Du sel dans les grains de glace de l’anneau E de Saturne
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La découverte de traces de sel dans les grains de glace de l’anneau E de saturne, témoignerait de la présence d’un océan liquide sur Encelade, enfoui sous plusieurs kilomètres de glace, selon certains scientifiques.
Depuis la découverte par la sonde Cassini en 2005 d’une forte activité cryovolcanique sur le pôle sud d’Encelade, le 6ème plus gros satellite de Saturne attire toutes les convoitises. En effet, les photographies prises par la sonde révèlent alors de gigantesques geysers projetant de la vapeur d’eau et des cristaux de glace à plusieurs centaines de kilomètres d’altitude, formant un gigantesque panache alimentant en glace l’anneau le plus éloigné de saturne.
Frank Postberg et Ralf Srama de l’Institut Max Planck de physique nucléaire, à Heidelberg, en Allemagne, se sont penchés sur les données reçues par l’analyseur de poussière cosmique de la sonde Cassini, qui manoeuvre actuellement autour de Saturne pour analyser les grains de l’anneau E. Ils ont découvert qu’une petite quantité de ces grains, environs 2% sont riches en sodium.
“Le sel détecté est né au coeur d’Encelade de la lente dissolution de roches au fond d’un océan liquide” explique Frank Postberg.
Prudence cependant, d’autres scénarios restent plausibles, comme le modèle des réservoirs de clathrates (composé chimique constitué par un complexe d’inclusion formé d’une ou plusieurs molécules hôtes qui emprisonnent une autre molécule), ainsi, dit Susan Kieffer, géologue à l’Université de l’Illinois à Urbana-Champaign “Le sodium n’est pas la preuve d’un océan liquide, le sodium peut être enfermé dans la glace d’un modèle glacial de clathrate”.
Ressources :
Du sel dans les anneaux de saturne - Futura Sciences
Sodium traces hint at subsurface ocean on Enceladus - Nature (en)
Mars - Decouverte de canaux d’ecoulement pres d’un cratere.
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L’eau glacée sur Mars
L’absence de tectonique des plaques condamne l’eau à n’exister que sous sa forme solide sur Mars. En effet, sur toutes les planètes telluriques, l’atmosphère se crée grâce aux éruptions volcaniques, qui libèrent des gaz contenus dans les roches (CO2, N2, H2O). Le gaz carbonique ainsi libéré réchauffe la planète par effet de serre, et permet à l’eau d’exister sous sa forme liquide. Mais lors des pluies, le gaz carbonique est dissout et retourne dans la roche. L’absence de tectonique sur Mars, empêche le processus de réintroduction du CO2 dans l’atmosphère. La planète se refroidi, et l’eau retourne sous forme de glace, avant d’être absorbée par le sous-sol.
Il peut s’avérer qu’un violent impact d’une météorite perce le permafrost martien, atteignant une poche d’eau glacé. Celle-ci fond et se précipite vers la surface en entraînant l’effondrement des couches supérieures.
Découverte de canaux, signes d’anciens flux liquides
C’est ce que semble avoir observé la sonde européenne Mars Expres, le 27 décembre 2007 : L’imageur à haute résolution HRSC (High Resolution Stereo Camera) a transmis des photographies détaillées de Hephaestus Fossae, une région martienne riche en cratères et en canaux d’écoulement.
Cette zone se déploie sur environ 600 kilomètres de longueur, centrée sur 21° de latitude nord et 126° de longitude est, sur les flancs occidentaux d’Elysium Mons dans la région tourmentée d’Utopia Planitia. Avec une résolution de 16 mètres par pixel, ces documents révèlent un réseau d’écoulement d’eau aujourd’hui asséché, et d’origine inconnue.
Seuls les cratères d’impact de dimensions importantes présentent de tels écoulements. Il est donc possible, d’après la profondeur des cratères d’impact, de déterminer à quel niveau en sous-sol se trouve la couche phréatique.
Carte de l’activite nuageuse de Titan
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Une équipe de chercheurs franco-américaine dirigée par Sébastien Rodriguez vient de publier dans la revue nature, la première carte de l’activité nuageuse sur Titan, le plus gros satellite de Saturne.
Ces travaux ont été réalisés grâce aux données recueillies par le module Huygens qui s’est posé sur le sol de Titan en 2005, ainsi que la sonde Cassini qui orbite autour de saturne et de ses satellites.
Les nuages proviennent de la condensation du méthane et de l’éthane, et sont structurés par la circulation de l’atmosphère. Le modèle climatique indique que les nuages se forment à des latitudes très délimitées, à proximité des pôles, lors des saisonnalités été/hiver (les saisonnalités durent approximativement 7 ans sur Titan).
“Les images de Cassini et les données du module Huygens ont révélé l’existence à la surface de Titan de régions façonnées par l’écoulement de liquides et confirmé l’existence de lacs de méthane et d’éthane. A la surface de Titan, la température est en effet suffisamment basse (-180°C) pour permettre au méthane d’exister sous forme liquide, voire solide. Au lieu d’eau sur Terre, ce sont ces mers de méthane liquide qui sont la source des nuages de Titan et de sa climatologie.”
Carte de l’activité nuageuse sur Titan, données obtenues entre juillet 2004 et décembre 2007 grâce l’instrument VIMS (Spectromètre Imageur en visible et infrarouge) - cliquez pour agrandir
Voici une vidéo présentant les mécaniques du climat sur Titan.
Crédits F. Durillon - www.animea.com
Sources :
Sébastien Rodriguez - Service d’astrophysique. Laboratoire AIM
Global circulation as the main source of cloud activity on Titan (pdf)
