique. En particulier, le processus de cristallisation de Wigner (les électrons formant un réseau cristallin) devrait s’y produire, le même que celui dont on pense qu’il intervient dans les naines blanches.

Figure 2. Cliquez pour agrandir. Explication dans le texte. Crédit : American Scientist
Dans des expériences précédentes, un échantillon d'hydrogène liquide était placé dans un container. Une explosion mettait en mouvement un piston qui comprimait de l'hydrogène gazeux afin de propulser un projectile à très grande vitesse sur l'échantillon d'hydrogène liquide (voir la figure 2). Une onde de choc se produisait alors dans ce dernier, créant pendant une fraction de seconde les conditions de pressions à l'intérieur de Jupiter, c'est-à-dire 77 Mbars.

Cent gigapascals avec un laser

Jon Eggert, Peter Celliers, Damien Hicks et Gilbert Collins, du LLNL, ont repris le principe de cette expérience en substituant à l'hydrogène liquide de l'hélium comprimé entre deux diamants artificiels. Le projectile, lui, a été remplacé par une impulsion laser, qui possède une force de compression similaire, émise par le laser Omega de l'Université de Rochester, utilisé depuis longtemps dans le cadre de la fusion contrôlée inertielle.

Figure 3. Une vue de l'échantillon d'hélium liquide avant la compression par le laser Omega. Le carré est un capteur en quartz utilisé pour mesurer la pression dans l'échantillon.
Crédit : Lawrence Livermore National Laboratory
Alors que les expériences avec projectile avaient permis de monter à 16 GPa (gigapascals), ici les 100 GPa ont été dépassés. Les chercheurs ont donc pu tester leurs prédictions pour le comportement de l’hélium, dépassant même la pression à l’intérieur de Jupiter. Ils ont découvert qu’à de telles pressions, l’hélium devenait conducteur.

Ils se préparent maintenant à explorer de nouvelles limites de l’équation d’état de l’hélium avec les lasers qui seront bientôt disponibles grâce au National Ignition Facility. Des chercheurs du CEA, en France, du Carnegie Geophysical Institute et de l’Université de Berkeley devraient être associés à cette aventure.

TRITON Satellite naturel de Neptune

Triton est le plus gros des 13 satellites naturels de la planète Neptune, et le 7ème par distance croissante à cette dernière. Il a été découvert le 10 octobre 1846 par l'astronome britannique William Lassell, 17 jours après la découverte de Neptune. Il a un diamètre d'un peu plus de 2 700 km, ce qui en fait le 7ème satellite naturel du système solaire par taille décroissante — et un astre plus gros que Pluton. C'est le seul gros satellite connu du système solaire orbitant dans le sens rétrograde, c'est-à-dire inverse au sens de rotation de sa planète ; tous les autres satellites dans ce cas sont de petits corps irréguliers de quelques centaines de kilomètres dans leur plus grande longueur. Cette caractéristique orbitale exclut que Triton ait pu se former initialement autour de Neptune, et sa composition similaire à celle de Pluton suggère qu'il s'agisse en réalité d'un objet issu de la ceinture de Kuiper capturé par Neptune3.
Triton orbite autour de Neptune en 5 jours et 21 heures sur une trajectoire quasiment circulaire ayant un demi grand-axe de 354 759 km4, une inclinaison de 156,865° (-23,135°) sur le plan de Laplace4 du système, et jusqu'à 129,6° (-50,4°) sur le plan orbital de sa planète5. Ceci lui confère des saisons très marquées tout au long de l'année neptunienne, longue de 164,79 années terrestres ; l'hémisphère sud a ainsi passé son solstice d'été en 20006 avec une inclinaison proche du maximum possible par rapport au Soleil, ce qui est à l'origine d'un réchauffement général de l'hémisphère sud depuis le passage de Voyager 2 le 25 août 1989.

Triton est un corps de masse volumique moyenne un peu supérieure à 2 g/cm3, constitué vraisemblablement d'un important noyau métallique et rocheux entouré d'un manteau de glace d'eau et d'une croûte d'azote gelé à environ 38 K (-235 °C) en surface7. Une atmosphère ténue apparentée à celle des comètes enveloppe le satellite à une pression d'environ 4 à 6,5 Pa8 selon des mesures récentes réalisées depuis la Terre, composée presque uniquement d'azote N2, avec des traces de monoxyde de carbone CO et de méthane CH4 ; du néon et de l'argon y sont certainement présents sans avoir pu y être quantifiés, n'excédant donc sans doute pas quelques pourcents du total. De l'hydrogène moléculaire H2 et atomique H• sont également présents dans la haute atmosphère en quantités significatives, résultant de la photolyse du méthane par les ultraviolets du rayonnement solaire.
Cette atmosphère est probablement issue de geysers dont les traces ont été observées sur la calotte polaire australe de Triton, l'un des rares satellites naturels connus pour avoir une activité géologique significative et assez récente, notamment sous la forme de cryovolcanisme. Ceci expliquerait l'âge très récent des terrains observés par la sonde Voyager 2 en été 1989, qui couvrent environ 40 % de la surface du satellite, où très peu de cratères d'impact ont été relevés, donnant à l'ensemble un âge n'excédant pas la centaine de millions d'années — soit une valeur très brève à l'échelle des temps géologiques.
Cet astre a été nommé d'après Triton, dieu marin fils de Poséidon dans la mythologie grecque, Poséidon étant lui-même assimilé au dieu Neptune de la mythologie romaine.

NEPTUNE ET TRITON

Satellites Naturels

Les satellites naturels de Saturne sont les corps qui sont en orbite autour de la planète Saturne, et précisément les cinquante trois dont l'existence est suffisamment confirmée pour qu'ils soient nommés individuellement et douze qui n'ont encore qu'une désignation temporaire1. Parmi ceux-ci, l'existence de trois satellites est particulièrement remise en question. Les satellites de Saturne ont une taille très variée. On y trouve des petites lunes de moins d'un kilomètre de diamètre, mais aussi Titan, plus grand que la planète Mercure. Parmi les satellites recensés, treize ont un diamètre de plus de 50 kilomètres.

Les deux satellites les plus notables de Saturne sont Titan, qui possède une atmosphère dense constituée principalement d'azote et des lacs d'hydrocarbures à sa surface, et Encelade, qui émet des geysers de gaz et de poussières, et pourrait contenir de l'eau liquide sous son pôle sud.

Vingt-quatre des lunes de Saturne sont des satellites réguliers. Ils ont une orbite prograde, presque circulaire, et peu inclinée par rapport au plan équatorial de la planète. Parmi ceux-ci, on trouve les sept satellites majeurs, les quatre satellites troyens qui ont une orbite commune à un satellite majeur, Hypérion qui orbite en résonance avec Titan et les trois petites lunes (Méthone, Anthée et Pallène) entre Mimas et Encelade qui constituent le groupe des Alkyonides. Les autres satellites réguliers (S/2009 S 1, Pan, Daphnis, Atlas, Prométhée, Pandore, Janus, Épiméthée, Égéon) sont situés dans les anneaux de Saturne, de l'anneau B (S/2009 S 1) à l'anneau G (Égéon). Les satellites réguliers sont généralement nommés suivant le nom des Titans ou d'autres personnages associés au dieu Saturne.

Les autres lunes sont toutes des satellites irréguliers. Leur orbite est plus éloignée de Saturne et fortement inclinée par rapport au plan équatorial de la planète. Ils ont tous une taille inférieure à 30 km, à l'exception de Phœbé, neuvième satellite de Saturne découvert à la fin du xixe siècle et Siarnaq (groupe inuit). Ces satellites sont probablement des objets capturés par Saturne, ou des fragments d'objets capturés. Ils sont classés en trois groupes selon leurs caractéristiques orbitales : le groupe inuit, le groupe nordique (auquel appartient Phœbé) et le groupe celte.
Les anneaux de Saturne sont constitués d'une multitude d'objets, dont la taille varie de quelques micromètres à quelques mètres. Chacun de ces objets suit sa propre orbite autour de la planète. Il n'existe pas de frontière précise entre les innombrables objets anonymes qui constituent ces anneaux et les objets plus grands qui ont été nommés. Le nombre exact de satellites de Saturne ne sera donc probablement jamais connu.

NEPTUNE ( Planète Gazeuse )

Neptune


Neptune est la première planète dont l’existence n’a pas été découverte par l’observation : elle a été prédite par calcul, à partir de la théorie de la gravitation universelle.

Evolution des nuages autour de la tache sombre de Neptune. Ces changements observés par Voyager 2 peuvent se produire en à peine quelques dizaines d'heures alors que la tache est de dimension équivalente à la Terre. Crédits : NASA

Elle ressemble à sa sœur jumelle, Uranus, tant par sa couleur bleue verdâtre que par ses dimensions, sa densité et sa structure. Elle dispose d'un noyau rocheux, d'un manteau glacé et d'une enveloppe gazeuse constituée d'hydrogène, d'hélium et de méthane dans les couches supérieures.

L'activité de son atmosphère est particulièrement surprenante, comme en témoignent les tâches à sa surface : vents violents (jusqu'à 1 000 km/h), présence de nombreux nuages, déplacements rapides de turbulences etc.

Les anneaux de Neptune vus par la sonde Voyager 2. Crédits : NASA

Neptune est entourée de 13 satellites très irréguliers et d'un système d'anneaux particuliers, appelés "arcs de Neptune", et curieusement incomplets.
L'année de la géante gazeuse la plus lointaine de la Terre est 164 fois plus longue que la nôtre. Depuis sa découverte en 1846, Neptune n'a donc pas encore effectué une révolution complète autour du Soleil, ce sera le cas en 2010.

 

Neptune
Etymologie : fils de Saturne et frère de Jupiter, Neptune est le Dieu de la Mer dans la mythologie romaine.
Découverte : en 1846, par l’astronome allemand Johann G. Galle d’après les calculs de U. Leverrier.
Signe particulier : en raison de l’orbite très irrégulière de Pluton, Neptune a été la planète la plus éloignée du Soleil entre 1979 et 1999.
Durée typique du voyage aller avec les techniques actuelles : 11 ans

 
                                           Position de Neptune dans le système solaire



2. L'exploration de Neptune


Les observations de la planète Uranus, à la fin du XVIIIème siècle, laissent les scientifiques perplexes : la planète ne se trouve pas là où elle devrait être ! Des écarts inexpliqués entre sa position réelle sur son orbite et celle déduite par la théorie suggèrent l'existence d'un astre inconnu, plus lointain, exerçant une force gravitationnelle perturbatrice.
En 1846, un astronome allemand observe pour la première fois la planète recherchée, cause de cette anomalie, à partir des calculs fait par Urbain Leverrier. Elle est baptisée Neptune.

Dernière étape de la sonde américaine Voyager 2, Neptune se révèlent véritablement en août 1989. C’est l’astre le plus lointain jamais visité par une sonde spatiale. Passant à seulement 5 000 km de ses nuages, la sonde découvre une autre "planète bleue", qui doit sa couleur à la présence de méthane absorbant les radiations rouges de la lumière solaire.

Les mesures enregistrées permettent de déterminer la taille, la masse, la composition, la température et la vitesse de rotation de la planète.

Voyager 2 permet également la découverte de 3 nouveaux anneaux et 6 satellites. Triton, le plus grand d’entre eux, est presque aussi gros que la Lune ; il apparaît comme un monde glacé entouré d’une faible atmosphère et présentant une importante activité géologique.

Aucune autre mission d’exploration de Neptune n’est prévue à ce jour.
 

Si vous étiez sur Neptune...
…vous ne pourriez pas respirer, en raison du faible taux d’oxygène et du fort taux de méthane
…vous ne pourriez voir ni le Soleil, ni les étoiles ni les satellites de Neptune à travers l’épaisse couverture nuageuse
…vous seriez balayés par des vents très violents allant jusqu’à 1 000 km/h
…vous auriez très froids, la température dans l’atmosphère avoisinant les – 200 °C.