Le final de Rosetta est fixé au 30 septembre


“Nous essayons de faire le plus d’observations possible avant que la sonde ne soit à court d’énergie solaire,” explique Matt Taylor, le scientifique du projet Rosetta de l’ESA. « Le 30 septembre marquera la fin des opérations de la sonde, mais le début d’une phase pendant laquelle toute l’attention des équipes sera consacrée à la science. La science est le but premier de Rosetta, et nous avons devant nous des années de travail à analyser les données de manière approfondie. »

Les discussions sont toujours en cours entre les opérateurs de la sonde et les scientifiques pour décider de la région d’impact de Rosetta, et ils étudient les arguments pour ou contre chaque cible ainsi que les différentes trajectoires.

De manière générale, l’impact devrait se produire à environ 50 cm/s, soit environ la moitié de la vitesse d’impact de Philae en novembre 2014.

Des instructions seront téléchargées pendant les jours qui précédent afin de s’assurer que l’émetteur, les unités de contrôle de l’attitude et de l’orbite et les instruments soient éteints au moment de l’impact, conformément aux règles en vigueur pour l’élimination des engins spatiaux. 

 “C’est le défi ultime pour nos équipes et notre sonde, et ce sera une manière très appropriée de conclure cette mission, qui est à la fois incroyable et réussie,” ajoute Patrick Martin, responsable de la mission Rosetta de l’ESA.

Article source: http://www.esa.int/ESA_in_your_country/France/Le_final_de_Rosetta_est_fixe_au_30_septembre

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Du fer comprimé par laser pour comprendre le champ magnétique des planètes

Le champ magnétique des planètes telluriques dépend des propriétés à haute pression et température des matériaux qui composent leur noyau. Le comportement du fer, qui compose majoritairement le noyau de la Terre, est largement étudié par différentes techniques. Pour s’approcher encore plus près des conditions réelles de pression et de température extrêmes, une équipe1 de chercheurs français, japonais et britanniques a proposé une nouvelle approche expérimentale couplant diffraction X et compression par onde de choc créée à l’aide d’un laser de puissance. Les principaux laboratoires français impliqués sont le Laboratoire pour l’utilisation des lasers intenses (LULI : CEA / CNRS / Ecole Polytechnique / Université Pierre et Marie Curie) et l’Institut de Minéralogie, de Physique des Matériaux et de Cosmochimie (IMPMC : CNRS / IRD / MNHN / Université Pierre et Marie Curie). Ces travaux sont publiés dans la revue PNAS (Proceedings of the National Academy of Sciences).


Vue de l’intérieur de la chambre expérimentale sous vide avant irradiation avec le laser de puissance.
Crédit : Norimasa Ozaki / Osaka University

A l’intérieur de notre planète, les conditions de pression et de température sont telles que son cœur, composé majoritairement de fer, est constitué à la fois d’une enveloppe liquide et d’une graine solide. La connaissance de cette structure s’avère importante puisque la couche liquide conductrice et convective, par effet dynamo associé à la rotation de la Terre et à la dissipation de chaleur d’origine interne, est la source du champ magnétique terrestre. Son existence a été déduite d’études sismologiques, qui ont permis de révéler certaines caractéristiques importantes du noyau terrestre, telles que sa densité et ses propriétés élastiques. Cependant, ces méthodes ne donnent pas accès à la température, qui est un paramètre capital pour certains processus comme le flux de chaleur entre le noyau et le manteau profond, le taux de recristallisation de la graine, l’entretien de la géodynamo… La chaleur provenant du noyau est essentielle car elle influence la nature des mouvements convectifs dans le manteau, responsables de la tectonique des plaques et permet d’entretenir le champ magnétique terrestre.

C’est pourquoi, depuis plus de vingt ans, de nombreux travaux, aussi bien expérimentaux que théoriques, ont tenté de déterminer la structure cristalline du fer ainsi que sa courbe de fusion à des pressions typiques du cœur terrestre, afin notamment de déterminer précisément la température de  la frontière entre la graine solide et le noyau externe liquide. Cependant, les résultats de ces études, qui ont en général été réalisées par compression à l’aide d’enclumes à cellules de diamant sur des installations synchrotron sont en désaccord entre elles. De plus, les pressions et températures atteignables par de telles techniques de compression, dites statiques, sont limitées. Par conséquent, les données sur le diagramme de phase du fer apparaissent aujourd’hui contradictoires dès que la pression dépasse le mégabar.

Afin d’améliorer notre connaissance de ce diagramme de phase tout en ayant accès à des conditions de pression et de température du fer encore plus extrêmes et plus proches des conditions terrestres réelles, une solution consiste à utiliser un autre moyen expérimental, appelé compression dynamique. Dans ce cas, le matériau est à la fois comprimé et chauffé par une onde de choc, qui peut être initiée à l’aide d’un laser de puissance. C’est l’idée qui a été défendue par une équipe composée de chercheurs du LULI et de l’IMPMC, associés à des japonais et britanniques. Leurs expériences ont été réalisées à la fois sur les installations laser GEKKO XII de l’Université d’Osaka et LULI2000 de l’Ecole Polytechnique. Grâce à un dispositif expérimental inédit qui a permis, entre autre, de collecter pour la première fois du signal diffracté par le fer hautement comprimé pendant le temps très court (1 nanoseconde = 1 milliardième de seconde), les chercheurs ont réussi à observer du fer solide dans sa phase dite « hcp » (hexagonal closed packed, empilement atomique hexagonal compact) à des pressions supérieures à 1,7 mégabar (1 million 700 mille fois la pression atmosphérique) et des températures de 4150 degrés (K) dans une région du diagramme de phase encore quasiment inexplorée.

En plus de démontrer la faisabilité de telles expériences et de confirmer la pertinence de l’utilisation de la compression par laser pour étudier les intérieurs planétaires, cette étude a permis d’obtenir la structure du fer hautement comprimé juste avant sa fusion et de valider ou à l’inverse d’infirmer les précédentes études contradictoires.

Dynamic X-ray diffraction observation of shocked solid iron up to 170 GPa
A. Denoeud, N. Osaki, A. Benuzzi-Mounaix, H. Uranishi, Y. Kondo, R. Kodama, E. Brambrink, A. Ravasio, M. Bocoum, J.-M. Boudenne, M. Harmand, F. Guyot, S. Mazevet, D. Riley, M. Makita, T. Sano, Y. Sakawa, Y. Inubushi, G. Gregori, M. Koenig and G. Morard
Proc. Natl. Acad. Sci. USA :
http://www.pnas.org/cgi/doi/10.1073/pnas.1512127113

Contact(s):

  • Adrien Denoeud, LULI (CEA / CNRS / Ecole Polytechnique / UPMC / Univ Paris Sud)
    adrien [dot] denoeud [at] polytechnique [dot] edu
  • Guillaume Morard, IMPMC (CNRS / IRD / MNHN / UPMC)
    Guillaume [dot] Morard [at] impmc [dot] jussieu [dot] fr, 0144276247

Article source: http://feedproxy.google.com/~r/INSU/~3/au4XyRWsZGg/5903

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Hubble financé par la NASA jusqu’en 2021

Lancé en 1990 avec la navette spatiale Discovery, Hubble a révolutionné l’astronomie. Collaboration entre la NASA et l’Agence Spatiale Européenne (ESA), le télescope spatial est même devenu l’un des instruments scientifiques les plus productifs au monde avec des milliers de publications scientifiques à son actif.

Hubble financé jusqu’en 2021

L’observatoire orbital perché à 590 km d’altitude a déjà fonctionné plus longtemps que prévu, grâce notamment à des missions dites de service durant lesquelles l’équipage d’une navette spatiale procède à l’entretien nécessaire et lui change ses instruments au profit de nouveaux plus performants.

Hubble - Kiso 5639

Cette observation d’Hubble, publiée le 28 juin, montre la galaxie naine Kiso 5639 située à 83 millions d’années-lumière de nous. La résolution du télescope spatial montre que Kiso 5639 est le siège d’une intense activité de formation d’étoiles (couleur rouge).
NASA, ESA, and D. Elmegreen (Vassar College)

En 2009, la navette spatiale Atlantis (vol STS-125) effectua avec 7 astronautes la dernière mission de service. Le but était d’installer de nouveaux instruments comme à l’habitude, mais aussi de remplacer les équipements sensibles afin d’offrir au télescope spatial une fin de vie opérationnelle la plus longue possible.
Ci-dessous, une vidéo NASA sur la mission STS-125.

L’agence américaine est visiblement satisfaite puisqu’elle a précisé que «Hubble est meilleur que jamais» et qu’il devrait continuer à fonctionner dans les années 2020. Le 23 juin, la NASA a du coup annoncé qu’elle étendait le contrat par lequel elle confie au Space Telescope Science Institute situé dans le Maryland la gestion d’Hubble. Ce sont 2,03 milliards de dollars qui sont ainsi budgétisés pour une période allant du 1er juillet 2016 au 30 juin 2021.

Hubble - Neptune

Le 16 mai 2016, Hubble a observé un niveau vortex sombre sur Neptune. Il s’agit là d’un anticyclone de 4 000 km de large où l’atmosphère gazeuse de la planète se transforme en cristaux glacés de méthane.
Crédit : NASA, ESA, and M.H. Wong (UC Berkeley)

Article source: http://www.cite-espace.com/actualites-spatiales/hubble-nasa-2021/

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Internet et satellite

28 juin 2016

Les joueurs de l’équipe de football de Cuneo en Italie n’ont pas l’habitude d’avoir un large public.

Mais grâce aux caractéristiques de communication par satellite, même un petit club comme celui-ci, situé dans le nord-ouest de l’Italie, a pu retransmettre en direct ses matchs via un service Internet qui repose sur le satellite. 

Le projet «pilote» a été développé et testé cette saison dans la Lega Pro, la troisième division italienne, par un consortium avec le soutien de l’Agence spatiale européenne. La même technologie a également été utilisée pour retransmettre des matches de volley-ball.

« C’est positif, c’est un avantage pour un championnat comme la Lega Pro, qui n’a pas les moyens d’un championnat de série A ou B ou d’une Ligue des Champions souligne Simona Ragusa, marketing manager du club de Cuneo. C’est une opportunité pour notre championnat  et pour le club de Cuneo d’avoir plus de visibilité, en particulier sur le territoire. » 

Autre possibilité intéressante: atteindre de nouveaux supporters qui peuvent profiter des matches grâce à la connexion satellite-internet. 

« Les supporters ne sont pas aussi nombreux que dans les autres championnats dit Simona Ragusa, donc ceux qui ne viennent généralement pas au stade ont ainsi la possibilité de voir les matchs à la maison ou sur un téléphone portable. » 

Les images transmises par satellites sont réceptionnées par ces paraboles géantes installées dans un téléport géré par Eutelsat comme à Rambouillet en France. 

« Nous recevons ici les signaux en provenance des satellites depuis les terminaux installés dans différents endroits en Europe explique Cristiano Benzi, responsable des événements TV pour l’Italie chez Eutelsat. Puis, grâce à notre réseau de fibre optique, nous les distribuons sur internet. » 

Les images des matches de la Lega Pro italienne ont été distribuées via une chaîne en web-streaming appelée Sportube. 

Les satellites de diffusion fonctionnent principalement dans les fréquences de la bande Ka. Avantages: une bande passante plus large qui supporte des débits de transmission plus élevés. 

« La bande-passante de diffusion est notre préoccupation quotidienne indique Cristiano Benzi. On peut la comparer à l’écoulement de l’eau du robinet. Un faible débit d’eau correspond à une faible bande passante, un débit d’eau plus élevé correspond à une bande plus large. L’ information que nous envoyons aux satellites est convertie en bits, qui est l’élément de base de l’information. Un appel téléphonique nécessite quelques milliers de bits par seconde, alors que les images de télévision en haute définition, ou des images de sport qui sont extrêmement plus complexes, nécessitent des millions, parfois des milliards de bits par seconde. » 

Outre la transmission d’images TV, le haut débit par satellite est également utilisé pour la connexion internet. En Europe, il y a encore des régions qui n’ont pas accès à l’internet terrestre. 

« Pourquoi internet par satellite? Le gros avantage c’est qu’il suffit simplement d’avoir un décodeur,ce qui est très économique, que vous pouvez installer n’importe où pour avoir une connexion internet de type ADSL et qui permet de faire tout ce qu’on fait habituellement à la maison. Le grand avantage du satellite c’est la couverture, car le signal satellite arrive partout » souligne Cristiano Benzi.

Ces caractéristiques reposent sur des satellites géostationnaires, qui sont en mesure de garder une vue constante sur une zone spécifique de la Terre à partir de leur orbite spatiale au-dessus de l’Equateur.

Les explications de Jean Luc Deroudilhe, PDG de la filiale d’Eutelsat, Fransat: « Par exemple on peut prendre l’image du ballon qui représente la Terre et du satellite qui est à 36000km. La Terre tourne sur elle-même et le satellite va tourner à la même vitesse que la Terre et de ce fait, depuis la Terre on aura toujours la même visibilité sur le satellite. » 

Prochaine étape: la TV Ultra HD ou 4 K, soit 4 fois le Full HD en termes de résolution. Résultat:  une image largement plus précise et détaillée, comme celles du cinéma. 

« L’ultra haute définition c’est la nouvelle norme de la télévision de demain » dit Jean Luc Deroudilhe. « C’est encore davantage que la haute définition, c’est quatre fois plus de pixels que la haute définition, c’est huit millions de pixels, mais c’est aussi des meilleurs pixels. » 

Grâce à la progression constante de l’industrie de la transmission par satellite, dans un proche avenir, regarder une rencontre sportive se vivra comme une expérience d’immersion totale. 

« On projette aujourd’hui la possibilité de pouvoir démultiplier le nombre de caméras, les points de captation des images, et en l’occurrence sur les joueurs explique Jean Luc Deroudilhe ; on pourra, à travers des caméras qui seront installées sur les maillots des joueurs, par exemple, évoluer dans le match, pas avoir une vision du match mais être dans le match et pouvoir ainsi multiplier les points d’expérience, les manières de voir et de vivre un instant sportif. » 

De petits clubs tels que Cuneo devront encore attendre avant de pouvoir profiter de cette révolution. Mais l’utilisation de l’internet par satellite pour couvrir les événements sportifs mineurs attire un nouveau public. 

Article source: http://www.esa.int/ESA_in_your_country/France/Internet_et_satellite

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La Chine inaugure le centre spatial de Wenchang

L’île d’Hainan est la province la plus au sud de la Chine. En 2007, les travaux de construction d’un centre spatial, le Wenchang Satellite Launch Center (WSLC), y ont débuté avec pour objectif d’accueillir les lanceurs de nouvelle génération CZ-7 et CZ-5 appelés à jouer un rôle important, y compris pour les vols habités. Ce 25 juin, l’envol du premier CZ-7 inaugura avec succès la phase opérationnelle du WSLC.

Une nouvelle génération de lanceurs chinois

La Chine spatiale prépare son avenir et celui-ci passe par une nouvelle génération de lanceurs. La famille Chang Zhen (Longue Marche en chinois) actuelle utilise des ergols dont l’efficacité est prouvée, mais qui sont toxiques (avec de l’hydrazine comme le Proton russe). Avec le trio CZ-6, CZ-7 et CZ5, les ingénieurs chinois emploient essentiellement des propulseurs consommant du kérosène et de l’oxygène liquide. Le 20 septembre 2015, le premier vol du petit lanceur CZ-6 donnait le coup d’envoi de cette nouvelle génération depuis la base de Taiyuan.

Le lanceur CZ-7 à Wenchang avant son envol. Crédit : CMSE

Le lanceur CZ-7 à Wenchang avant son envol.
Crédit : CMSE

Plus lourds, les lanceurs CZ-7 et CZ-5 (et c’est le CZ-5 qui est le plus puissant malgré ce que peuvent laisser penser les chiffres) ont été conçus pour être lancés depuis le nouveau port spatial de Wenchang sur l’île d’Hainan.
Le 25 juin, le CZ-7 réalisait avec succès tous les objectifs de son vol inaugural (vidéo du décollage ci-dessous).

Le CZ-7 peut placer 13,5 tonnes sur orbite basse et 5,5 tonnes sur orbite de transfert géostationnaire (2 fois moins qu’Ariane 5).

Un nouveau vaisseau habité pour la Lune ?

Mais le vol du 25 juin ne consistait pas seulement en la double inauguration du CZ-7 et du Wenchang Satellite Launch Center. La version améliorée de l’étage supérieur Yuanzheng 1 qui se distingue par 1A a ainsi été testée sur orbite : il peut se rallumer 9 fois au lieu de 2. Pour les spécialistes, cette capacité est essentielle en vue de mener des missions vers la Lune ou Mars. Notons que le CZ-7 est appelé à remplacer le CZ-2F employé pour les vols habités chinois. De plus, le CZ-7 du 25 juin emportait une capsule qui est revenue avec succès sur Terre le 26. Pour beaucoup, il s’agit ni plus ni moins du prototype en modèle réduit du nouveau vaisseau spatial habité chinois. Cet engin succéderait à l’actuel Shenzhou dans le cadre des vols vers la station chinoise modulaire annoncée pour 2020 et éventuellement pour des missions habitées sur la Lune.

CZ-7 / Chine

La capsule lancée avec le CZ-7 récupérée au sol après son atterrissage dans le désert de Badain Jaran au nord de la Chine.
Crédit : DR

Les officiels chinois ont toujours maintenu une savante ambiguïté quant à leurs réelles intentions lunaires, soulignant l’importance de leur programme robotique déjà couronné de succès et laissant toutefois filtrer des déclarations sur un volet habité. Cependant, force est de constater que le pays se dote de plus en plus d’outils spatiaux susceptibles de servir à envoyer des taïkonautes fouler le sol sélène si jamais un tel programme devient une réalité officielle.
Pour revenir à la nouvelle génération de lanceurs, après CZ-6 et CZ-7, le Wenchang Satellite Launch Center verra prochainement (en septembre ?) le vol inaugural du CZ-5 qui, dans sa version la plus puissante, pourra placer plus de 20 tonnes sur orbite basse et 11 tonnes en orbite de transfert géostationnaire soit l’équivalent d’Ariane 5.

Article source: http://www.cite-espace.com/actualites-spatiales/chine-inaugure-centre-spatial-wenchang/

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Un nouveau mode de formation du gypse

Une collaboration internationale(1) comprenant des chercheurs de l’Institut des sciences de la Terre (ISTerre/OSUG, CNRS / UGA / IRD / IFSTTAR / Université de Savoie) a mis en évidence un mode de formation complexe du gypse s’effectuant en quatre étapes. Les chercheurs envisagent d’ores et déjà de nouveaux procédés de fabrication du plâtre de Paris, moins coûteux en énergie.

Le sulfate de calcium, présent sous forme de gypse, de bassanite ou d’anhydrite selon le degré d’hydratation, est un composé d’intérêt majeur en sciences de la Terre et d’un point de vue industriel. Le gypse, formé en contexte évaporitique, est bien connu en tectonique pour son rôle de couche ductile. La forme partiellement hydratée (bassanite), hautement réactive, est le principal précurseur du plâtre de Paris utilisé pour fabriquer nos cloisons (1.6 milliards de m2/an en Europe).



Des chercheurs d’une collaboration internationale viennent de mettre en évidence, à l’aide de la technique de diffusion des rayons X sur synchrotron, in situ et résolu en temps, un mode de formation du gypse complexe, en plusieurs étapes, et donc très éloigné du modèle simple de précipitation de sels à partir d’une solution que l’on trouve dans les livres de minéralogie générale.
Les chercheurs proposent en effet un processus de formation en quatre étapes. Au début, des particules de taille inférieure à 3 nanomètres se forment. Ces premières briques s’agrègent ensuite en composés mésoscopiques, lesquels s’assemblent à leur tour selon une configuration qui dépend de la structure des premières briques pour finalement former les cristaux macroscopiques. Ce processus montre l’importance des toutes premières étapes de la réaction, qui conditionnent la structure de la phase finale.

Ces résultats permettent d’envisager de nouveaux procédés offrant la possibilité de contrôler ou orienter la cristallisation vers une phase donnée et ainsi de réduire l’empreinte carbone de la production. On pourrait par exemple envisager de produire la bassanite, obtenue actuellement par un procédé industriel très couteux en énergie, en bloquant la réaction au stade précoce des nano-cristaux.
Par ailleurs, la compréhension des processus de nucléation et croissance cristalline des sulfates de calcium fournit des éléments nouveaux pour comprendre et prédire leur formation en conditions naturelles, sur la Terre et sur d’autres planètes comme Mars.

Stawski, T.M., van Driessche, A.E.S., Ossorio, M., Rodriguez-Blanco, J.D., Besselink, R., Benning, L.G., 2016. Formation of calcium sulfate through the aggregation of sub-3 nanometre primary species. Nature Communications 7, 11177

Contact(s):

  • Alexander van Driessche, ISTerre/OSUG
    alexander [dot] van-driessche [at] ujf-grenoble [dot] fr, 04 76 63 51 26

Article source: http://feedproxy.google.com/~r/INSU/~3/Kgf-VPm8Y_g/5891

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Vers un Brexit spatial ?

Avec 51,9 % de vote en faveur du Brexit et une participation de 72,2 %, le référendum organisé au Royaume-Uni signe la sortie de ce pays de l’Union Européenne. «Les Britanniques ont pris une décision claire», a reconnu le premier ministre du Royaume-Uni, David Cameron, qui s’était engagé en faveur du «remain», à savoir le maintien.
Le Royaume-Uni est aussi un acteur important du spatial européen. Quelles conséquences peuvent découler de ce Brexit ?

L’ESA et l’Union Européenne : séparation et rapprochement

On pense bien évidemment à l’Agence Spatiale Européenne (ESA). Toutefois, le Royaume-Uni, membre fondateur de l’agence en 1975, gardera sa place. Il n’y a aucune raison qu’il en soit autrement car l’ESA n’est pas une institution de l’Union Européenne. En effet, son existence résulte d’un accord intergouvernemental entre ses États membres. On notera d’ailleurs que des pays de l’Union Européenne ne sont pas membres de l’ESA et que certains États membres de l’ESA ne font pas partie de l’Union Européenne (comme la Suisse et la Norvège… et bientôt le Royaume-Uni !).

ESA

Réunion ministérielle des États membres de l’ESA au Luxembourg en décembre 2014. Les ministres des pays membres de l’agence qui sont concernés par les activités spatiales prennent alors des décisions qui forgent les programmes à venir. La prochaine réunion de ce niveau est prévue pour décembre 2016.
Crédit : ESA/Stéphane Corvaja

Néanmoins, si l’ESA et l’Union Européenne sont deux institutions séparées, elles n’en sont pas moins rapprochées. Depuis plusieurs années, les liens se sont même très franchement resserrés avec la volonté de voir les pays de l’Union Européenne adhérer à l’ESA. Le site de l’ESA édicte ainsi les relations qu’elle entretient avec l’Union Européenn (UE) : «L’ESA est une organisation entièrement indépendante bien qu’elle entretienne des relations étroites avec l’UE en vertu d’un accord-cadre conclu entre les deux organisations. L’ESA et l’UE partagent une même stratégie européenne pour l’espace et élaborent ensemble une politique spatiale européenne».
Cette dernière phrase se traduit très concrètement par le fait que la Commission Européenne (organe exécutif de l’Union Européenne) participe à hauteur de 1 milliard d’euros au budget annuel de l’agence (les pays membres versent collectivement 3,2 milliards d’euros, chiffres de 2015). Il faut dire que l’ESA est le mandataire de la Commission pour la mise en œuvre au niveau spatial du GPS européen Galileo et du programme Copernicus de surveillance de la Terre via les satellites de la famille Sentinel.

Le Brexit spatial devrait rester limité

Côté ESA, le Brexit n’a donc pas de conséquences juridiques sur le statut d’État membre du Royaume-Uni. Le magazine en ligne Aerospatium estimait même dans son numéro 11 du 10 juin que «vu du secteur spatial, un Brexit pourrait largement faire figure de non-événement». En revanche, sur le plan économique et industriel, la sortie de l’Union Européenne aura plus d’effets. Or il ne faut pas oublier que les industriels spatiaux européens majeurs (comme Airbus Defence Space et Thales Alenia Space pour ne citer qu’eux) sont aujourd’hui répartis dans plusieurs pays d’Europe, donc avec des centres de production et/ou de recherche au Royaume-Uni. De plus, sur le plan de la recherche scientifique, le Royaume-Uni ne recevra plus les aides venues de l’Union Européenne une fois la sortie actée, réalité qui avait poussé les chercheurs britanniques à s’engager en faveur du maintien de leur pays.

Timothy Peake peu après son retour d’une mission de 186 jours à bord de l’ISS le 18 juin dernier. Il s’agit du premier astronaute britannique de l’Agence Spatiale Européenne. Crédit : ESA/Stéphane Corvaja

Timothy Peake peu après son retour d’une mission de 186 jours à bord de l’ISS le 18 juin dernier. Il s’agit du premier astronaute britannique de l’Agence Spatiale Européenne.
Crédit : ESA/Stéphane Corvaja

Article source: http://www.cite-espace.com/actualites-spatiales/brexit-spatial/

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Peut-on deviner les montagnes à travers les nuages de Vénus ?

– Alerte presse

L’atmosphère de Vénus est si épaisse qu’il a toujours été totalement impossible de voir au travers, même avec les télescopes les plus puissants : le relief de notre planète jumelle n’a été révélé qu’avec l’usage de radars et les premières sondes spatiales se posant à sa surface. Mais pour la première fois, une équipe internationale, dont plusieurs chercheurs du LATMOS (CNRS/UVSQ), a réussi à « deviner » les montagnes de Vénus à travers son atmosphère. Grâce à la camera VMC de la sonde Venus Express de l’ESA, les chercheurs ont constaté que les nuages, lorsqu’ils étaient observé en ultra-violet, apparaissaient  plus brillants  au-dessus du grand massif montagneux d’Aphrodite Terra. Ils ont constaté que la vitesse du vent y chutait d’environ 18%, et démontré comment cette diminution entrainait une plus grande brillance des nuages.


Figure 1. Un exemple d’une image de Vénus prise par la caméra VMC (Venus Monitor Camera) avec un filtre UV à 365 nm, depuis une distance d’environ 33.000 km. Les détails UV se déplacent entre deux images successives, ce qui permet de mesurer la vitesse du vent, principalement orientée d’est (à droite sur l’image) en ouest. Une grille longitude-latitude est indiquée sur l’image.

Texte écrit par le premier signataire de la publication, Jean-Loup Bertaux.

La planète Vénus est souvent qualifiée de soeur jumelle de la Terre qui a mal tourné. En effet, la température au sol y est de 450° C, à cause de l’effet  de serre dû à l’épaisse atmosphère de dioxyde de carbone (CO2). Elle est aussi entièrement voilée d’une épaisse couche nuageuse qui s’étend jusqu’à 70 km au-dessus de la surface. De l’extérieur, le sommet des nuages apparaît très homogène, sauf quand on scrute la planète en lumière ultra-violette. Des détails apparaissent alors, plus ou moins sombres, dont les déplacements ont permis de découvrir en 1961 que les nuages se déplaçaient à grande vitesse d’est en ouest (de l’ordre de 100 m/s ou 360 km/h). On a d’abord cru que Vénus tournait sur elle-même à cette vitesse, un tour complet en 4 jours. Il n’en est rien : elle tourne beaucoup plus lentement, en 243 jours, mais dans le même sens que les nuages. On a donc qualifié de « super-rotation » ce régime des vents à haute altitude.

D’autre part, les observations au radar qui permettent de percer les nuages (notamment la mission américaine Magellan) ont établi des cartes détaillées de la surface de Vénus, où on trouve des montagnes, sans doute d’origine volcanique.

C’est dans ce contexte qu’une équipe européenne (France-Allemagne-Russie), en analysant des années de mesures recueillies par la caméra VMC de la mission Venus Express de l’ESA (entre 2006 et 2014), vient de publier une surprenante découverte, liant ce qui se passe au sommet des nuages au relief montagneux sous-jacent, qui se trouve pourtant bien au-dessous. Ils ont en effet constaté que les nuages étaient moins sombres en UV au dessus du grand massif montagneux d’Aphrodite Terra, et que le vent y était fortement ralenti, passant à 82 m/s au lieu de 100 m/s en moyenne.

C’est un peu comme si les nuages au-dessus de l’Himalaya étaient plus brillants qu’ailleurs, et qu’ils se déplaçaient moins vite. Mais alors que sur terre, même les nuages les plus hauts sont proches des sommets, sur Vénus il s’agit de 65 km de différence d’altitude. C’est cependant par analogie avec un cas terrestre similaire que les chercheurs ont pu proposer un mécanisme explicatif pour Vénus.

Au niveau du sol de Vénus, le vent est très faible, mais la densité est très grande : 90 fois la densité atmosphérique terrestre. Le passage de l’air sur la montagne peut donc provoquer la génération d’ondes orographiques (ou de relief) : ondes de gravité, sorte de vagues d’air, qui dans certaines conditions réunies sur Vénus, peuvent se propager vers le haut en s’amplifiant. Arrivées un peu en-dessous du sommet des nuages, leur propagation verticale s‘arrête et elles déferlent brutalement, comme les vagues de la mer au bord du rivage. Ces ondes sont fixes géographiquement par rapport aux montagnes de Vénus, tandis que le vent normal vers 65-70 km atteint une vitesse de 100 m/s par rapport au sol : en conséquence leur déferlement constitue un obstacle à l’écoulement, un frein qui explique le vent plus faible observé un peu en aval des reliefs.

Mais l’écoulement horizontal continue, la vitesse du vent augmente alors pour retrouver sa vitesse moyenne de 100 m/s. Cette ré-accélération provoque au sommet des nuages un étirement de la masse d’air horizontale, une sorte de vide se forme qui provoque une aspiration de l’air qui se trouve en-dessous. Or, comme on constate avec Venus Express que les nuages sont alors plus sombres en UV, cela démontre que cet air qui vient du bas est chargé d’un composé (encore non-identifié) qui absorbe le rayonnement UV solaire. On soupçonnait déjà que la source de l’absorbant UV de Vénus venait d’en-dessous: en voilà une nouvelle preuve éclatante, si l’on peut dire quand il s’agit de nuages sombres !

Mais une autre observation de Venus Express vient conforter ce schéma de façon complètement indépendante. Le spectromètre infra-rouge SPICAV IR peut détecter la vapeur d’eau au sommet des nuages, et a aussi relevé une zone géographique où il y en a plus qu’ailleurs : la même zone que les nuages sombres en UV. Et ceci s’explique très bien, car on sait que, plus on s’enfonce dans l’atmosphère au-dessous du sommet des nuages, plus l’air est riche en vapeur d’eau. Donc, quand le vent re-accélère, cela aspire l’air qui est en-dessous, chargé en absorbant UV et en vapeur d’eau.

Les modèles de circulation générale de l’atmosphère de Vénus sont construits comme ceux qu’on utilise pour la prévision de la météorologie terrestre. L’un des plus sophistiqués est le modèle français du Laboratoire de Météorologie Dynamique. Bien qu’il soit capable de reproduire la super rotation observée sur Vénus, et qu’il prenne en compte le relief exact de la planète, il n’a pu reproduire les présentes observations de Venus Express. Cela demeure donc un objectif théorique stimulant de trouver l’ingrédient qui manque au modèle pour reproduire les observations. Ce nouveau phénomène d’origine orographique impacte le régime des vents, et il s’oppose à la super-rotation. Il faudra donc en tenir compte pour une description précise de la façon dont est générée et entretenue la super-rotation de Vénus.

Cette interaction d’ondes de gravité stationnaires avec le vent horizontal a été pour la première fois proposée pour la Terre en 1981 par le dynamicien américain Lindzen, pour expliquer le comportement saisonnier du vent dans la mésosphère terrestre, vers 50-70 km d’altitude.

On peut aussi noter que les deux petits ballons injectés en 1985 dans l’atmosphère de Vénus au cours des missions soviétiques Vega-1 et Vega-2, à l’instigation de Jacques Blamont, ne s’étaient pas comportés de façon identique pendant leur dérive de deux jours à 53 km d’altitude: le ballon de Vega-2, passant au-dessus du massif d’Aphrodite Terra, avait eu une trajectoire plus perturbée, et une dérive plus lente, que celle du ballon de Vega-1 passant plus au nord de la montagne sur une région de plaine. La génération d’ondes de gravité par le vent au sol soufflant sur Aphrodite Terra avait alors déjà été évoquée pour expliquer le comportement différent des deux ballons.


Figure 2a (en haut). Carte géographique longitude-latitude du relief de Vénus a été obtenue par le radar de la mission NASA Magellan. L’altitude du relief est codée en couleur. Dans la zone observée, il y a, au sud de l’équateur, un massif montagneux important, Aphrodite Terra, et un autre moins haut, Alta Regio. Les latitudes sont négatives en–dessous de l’équateur. La flèche rouge indique la direction moyenne du vent, d’est en ouest, vers les longitudes décroissantes.
Figure 2b (en bas). Carte géographique de l’intensité du vent dressée par la caméra VMC (en m/s codée en couleur, le rouge correspondant à une vitesse plus faible, donc un vent ralenti). Il y a une région de vent minimum (en valeur absolue) centrée à environ 30° de longitude en aval de Aphrodite Terra, et qui s’étend vers le sud. Cette carte du vent a été établie à partir de 31.604 mesures individuelles obtenues en comparant à l’oeil deux images successives de VMC/Venus Express.


Figure 3. Schéma des ondes de gravité stationnaires générées au niveau du sol par le vent soufflant sur les flancs des montagnes. La courbe bleue représente l’altitude moyenne du relief dans la région comprise entre -5 et -15° de latitude (exagérée d’un facteur 7 sur ce schéma). Les ondes de gravité se propagent verticalement vers le haut, jusqu’à leur déferlement en peu en-dessous du sommet des nuages. Elles freinent alors le vent moyen, représenté par les flèches noires.

La mission Venus Express est une mission de l’ESA (Agence Spatiale Européenne). Elle a recueillie des mesures depuis sa mise en orbite autour de Vénus en Juin 2006 jusqu’à sa retombée dans l’atmosphère en Novembre 2014.
Le CNES participe d’une part par sa contribution au programme scientifique de l’ESA, d’autre part par son soutien direct aux laboratoires français impliqués dans la construction des instruments scientifiques embarqués.
Le CNRS participe par la mise à disposition des personnels scientifiques et techniques impliqués dans ces recherches.
L’ Université de Versailles Saint-Quentin héberge le LATMOS, responsable de l’expérience SPICAV à bord de Venus Express, et finance les enseignants chercheurs impliqués.

Influence of Venus topography on the zonal wind and UV albedo at cloud top level: the role of stationary gravity waves,
Bertaux, Jean-Loup, Khatunstsev, I.V., Hauchecorne, A., Markiewicz W.J., Marcq E., Lebonnois, S., Patsaeva, M., Turin, A., Fedorova, A.,
Journal of Geophysical Research paper

Contact(s):

  • Jean-Loup Bertaux, LATMOS
    jean-loup [dot] bertaux [at] latmos [dot] ipsl [dot] fr, 01 80 28 50 62
  • Alain Hauchecorne, LATMOS
    alain [dot] hauchecorne [at] latmos [dot] ipsl [dot] fr, 01 80 28 50 24
  • Sébastien Lebonnois, LMD
    sebastien [dot] lebonnois [at] lmd [dot] jussieu [dot] fr, 01 44 27 23 14

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Les panaches volcaniques, à l’origine des dépôts de sulfate il y a 3,5 milliards d’années ?

Dans un monde dépourvu d’oxygène, les espèces oxydées telles que le sulfate sont rares. La présence d’importants dépôts de barytine (sulfate de baryum) il y a de 3,5 à 3,2 milliards d’années, c’est-à-dire bien avant la grande oxygénation de l’atmosphère, représente donc encore aujourd’hui une énigme. Jusqu’à présent, on considérait ces dépôts de sulfates comme des témoins d’une activité microbienne. Une étude menée par des chercheurs de l’Institut de Physique du Globe de Paris (CNRS/IPGP/Université Paris Diderot) vient de montrer que ces sulfates auraient en réalité été produits par diverses réactions photochimiques dans les panaches volcaniques. Ces travaux ont été publiés dans la revue PNAS.

La concentration ainsi que la composition isotopique du sulfate des océans a évolué au cours du temps en fonction des changements de sources (altération oxydative des pyrites, magmatisme/hydrothermalisme et réactions photochimiques dans l’atmosphère) et/ou de puits (réduction microbienne/hydrothermale du sulfate, précipitation d’évaporite) de sulfate à l’océan. Le budget du sulfate sur Terre est raisonnablement bien contraint à partir de ~2,3 Ga, période à partir de laquelle l’oxygène est devenu un composant majeur de l’atmosphère. En revanche, nos connaissances sont encore très limitées à l’Archéen où l’altération des sulfures sur les continents devait être négligeable compte tenu du faible taux d’oxygène présent dans l’atmosphère à cette période. Dans ces conditions, comment expliquer l’apparition de sulfate dans l’océan il y a entre 3,5 et 3,2 milliards d’années ? Est-ce le résultat de conditions de préservation particulières, de périodes d’intense production d’aérosols de sulfate ou encore d’un cycle biologique du soufre exceptionnellement actif ?

Pour répondre à cette question, une équipe de chercheurs de l’IPGP a étudié l’isotopie du soufre dans les deux principaux dépôts de sulfate archéens des formations Mapepe en Afrique du Sud et Dresser en Australie, âgés respectivement de 3,24 et 3,49 milliards d’années. Ces formations, particulièrement bien préservées, ont été échantillonnées à partir des carottes de forage BBDP et PDP2 qui ont été prélevées entre 2004 et 2008 lors de deux campagnes de forage financées par le CNRS-INSU et l’IPGP. Grâce à des analyses in situ des quatre isotopes du soufre à la sonde ionique du CRPG (Nancy, service national INSU), ces chercheurs ont mis en évidence une plus grande variabilité des compositions isotopiques préservées dans les grains de barytine permettant alors de déconvoluer les différentes signatures atmosphériques et océaniques. Ces résultats ont permis de confirmer l’existence d’une réaction photochimique spécifique à l’atmosphère réduite de l’Archéen. Les chercheurs ont aussi identifié d’autres sources photochimiques caractéristiques de la stratosphère moderne qui semblent donc avoir persisté tout au long de l’histoire de la Terre.


Comparaison des compositions isotopiques en δ34S des aérosols de sulfate modernes (A) avec celles des barytines archéennes obtenues in situ à la sonde ionique (B). Les sulfates archéens et modernes présentent deux domaines de compositions (à ~5‰ en rouge et ~9‰ en bleu) en commun, liés à des réactions photochimiques du SO2 et de l’OCS dans l’atmosphère. Le troisième domaine de composition (vert) défini par les aérosols modernes est associé au cycle biologique actuel dans l’océan.


Schéma interprétatif de la formation et déposition des aérosols de sulfate archéens lors de périodes d’intense activité volcanique. A. Photographie du dépôt massif de barytine de la formation Dresser en Australie attribuée à une caldera volcanique. Un homme entouré en blanc donne l’échelle. B. Photographie d’un niveau de barytine associé à des sédiments volcano-clastiques de la formation Mapepe en Afrique du Sud (forage BBDP). C. Photographie d’une lame mince de cendres volcaniques de la formation Mapepe (forage BBDP) dans lequel a été préservé un niveau millimétrique de barytine (pointillés rouges).

Multiple sulfur-isotope signatures in Archean sulfates and their implications for the chemistry and dynamic of the early atmosphere,
Élodie Muller, Pascal Philippot, Claire Rollion-Bard, and Pierre Cartigny,
Publié avant impression le 21 Juin 2016, doi:10.1073/pnas.1520522113

Contact(s):

  • Elodie Muller, Institut de Physique du Globe de Paris (CNRS / IPGP / Université Paris Diderot)
    emuller [at] ipgp [dot] fr, 01 83 95 73 92
  • Pascal Philippot, Institut de Physique du Globe de Paris (CNRS / IPGP / Université Paris Diderot)
    philippot [at] ipgp [dot] fr, 01 83 95 73 87

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GRAVITY observe avec succès les abords du trou noir de la Voie Lactée  

Alerte presse

Une équipe européenne d’astronomes a observé le centre de notre galaxie avec une précision inégalée, en combinant les faisceaux lumineux issus des quatre télescopes de 8 mètres du Very Large Telescope de l’ESO (VLT)1 grâce à l’instrument GRAVITY récemment installé2. Les chercheurs ont pu observer en quelques minutes à peine une étoile de très faible luminosité, très proche du trou noir super-massif qui occupe le centre de la Voie Lactée. Les performances atteintes sont comparables à celles qu’aurait un télescope de 130 mètres de diamètre. Ces premières observations augurent des formidables découvertes auxquelles GRAVITY contribuera lorsqu’il sondera les champs gravitationnels extrêmement intenses qui règnent à proximité du trou noir central, offrant la perspective de tester la validité de la théorie de la relativité générale d’Einstein. Des chercheurs du Laboratoire d’études spatiales et d’instrumentation en astrophysique (Observatoire de Paris/CNRS/UPMC/Université Paris Diderot) et de l’Institut de planétologie et d’astrophysique de Grenoble (CNRS/Université Grenoble Alpes)3 ont contribué à la conception de GRAVITY et à ce résultat.

Situé à environ 25 000 années-lumière du système solaire, dans la constellation du Sagittaire, le centre de la Voie Lactée abrite un trou noir massif de 4 millions de fois la masse du Soleil. Sa position et sa masse sont bien connues depuis 2002 lorsque la première orbite de l’étoile S2 a pu être mesurée : en près de 16 ans, la trajectoire de l’étoile a dessiné une ellipse minuscule sur le ciel de seulement 0,2 seconde d’angle.


Vue d’artiste de l’étoile S2 passant à très près du trou noir super-massif situé au centre le Voie Lactée –
L’instrument GRAVITY a été testé avec succès sur l’étoile S2 au printemps 2016. L’orbite de S2 est représentée en rouge tandis qu’une croix rouge indique l’emplacement du trou noir central. Crédit : ESO/L. Calçada


Le centre de la Voie Lactée – Image du centre galactique. Pour les observations interférométriques de GRAVITY, l’étoile IRS 16C a été utilisée comme étoile de référence, et la cible était l’étoile S2. La position du centre galactique, qui avoisine le trou noir (invisible) connu sous le nom de Sgr A*, avec 4 millions de masses solaires, est indiqué par la croix rouge. Crédit : ESO/MPE/S. Gillessen et al.

Ces premières observations de GRAVITY attestent d’une réussite technique dans un contexte très contraint, car l’étoile S2 passera au plus près du trou noir en 2018, un moment où les effets relativistes si attendus sont les plus forts. À ce moment précis, l’étoile s’approchera du trou noir à seulement 17 heures-lumière à une vitesse de près de 8 000 km/s, soit 2,5% de celle de la lumière.  La prochaine occasion d’observer ce passage près du trou noir ne se présentera pas avant 2033.

Contacts chercheurs français :
Guy Perrin, astronome de l’Observatoire de Paris
au Laboratoire d’études spatiales et d’instrumentation en astrophysique (Observatoire de Paris/CNRS/UPMC/ Université Paris Diderot)
guy [dot] perrin [at] obspm [dot] fr – 01 45 07 79 63
 
Karine Perraut, astronome de l’Observatoire de Grenoble
à l’Institut de planétologie et d’astrophysique de Grenoble (CNRS/Université Grenoble Alpes)
karine [dot] perraut [at] univ-grenoble-alpes [dot] fr  – 04 76 63 55 15

1-Le VLT (Very Large Telescope) est un équipement de l’Observatoire européen austral (ESO), installé dans le désert d’Atacama, au Chili.
2-GRAVITY est un instrument qui permet de combiner les faisceaux lumineux des 4 télescopes principaux du VLT, pointés vers le même objet, afin d’obtenir un pouvoir de résolution plus élevé.
La première lumière de l’instrument a eu lieu en octobre 2015.
3-Ce laboratoire fait partie de l’Observatoire des sciences de l’Univers de Grenoble.

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