Magazine Observatoire de Paris n°0 déc 04/jan-fév 2005
Magazine Observatoire de Paris n°0 déc 04/jan-fév 2005
  • Prix facial : gratuit

  • Parution : n°0 de déc 04/jan-fév 2005

  • Périodicité : trimestriel

  • Editeur : Observatoire de Paris

  • Format : (210 x 297) mm

  • Nombre de pages : 24

  • Taille du fichier PDF : 1,9 Mo

  • Dans ce numéro : au-delà de la Terre, exposition phare à l'Observatoire.

  • Prix de vente (PDF) : gratuit

Dans ce numéro...
< Pages précédentes
Pages : 12 - 13  |  Aller à la page   OK
Pages suivantes >
12 13
12 - ACTUALITÉS DES LABORATOIRES Atterrisseur Huygens. Maquette de l'atterrisseur Huygens (CNES) présentée dans le cadre de l'exposition « Au delà de la Terre », échelle un demi. I.B.-Observatoire de Paris Huygens probe. A model of Huygens probe (CNES) shown at the exhibition « Beyond the Earth », scale : one-half. Contact : Michel COMBES LESIA + 33 (0)1 40 51 22 10 michel.combes@obspm.fr HUYGENS A RENDEZ-VOUS AVEC TITAN ! HUYGENS RENDEZ-VOUS WITH TITAN ! Le jour de Noël, la sonde Huygens se détachera du vaisseau spatial Cassini. Et le 14 janvier, elle entrera dans l'atmosphère de Titan, grosse lune brumeuse de Saturne. Une étape très attendue au Laboratoire d'Études Spatiales et d'Instrumentation en Astrophysique (LESIA) de l'Observatoire de Paris. On Christmas Day 2004, the Huygens probe will separate from the Cassini spacecraft, and on 14 January 2005 it will enter the atmosphere of Titan, Saturn's large and cloudy moon. An event anxiously awaited by researchers at the Observatoire de Paris Space Studies and Instrumentation in Astrophysics Laboratory (LESIA). L'étude de Titan est l'un des principaux objectifs de la mission spatiale Cassini-Huygens. Ce gros satellite, presque aussi gros que Mars, possède une atmosphère épaisse (1,5 bar) dominée par l'azote moléculaire comme celle de la Terre. Elle contient du méthane, des hydrocarbures complexes, des nitriles qui sont des molécules contenant le radical CN et d'autres molécules organiques. Ces éléments constituent les bases possibles d'un développement d'une chimie prébiotique, malgré une basse température a priori peu favorable (-180°C). La nature de la surface reste inconnue. A cette température et à cette pression, le méthane devrait être liquide au sol. « Une planète possédant une atmosphère épaisse contenant des molécules organiques, pourvue de liquides à sa surface, ne peut que mobiliser l'intérêt des astronomes » remarque Michel Combes, astronome au LESIA. Le LESIA a poursuivi jusqu'à ce jour ses observations au sol par « optique adaptative » dans certaines fenêtres de l'infrarouge où l'atmosphère de Titan est transparente (Division of Planetary Science meeting, nov. 2004). Des observations en interférométrie millimétrique ont été menées afin de mesurer la vitesse des vents stratosphériques de Titan, paramètre important du comportement de Huygens durant sa descente (DPS meeting, nov. 2004). Depuis le 1er juillet, l'expédition est en orbite autour de Saturne. L'orbiteur Cassini, lors de ses survols de Titan, a permis l'acquisition de nombreuses données qui sont en cours d'analyse mais qui ont déjà conduit le LESIA à participer à 12 autres présentations lors de la récente assemblée annuelle du DPS de l'American Astronomical Society en novembre 2004. Le 15 janvier, la petite sonde Huygens de 350 kilos, dont 50 pour les expériences, pénètrera dans la haute atmosphère de Titan. Les mesures seront acquises durant les deux heures et demie de descente. « Et les chercheurs du LESIA attendent avec impatience, à partir du 15 janvier, les résultats des 3 expériences auxquelles le laboratoire a participé parmi les 6 de la sonde de descente Huygens : le spectro-imageur de descente DISR, l'instrument d'étude in situ de l'atmosphère HASI et les instruments d'étude de la surface SSP » précise Michel Combes. C'est donc tout un monde que les astronomes rêvent de découvrir à la mi-janvier. The study of Titan is one of the primary objectives of the Cassini-Huygens space mission. This moon, almost as large as Mars, possesses a thick atmosphere (1.5 bar) madeup mainly of molecular nitrogen, as that of the Earth's. It contains methane, complex hydrocarbons, nitriles -molecules containing the CN radical- and other organic molecules. These elements constitute the possible basis for the development of a prebiotic chemistry, despite a low, in principle unfavorable temperature (minus 180 degrees Celsius). The composition of its surface remains unknown. At such temperature and pressure, methane should be liquid at ground level. « A planet with a thick atmosphere containing organic molecules, and having liquids, on the ground, cannot fail to attract the interest of astronomers », observes Michel Combes, an astronomer at LESIA. LESIA has until now carried out its ground observations by « adaptive optics » on certain infrared windows where Titan's atmosphere is transparent (Division of Planetary Science meeting, November 2004). Observations on millimetric interferometer were performedin order to determine the velocity of Titan's stratospheric winds, an important parameter in Huygens behavior during its descent (DPS meeting, November 2004). The mission is in orbit around Saturn since 1st July. The Cassini orbiter, on its flights around Titan, provided a significant amount of data presently being analyzed but which already allowed LESIA to participate in 12 other presentations at the recent annual meeting of the American Astronomical Society's DPS in November 2004. On 15 January, the small, 350-kilogram (50 kg for experiments) Huygens probe will enter Titan's high atmosphere. The measurements will be taken during the two-and-a-half-hour descent. « And LESIA researchers willanxiously wait, from 15 January on, the results of the three experiments in which the laboratory has participated, out of the six to be performedby Huygens : the descent image spectroscope (DISR), an instrument to study the atmosphere on site (HASI), and the instruments for the study of the surface (SSP) », explains Michel Combes. It is therefore a whole world that astronomers dream of discovering in January. Ce sont les équipes du pôle planétologie du LESIA qui ont travaillé à la réalisation de l'exposition « Au delà de la Terre » actuellement présentée à l'Observatoire de Paris. The teams of the pole planetology (LESIA) are the main contributors to the organization of the exhibition « Beyond the Earth », currently presented at the Observatoire de Paris.
DES CYCLES GLACIAIRES INTENSES SUR MARS SEVERE ICE AGES ON MARS La planète rouge est au cœur d'une vaste vague d'exploration spatiale. Elle fascine. Et d'immenses nappes de glace d'eau entourent ses pôles... Les chercheurs de l'Institut de Mécanique Céleste et de Calcul des Éphémérides (IMCCE), au sein de l'Observatoire de Paris, y voient le signe de cycles glaciaires intenses liés à des variations d'obliquité. The red planet is at the center of a vast wave of space explorations. It is a fascinating place, with huge ice layers covering its poles... Scientists at the Celestial Mechanics and Ephemerides Calculation Institute (IMCCE), at the Observatoire de Paris, interpret this as a sign of intense ice ages linked to changes in the polar axis inclination. Depuis 1996 et 2001, les sondes spatiales Mars Global Surveyor et Odyssey ont ravivé l'intérêt en faveur de l'étude de la glace martienne : la glace d'eau se concentre avec une teneur de 70 à 100% depuis les hautes latitudes (60°) jusqu'aux pôles dans les deux premiers mètres de la surface. Pour autant, son origine demeure mal élucidée. Un demi millimètre de givre se dépose en hiver dans ces régions. Mais il se volatilise aussitôt la fin du printemps… L'équipe de l'Institut de Mécanique Céleste et de Calcul des Éphémérides de l'Observatoire de Paris, en collaboration avec des climatologues de l'Institut Pierre Simon- Laplace, a étudié l'évolution de la glace de Mars lors des fortes variations de son obliquité (ou « inclinaison de l'axe des pôles »). « Lorsque l'inclinaison croît autour de 35°, l'insolation estivale augmente et la calotte polaire nord devient instable », expliquent Benjamin Levrard et Jacques Laskar de l'IMCCE. « Les glaces s'accumulent alors principalement sur les sommets équatoriaux du dôme de Tharsis, Arsia, Pavonis, Ascraeus ou Olympus Montes ». Va-et-vient glacial et chaotique Que l'obliquité décline - actuellement à 25° - et la glace équatoriale se volatilise de nouveau. Elle part se redéposer dans les hautes latitudes et les pôles martiens, en accord avec les observations de Mars Odyssey. Ce qui signe un âge glaciaire intense. Si de la glace est bel et bien présente dans le sous-sol, les radars à bord de Mars Express et de Mars Reconnaissance Orbiter devraient la détecter jusqu'à des centaines de mètres de profondeur. La Terre subit aussi de très lentes variations de son orbite et de son orientation. Depuis 1941, cette théorie du Serbe Milutin Milankovitch explique la succession des âges glaciaires. Pour Mars, le phénomène est plus chaotique. Durant les derniers 4 millions d'années, l'obliquité aurait oscillé autour de 25°. Il y a 5 millions d'années, elle était plutôt centrée sur 35°. FIG.2 Since 1996 and 2001, the Mars Global Surveyor and Odyssey space probes have rekindled interest in the study of Martian ice : water ice, with a concentration of 70 to 100 per cent, is found from the high latitudes (60 degrees) to the poles, within two meters from the surface. And yet, its origin is a mystery. A frost half-a-millimeter thick covers those regions in winter, but it evaporates at the end of spring… The Celestial Mechanics and Ephemerides Calculation Institute at the Observatoire de Paris, in collaboration with climatologists from the Pierre-Simon-Laplace Institute, studied the evolution of Martian ice during strong variations of obliquity (the « polar axis inclination »). « When the inclination increases to about 35 degrees, summer insolation also increases and the northern polar cap becomes unstable », explain Benjamin Levrard and Jacques Laskar from the IMCCE. « Ice then accumulates, mainly on the equatorial summits of the Tharsis, Arsia, Pavonis, Ascraeus or Olympus Montes dome ». Glacial and chaotic back-and-forth As soon as the obliquity decreasesit is presently 25 degrees the equatorial ice evaporates again and reappears at high altitudes and at the Martian poles, according to the Mars Odyssey observations. This indicates a severe ice age. If ice is actually present in the Martian soil, the radars on Mars Express and Mars Reconnaissance Orbiter should be able to detect itup to hundreds of meters underground. The Earth also experiences very slow changes in its orbit and orientation. Since 1941, this theory, due to the Serbian scientist Milutin Milankovitch, explains the series of ice ages. On Mars, the phenomenon is more chaotic. In the past 4 million years, the obliquity would have been about 25 degrees. Five million years ago, on the other hand, it was rather near 35 degrees. ACTUALITÉS DES LABORATOIRES - 13 FIG.1 Contact : Jacques LASKAR IMCCE + 33 (0)1 40 51 21 14 jacques.laskar@imcce.fr Figure 1 Cycles glaciaires sur Mars L'angle entre les flèches blanches et la ligne pointillée repère l'inclinaison de l'axe des pôles. Dans les périodes de haute obliquité, la calotte nord devient instable et perd chaque année quelques centimètres de glace. Celle-ci se dépose dans les régions équatoriales puis revient dans les hautes latitudes et aux pôles durant les phases de plus basse obliquité. ASD/IMCCE/CNRS/Brown U./Nasa/JPL Martian ice ages The angle between the white arrows and the dotted line indicates the inclination of the polar axis. During periods of high obliquity, the northern ice cap becomes unstable and loses each year a few centimeters of ice. This ice accumulates in the equatorial regions and returns to the high latitudes and the poles during periods of lowest obliquity. Figure 2 La carte de « l'eau » martienne Cette carte réalisée par le spectromètre gamma de Mars Odyssey montre la concentration en élément hydrogène et, donc, de « l'eau » martienne. Les régions polaires nord et sud sont riches en glace. Elles apparaissent en bleu et violet. Plus de 50% du sol en volume y est constitué d'eau gelée. Les zones équatoriales, en rouge et jaune, sont « sèches », sauf Arabia Terra (au centre) et Apollineris (à gauche et à droite). Nasa/JPL/UA Martian « water » map This map, obtained with Mars Odyssey's gamma spectrometer, shows hydrogen concentration, that is, Martian « water ». The northern and southern polar regions are rich in ice. They appear in blue and purple. More than 50 per cent (in volume) of the soil is madeup of frozen water. The equatorial regions, in red and yellow, are « dry », except Arabia Terra (center) and Apollineris (left and right).



Autres parutions de ce magazine  voir tous les numéros


Liens vers cette page
Couverture seule :


Couverture avec texte parution au-dessus :


Couverture avec texte parution en dessous :