Auteur/autrice : tcavalie

Observatoires que j’ai utilisés jusqu’ici pour mes recherches.

• L’Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), à 5000m au Chili
• L’Atacama Compact Array (ACA), qui est le réseau à courtes lignes de bases d’ALMA
• Le Herschel Space Observatory
• L’avion Stratospheric Observatory for Far Infrared Astronomy
• L’antenne de 30m de l’IRAM, dans la Sierra Nevada espagnole, près de Grenade
• LE James Clerk Maxwell Telescope (JCMT), sur Mauna Kea à Hawaï
• Le SubMillimeter Array (SMA), également sur Mauna Kea
• Le télescope spatial Odin
• Autres vues de l’observatoire de Mauna Kea  

Alors qu’elle observait Saturne avec Herschel en juin 2009, pour déterminer l’origine de l’eau dans la stratosphère de cette planète, l’équipe HssO a détecté un tore froid de vapeur d’eau en orbite autour de la planète. Ce tore absorbait l’émission de l’eau de Saturne à cause d’une géométrie d’observation favorable. C’était au moment de l’équinoxe de Saturne et Herschel traversait le plan des anneaux de Saturne. L’analyse des données a montré que ce tore est situé à la distance orbitale d’Encelade, une des petites lunes glacées de Saturne.

 

Observations de l’eau dans Saturne avec SWAS en 1999 (haut) et avec Herschel en 2009 (bas). La géométrie de Saturne et du tore d’Encelade est présentée pour les deux dates. Extrait d’Hartogh et al. (2011).

 

 

 

Quelques années auparavant, la mission Cassini avait détecté des geysers d’eau au pôle sud d’Encelade (Porco et al. 2006, Hansen et al. 2006, Waite et al. 2006). Cassidy and Johnson (2010) ont alors prédit qu’une partie de cette eau finissait par tomber dans l’atmosphère de Saturne. Des observations supplémentaires sont nécessaires pour valider cette prédiction.

 

Les geysers d’Enceladus (crédits: NASA)

 

 

 

 

Référence: Hartogh et al. 2011, Astronomy and Astrophysics 532, L2.

Communiqués de presse ESA : cliquez ici pour une version courte, ou ici pour une version détaillée.

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Une découverte majeure de l’Infrared Space Observatory (ISO) a été la déteection de la vapeur d’eau dans les stratosphères des planètes géantes et de Titan (Feuchtgruber et al. 1997, Coustenis et al. 1998). Il en résulte que ces planètes ont des sources externes d’oxygène, car l’eau condense aux températures basses de leurs tropopauses et ne peut donc pas être transportées de niveaux profonds où elle est également présente.

Cet apport de matière oxygénées se manifeste non seulement au travers de la présence d’eau, mais également de monoxyde de carbone (CO) et de dioxyde de carbone (CO2). Il peut avoir plusieurs sources :

• Les poussières interplanétaires (Interplanetary dust particles, produites par les collisions entre astéroïdes et par l’activité des comètes (Prather 1978, Landgraf et al. 2002)
• Les anneaux et satellites glacés (Strobel and Yung 1979, Prangé et al. 2006)
• L’mpact de comète du type Shoemaker-Levy 9 (SL9) (Lellouch et al. 1995).

Il est important d’estimer l’intensité relative de ces sources pour mieux comprendre la production de poussières à grandes distances héliocentriques (Kidger et al. 2003, Moses and Poppe 2017), l’ionisation et/ou le transport de matière solide et gazeuse depuis les anneaux et satellites jusqu’aux hautes atmosphères (Connerney 1986, Cassidy and Johnson 2010, Moore et al. 2015), et la fréquence d’impact de comètes dans le Système Solaire externe (Zahnle et al. 2003).

Avec Herschel, Odin et le JCMT, j’ai obtenu de nouvelles preuves sur l’origine d’espèces oxygénées dans les stratosphères des planètes géantes.

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