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Cassini, le nouveau programme de survol 18/02/05 Depuis l'arrivée et l'insertion sur orbite, le 4 juillet 2004, Cassini a commencé sa visite du système de Saturne avec au moins 74 orbites autour de Saturne, y compris 53 survols rapprochés avec sept des 31 satellites connus de Saturne. Le parcours de Cassini autour de Saturne sera corrigé par assistance gravitationnelle lors des survols de Titan. Cassini fera au moins 8 survols rapprochés de Phoebé et d'Hypérion ainsi que 4 de Japet, Encelade, Dioné et Rhéa. Ces satellites furent choisis car les précédents survols laissent à penser que les scientifiques ont besoin d'en savoir plus sur la compréhension du système saturnien et des origines du Système solaire. Plus d'une trentaine de survols à grande distance sont programmés pour les autres satellites. Le changement d'angle du plan de l'orbite de Titan permettront l'étude des pôles en plus des régions équatoriales. Titan sera l'objet d'investigations approfondies. Cassini exécutera 45 survols dont quelques uns à 950 km au-dessus de la surface, permettant, avec le radar, d'obtenir des images à haute résolution. Ce radar peut pénétrer la brume opaque couvrant le satellite et fournir des cartes topographiques claires de la surface. Ensuite, ces cartes pourront être employées, en même temps que les données renvoyées de la sonde de Huygens, pour dessiner une carte tridimensionnelle de l'atmosphère et de la surface de Titan, tout comme le radar de la sonde Magellan permit, en 1990, de cartographier la planète Vénus, enveloppée par une importante couverture nuageuse. La mission Cassini autour de Titan a été divisée en 6 parties:
http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=34962 Encelade, première image rapprochée. 17/02/05 Cassini a effectué le premier survol d'Encelade à 1 180 km, le 17 février 2005. Ce satellite de Saturne a un diamètre de 505 km. Il est recouvert de glace.
Encelade est un des objets les plus réfléchissants dans le Système solaire et sa surface ressemble à de la neige fraîchement tombée. C'est le tout premier survole d'Encelade à basse altitude. La surface d'Encelade est similaire à celle d'Europe et de Ganymède, les 2 principaux satellites de glace de Jupiter, avec un relief d'environ 1 000 m. Ces 2 satellites auraient un océan d'eau liquide en profondeur et les scientifiques sont intrigués par les similitudes. Une vue réalisée le 17/02/05 montre une mosaïque à haute résolution montrant des systèmes complexes de failles et de terrains "resurfacé". Parmi les structures les plus intrigantes, une série de petites taches sombres, qui dans beaucoup d'endroits semblent être alignées en chaînes parallèles avec fractures étroites. Une vue en fausse couleur montre quelques structures linéaires sur Encelade avec une couleur légèrement différente de leurs environnements. Différentes couleurs de glace peuvent être provoquées par le changement de composition ou de taille des cristaux de glace. L'un ou l'autre semble indiquer différents mécanismes de formation ou bien un âge différent. Des résultats préliminaires du spectromètre infrarouge et visible montre une surface composée de glace d'eau pure, sans autres composés. Des composés d'ammoniaque et ammonium et de dioxyde de carbone (CO2) étaient attendus, mais ne furent pas détectés. Davantage d'analyses pourrait peut-être détecter des traces. Les scientifiques ont découvert que les spectres ressemblent à de la glace de l'eau fabriquée en laboratoire, indiquant que la glace est tout à fait pure. Les prochains survols auront lieu:
Titan et les griffures du chat 15/02/05 Le 15 février à 8h06, la sonde Cassini a survolé pour la 3e fois le gros satellite Titan à 1 577 km. les 2 survols précédents, à 1 200 km, eurent lieu le 26 octobre et le 13 décembre 2004. Au cours de ce dernier survol, Cassini a photographié ce qui paraît être un impact géant, de la taille de l'Iowa. C'est grâce à la radarcartographie qu'il a été repéré. Cette structure circulaire de 440km de diamètre, a déjà été aperçue lors des survols précédents, mais pas dans sa totalité. Elle ressemble à un cratère ou alors fait partie d'un bassin circulaire. Est-ce le cratère d'impact d'une comète ou d'un astéroïde de 10 km de diamètre ? De toute manière elle s'appelle dorénavant: "Circus Maximus".
Cette zone se trouve à
l'est de Circus Maximus où des chenaux sont visibles. Les lignes blanches pourraient être des
chenaux dans lesquels un fluide s'est écoulé le long des pentes. Le
plus long chenal à une longueur d'environ 200 km. Les chenaux semblent s'écouler des pentes du cratère.
Le fluide semblerait être du méthane liquide, compte tenu des conditions ambiantes extrêmement
glaciales à la surface de Titan. Le secteur ressemble légèrement aux plaines
rocailleuses de la région où la sonde de Huygens a débarqué. Les
zones qui paraissent brillantes au radar peuvent être inclinées vers le radar
ou pleines d'aspérités. La zone
brillante, en bas et à gauche, de cette image pourrait avoir reçu des débris des canaux,
la faisant apparaître lumineuse.
Sur cette image le radar de Cassini a surpris ce cratère d'environ 60 km de diamètre, à l'extrême Est de l'image prise le 15 février 2005. La surface paraît très jeune comparée aux autres satellites de Saturne. Dans le cas de Titan, les pluies sur la surface ou d'autres processus géologiques peuvent masquer ou faire disparaître les cratères. Les brillances suggèrent qu'il existe une topographie associée à ces structures, par exemple, au centre de l'image il semble y avoir des monticules faisant chacun environ 25 kilomètres de diamètre. Puisqu'ils sont sombres sur leurs parties inférieures, celle qui fait face au radar et brillant sur la face opposé, ils doivent s'élever au-dessus du terrain environnant. Les jonctions, entre les bandes balayées par le radar, forment des lignes horizontales et des "dents de scie" visibles. Cette deuxième image, issue de la même journée, montre des structures qui ont été baptisées "griffures de chat". Ces structures linéaires, parallèles, sont intrigantes et peuvent avoir été formées par des vents, comme des dunes de sable ou par d'autres processus géologiques. L'image mesure 300 km de large (de bas en haut) et montre une surface proche du coin nord-est de la grande région brillante, baptisée Xanadu.
Courant
à travers l'image, une série de structures linéaires sombres, très proches, parallèles et la plupart du temps
dans la direction est-ouest, se joignant et ou se divisant, n'avaient pas
été vues dans les images radar précédentes. Elles
peuvent avoir été constituées par l'action des vents suivant un axe est-ouest ou
alors par des processus géologiques agissant sur la croûte elle-même. Les matériaux brillants sur les images radar peuvent être d'inégales hauteur ou inclinés vers le radar (qui balaie à partir du haut de l'image). En outre, une partie révélée de ce que nous voyons peut être, en fait, au-dessous de la surface parce que les ondes radar pénètrent un matériau transparent au radar. Le radar permet de détailler le sol "titanesque" nous faisant voir pour la première fois des détails invisibles à cause de la couverture nuageuse. Avec cette technique, utilisée couramment autour de la Terre, les images ne sont plus tributaires des nuages ou de la nuit. Contrairement à l'utilisation précédente, où seulement des bandes furent réalisées, c'est la première fois que les images se chevauchent, nous faisant découvrir des structures complètes. C'est la seconde fois que le radar a examiné Titan. Les scientifiques y voient des structures qui leur semblent familières avec les scènes tout à fait nouvelles. Pour eux c'est rassurant. Mais en même temps ils observent d'étranges choses, nouvelles. Cette mosaïque, ci-dessus, est reconstituée à partir de 16 images. Ces différentes images ont subi un traitement particulier pour retirer des effets de la brume atmosphérique de Titan afin d'améliorer la visibilité de la surface proche du terminateur (la limite jour nuit).
Durant le premier survol du 26 octobre, plusieurs nuages étaient visibles dans les régions du pôle sud. Lors du survol du 13 décembre d'autres nuages étaient visibles aux latitudes sud moyennes (voir Titan). Sur le survol du 15 février, peu de nuages sont visibles. La région la plus brillante à droite est appelée Xanadu Regio. Cette nouvelle image donne une meilleure vision sur le territoire situé à l'ouest de Xanadu dans l'hémisphère nord. Cette image a été reconstitué avec la caméra à longue focale de Cassini et d'un filtre polarisé infrarouge. La sonde était à une distance comprise entre 226 000 km et 242 000 km. La résolution est de 1,3 km/pxl. Cassiopée as-tu du Coeur ? Oui et une âme. 14/02/05
S'étendant sur des centaines d'années-lumière, la nébuleuse IC 1805 est un mélange de gaz interstellaire rougeoyant et de poussières nuages sombres. A seulement 7 500 al, des étoiles sont nées dans cette région en forme de coeur, d'où son surnom de "nébuleuse du coeur". Cette magnifique image de la nébuleuse, très colorée, prise au télescope, mais si nous pouvions y voyager et regarder à travers ces nuages cosmiques avec nos propres yeux, verrions nous réellement ces nuances ? Sûrement pas, car l'image n'est pas visible pour un oeil humain.
Credit & Copyright: Richard Crisp La lumière rougeoyante des nuages de gaz chauds entourant les étoiles jeunes, vient de l'émission caractéristique, en bande étroite, des atomes excités par le rayonnement X, à l'intérieur des nuages. En effet, la lueur des nébuleuses est souvent dominée par les atomes d'hydrogène émettant dans une petite fraction du spectre dans le rouge. Cette image prise à l'aide de filtres à bande étroite rouge, bleu et vert et ensuite retraitée par ordinateur. Cela nous permet d'admirer les nuances de couleur admirablement détaillées trahissant la présence des atomes de soufre dans des tonalités rouges, tandis que ceux de l'hydrogène sont en vert et les atomes d'oxygène en bleu. Ci-dessous, voici IC 1848 sur d'autres longueurs d'ondes.
Photos prises les 10, 13, 14 Septembre 2004 par Richard Crisp en Californie avec l'instrumentation suivante: Takahashi FSQ106 f/5 (F=530mm) imaging scope Finger Lakes IMG6303E imaging camera at -37C AP80/900MM guide scope SBIG ST7E guide camera at -15C Finger Lakes CFW1 filter wheel AP900GTO mount Finger Lakes DF2 Focuser Custom Scientific 50mm Narrowband Emission Line filters (AR Coated) [Sulfur II] 673.4nm 3nm FWHM Hydrogen alpha 656.3nm 3nm FWHM [Oxygen III] 500.7nm 3nm FWHM 12 photos de 20 minutes pou [SII], Ha et [OIII] Total: 12 heures d'exposition.
Sur l'image ci-dessous, IC 1805 est la grande nébulosité à droite de l'image. L'IC 1805 ressemble vaguement à un coeur (faîtes un effort d'imagination) si vous tournez votre tête de 90 degrés, à gauche. L'amas ouvert Mel 15 se trouve au centre de IC 1805.
Ce grand complexe de faible nébulosité est située dans la constellation de Cassiopée. Il est parfois appelé étrangement les nébuleuses du "coeur" (IC 1805, à droite) et de "l'âme" (IC 1848, à gauche). Toutefois certains préfèrent les appeler la " nébuleuse double " en raison de leur étroite proximité, environ 5°. Côté humour, IC 1805 (la nébuleuse du coeur) est parfois appelée " nébuleuse du Chien courant" à cause de sa ressemblance avec un chien lorsqu'on la regarde au télescope. IC1848 (la nébuleuse de l'âme) est également appelée nébuleuse du foetus. N'hésitez pas à visiter ce site magnifique, d'où vient cette image: Atlas de l'univers
Cette paire est aussi surnommée "le coeur et l'âme".
Le double amas et la nébuleuse double (IC 1848, à gauche et IC 1805, à droite) sont localisés à la limite des constellations Cassiopée et Persée. La nébuleuse double est constituée de IC 1805 et de LBN 667, non loin du double amas NGC 884 et 869 environ 5°. Bien qu'elle soit extrêmement large, la double nébuleuse est très faible. Le double amas, cependant est un joyau qui peut même être vu à l'oeil nu.
http://www.astropix.com/HTML/A_FALL/IC1805.HTM http://www.astropix.com/HTML/A_FALL/CASS_O.HTM http://www.astropix.com/HTML/A_FALL/DC_DN.HTM http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap040917.html http://www.narrowbandimaging.com/ic1805_fsq_6303_s2hao3_page.htm http://atunivers.free.fr/nebuleuses/ic1805.html Ariane V ECA 12/02/05
Lancement réussi à 22h03 du V164, après des problèmes sur la table de lancement. A 22h30 premier satellite en orbite, X-star, le plus important. Il aura fallu 2 ½ ans pour qu'Ariane - 5/ECA reparte, après l'échec du vol 517 du 11 décembre 2002. 26 mois de travail pour assurer le retour en vol de ce lanceur capable de mettre sur orbite de transfert une masse de 10 tonnes (contre 6,4 t), et donc de maintenir la politique de lancement double d'Arianespace, pour rester compétitif vis-à-vis de la concurrence américaine. La nouvelle Ariane est un lanceur dont beaucoup d'éléments ont été modifiés. Certes, la grande nouveauté est l'étage supérieur cryotechnique non réallumable ESC - A (14 tonnes d'ergol), qui remplace l'étage supérieur à ergol stockable (EPS). L'ESC-A est doté du moteur HM - 7B, dont 144 exemplaires ont déjà volé sur Ariane IV. Il permet d'augmenter la charge utile de 2,2 tonnes. Mais le composite inférieur comprend aussi de nombreuses améliorations. Ainsi les boosters à ergol solide (EAP) ont un segment S-1 surchargé de 10% et une tuyère allongée. Ces modifications, qui avaient été testées sur le tir Arta-2, permettent d'augmenter la charge utile de 400 kg. Enfin, le moteur Vulcain-2 de l'étage principal cryotechnique (EPC) a une poussée augmentée de 20%, ce qui permet d'augmenter la charge utile de 1,3 tonnes. Lors du vol AR 517, le problème est intervenu au niveau du Vulcain-2. Il avait commencé à donner des signes de défaillances dès la 96e seconde de vol. la pression dans le circuit de refroidissement avait légèrement baissé. C'était le début du phénomène de flambage du nouveau divergent. Le contrôle du lanceur fut perdu et il s'engagea sur une trajectoire erratique. A la 455e seconde, la sauvegarde fut déclenchée et le lanceur fut détruit au-dessus de l'Atlantique, à environ 800 /1 000 km au large de la Guyane. La charge utile constituée des satellites de télécommunications Hot - Bird 7 d'Eutelsat et Stentor du CNES. Le divergent du Vulcain-2 a donc été modifié. Un renfort mécanique (chemise et raidisseurs) a été ajouté, le débit d'hydrogène a été augmenté de 50% dans le circuit de refroidissement actif et la paroi interne a reçu une pellicule de céramique en zirconium - yttrium de quelques dizaines de cm de hauteur pour isoler thermiquement du flux de gaz à très haute température. Les essais au sol ont permis de qualifier les modifications. Mais c'est le premier vol du moteur HM-7B de l'ESC - A. Son échec peut donc arriver. Si c'était le cas, il faudrait remettre le second vol de qualification sur les rails pour lui donner une seconde chance. Aujourd'hui ce vol de qualification est annulé. Il est prévu un second vol pour juin 2005. Ce sera un vol commercial. Devant l'indisponibilité du lanceur, certains clients sont allés voir la concurrence. Ainsi Arianespace a formé une alliance d'assistance mutuelle au titre de laquelle le satellite Direct TV-7S a été lancé par Sea Launch. Si ce lancement est un échec, l'avenir sera sombre, avec la fin programmé d'Arianespace en 2009. Les lancements seraient alors effectués à partir de Kourou sur le lanceur russe Soyouz. Un accord, en cours de réalisation, les russes pouront bientôt lancer depuis Kourou. Le site est en construction. La fenêtre de tir s'ouvre à 20h49 et se fermera à 22h10. Elle emportera 2 passagers. Le premier sera le satellite de télécommunications européen XTAR-EU (3,7 tonnes) et le deuxième sera...... 33,5 litres d'eau. En effet le petit satellite expérimental Maqsat emportera l'expérience Sloshsat - FLEVO dont le but est d'aider les européens à comprendre le comportement du mouvement de l'eau en microgravité et de ses effets sur les satellites. Sloshsat-FLEVO est appelé ainsi pour slosh le clapot de l'eau et sat pour satellite. FLEVO est l'acrononyme de Facility for Liquid Experimentation and Verification in Orbit. Flevo est aussi la dernière province hollandaise à avoir été asséchée et c'est un des sites du Laboratoire Nationale Aérospatial Hollandais (NLR), le principal contractant du projet. L'expérience sera contenue dans un cube formant le mini satellite de 129 kg. Il sera lancé au sommet de la structure en forme de cylindre formant Maqsat - B2 qui sera la partie la plus basse, sous le carénage, du dernier étage. Sloshsat va permettre de vérifier le comportement dynamique dans des conditions de microgravité de 33,5 l d'eau déionisée. Le réservoir composite comporte 270 capteurs afin de mesurer la distribution du liquide. D'autres capteurs mesureront la température, la pression et la vitesse de déplacement du fluide à 17 endroits, 6 accéléromètres et 3 gyroscopes à fibres optiques surveilleront le mouvement du satellite. Des tuyères alimentées par un système d'azote liquide permettront un mouvement latéral et rotatif pour contrôler les mouvements du liquide. C'est la première fois qu'un satellite a été dédié à l'étude du comportement d'un liquide en apesanteur. Des engins réapprovisionnant l'ISS, ou bien effectuant des réparations en orbite sont souvent porteurs de grandes quantités de fluides. C'est la raison pour laquelle cette étude revêt une importance capitale pour les missions futures. Beaucoup de logiciels de simulation existent, mais à ce jour les effets du ballottement sur le contrôle de la sonde sont difficiles à prédire et le résultat en situation réelle n'a pas été validé. Aussi ces essais vont permettre de vérifier les algorithmes de calcul et montreront comment manoeuvrer une sonde pour éviter les phénomènes de cavitation. Une fois Ariane sur l'orbite de transfert pour atteindre l'orbite géostationnaire, le système ESAJECT, développé et construit par la société belge Verhaert, prévu pour éjecter des masses de 50 à 150 kg, mettra Sloshsat-FLEVO à poste. Le satellite transmettra alors les données sur le comportement de l'eau à bord, à différentes vitesses, au sol et ce, pendant 14 jours minimum. La durée totale de l'expérience sera de 24 heures au moins et jusqu'à ce que la réserve de gaz soit épuisée. Entre deux expériences, les batteries seront rechargées à l'aide des panneaux solaires. Au total, l'Europe a investi environ 13 Md € dans Ariane 4 et environ 10 Md € dans Ariane 5. Le programme spatial français coûte 30 € (en 2005) par personne et par an. Une place de cinéma coûte environ 7 €. Ne soyez pas étonné et allez lire la page relative au coût pour en comprendre les raisons.
Voir page Ariane, son histoire.
http://spaceflightnow.com/ariane/v164/status.html Cassini a
vu les anneaux
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http://photojournal.jpl.nasa.gov/browse/PIA06175.jpg
La caractéristique la plus remarquable de Saturne réside dans son système extraordinaire d'anneaux. Cette mosaïque nous montre la couleur et la diversité actuelles dans cette merveille du Système solaire. Les divisions, les résonances gravitationnelles et les ondes, ainsi que les nuances de couleur sont clairement visibles à travers le système. Cette mosaïque est faite à partir de 6 images et couvre une distance approximative de 62 000 km, le long du plan de l'anneau, dont le rayon est de 74 565 km à 136 780 km à partir du centre de la planète. Baptisés par ordre de découverte, la classification que les scientifiques ont assignée aux anneaux principaux n'indiquent pas leurs positions relatives. Depuis Saturne vers l'extérieur, il y a les anneaux: D, C, B, A, F et E. La division entre les principaux anneaux est plutôt noire. Cette vue est prise lorsque Cassini allait passer sous le plan des anneaux. Les anneaux sont inclinés, par rapport à Cassini, d'un angle d'environ 4 degrés. Les images,
prises à l'aide des filtres rouge, vert et bleu, furent utilisées pour créer cette mosaïque
de couleur. Ces images furent acquises en utilisant la caméra longue
focale le 12 décembre 2004 à une distance approximative de 1,8 millions
de km. La résolution est de 10,5 km/pxl. Une fleur délicate, M57 11/02/05
Le télescope Spitzer a découvert cette fleur délicate. L'enveloppe extérieure de cette nébuleuse planétaire ressemble étonnamment aux pétales sensibles d'une fleur de camélia. Une nébuleuse planétaire est une enveloppe constituée par la matière éjectée par une étoile mourante au centre de l'image ci-dessous. Localisée à 2 000 al dans la constellation de la Lyre, la Nébuleuse de la Lyre est aussi connue sous l'appellation M57 ou NGC 6720. C'est l'exemple la plus typique de nébuleuse planétaire et c'est la favorite des astronomes amateurs. L'anneau est un gros cylindre de gaz et de poussières, rougeoyant, autour de l'étoile condamnée. Nous regardons à une extrémité du "tube". Pendant que l'étoile commence à manquer de carburant, son noyau devient plus petit et ses couches externes de plus en plus chaudes. Un vent stellaire, puissant, pousse ses gaz et ses poussières vers l'espace, libérant une zone interne vide de matière, qui laisse apparaître l'étoile, visible comme un petit point ,au centre de l'image. La caméra infrarouge a détecté la matière expulsée de l'étoile dégénérée. Des images précédentes de la nébuleuse de la Lyre prises en lumière visible, par des télescopes classiques (ci-dessous avec Hubble), montrent des boucles rougeoyantes de gaz autour de l'étoile. Les régions externes sont particulièrement remarquables sur cette nouvelle image, parce que Spitzer voit la lumière infrarouge issue des molécules d'hydrogène. Les molécules émettent en infrarouge parce qu'elles ont absorbé le rayonnement ultraviolet de l'étoile ou ont été chauffées par le vent de l'étoile.
Mars Express et le radar MARSIS: Mars Advanced Radar for Subsurface and Ionosphere Sounding. 07/02/05
La sonde Mars Express a été lancée le 2 juin 2003
et a atteint la planète Mars le 25 décembre 2003. Depuis le 28 janvier
2004, date à laquelle elle s’est placée sur son orbite opérationnelle,
elle étudie et cartographie l’ensemble de l’atmosphère et de la surface
de la Planète rouge, analyse leur composition chimique et transmet des images
magnifiques des paysages martiens.
Elle
est équipée du radar Marsis, dont le fonctionnement est très attendu par
le monde scientifique pour savoir si l'eau existe en profondeur.
Marsis, qui va sonder le sous-sol (5 000 m) et l'ionosphère de Mars,
a été développé par une équipe de
chercheurs et d'industriels Italiens
et Américains pour voler à bord de Mars Express. Les possibilités uniques de
sonder l'environnement martien avec des trains impulsions à large bande
bande et fréquence agile, avec traitement à bord, permettront d'obtenir une grande quantité de données significatives
sur le sous-sol, la surface et l'ionosphère. L'analyse de ces données permettra la détection et
la cartographie en 3D des structures du sous-sol à plusieurs kilomètres, l'évaluation de la
topographie à grande échelle, la mesure de rugosité et à la réflectivité de la surface aux longueurs d'onde jamais
utilisées auparavant, et à la production des profils globaux et à haute résolution de la densité
électronique de l'ionosphère (jour et nuit). Finalement, Marsis effectue
les sondages en accord avec les changements des conditions d'éclairage, de
latitude et d'autres facteurs, permettant ainsi une couverture globale
pendant la durée de la mission.
Aussi révolutionnaire que soit le FFT, il a un gros inconvénient, celui d'être développé pour la première fois, pour Mars Express. J'ai été surpris de constater qu'un instrument aussi important fut embarqué, alors qu'aucun essai au sol du déploiement en conditions de vol, n’a donné de résultats satisfaisants. Les performances n’ont pu par conséquent être vérifiées que par simulation sur ordinateur. Elles ont fait apparaître un risque de rebond avant que l'antenne ne se verrouille en position finale. Une fois en orbite autour de Mars, devant le doute, les responsables du vol ont décidé de n'utiliser le radar qu'en fin de mission, afin de ne pas compromettre la suite des opérations. Pendant ce temps, chez Astro Aérospace les simulations furent entreprises pendant 8 mois, afin de vérifier le bon fonctionnement théorique. Dans l'espace, l'inconvénient majeur provient du vide et de la température. Dans le vide les lubrifiants ordinaires se subliment et les métaux se collent. Quant à la température, elle dépasse les 100°C côté Soleil et - 100°C côté nuit. Cela se traduit par des écarts de plus de 200°C sur de courtes distances, créant des distorsions. Pour le fabricant ces problèmes étaient maîtrisés, sauf celui de l'extension. En effet les ingénieurs craignaient un blocage de l’antenne au cours du déploiement, soit parce que cette opération s’était interrompue d’elle-même, soit parce que la sonde l’avait gênée. (voir une simulation. fichier de 800 ko .avi)
Après avoir écouté les avis des parties prenantes, l’ESA a immédiatement décidé de suspendre le déploiement avant avril 2004 (date retenue au début de la mission), dans l'attente de simulations probantes. Il fallait en effet évaluer les risques de dommages en fonction des différentes configurations de déploiement et en recenser les incidences sur la sonde et l'instrumentation. Le JPL (Jet Propulsion Laboratory) a procédé à une enquête exhaustive, en réalisant notamment des simulations, des études théoriques et des essais sur des antennes représentatives, destinés à évaluer les éventuels effets du vieillissement des matériaux des antennes. Une commission de revue technique indépendante, composée de spécialistes de l’ESA et de l’industrie, s’est réunie en janvier afin d’évaluer les résultats et d’indiquer s’il est possible de procéder au déploiement et à quel moment. Après des mois de travail il semble qu'il existe des moyens pour remédier aux problèmes, dans le pire des cas, le radar MARSIS devra être considéré partiellement ou entièrement perdu. Cependant, les analyses ont montré que les systèmes de commande de Mars Express pourraient faire face à un blocage et en réduire les incidences sur les autres instruments scientifiques. Les résultats des analyses qui montraient les scénarios d’impact possibles, la quantité d’énergie en jeu, la nature des matériaux et les conditions physiques régnant dans l’espace ont permis, lors de la réunion finale du 25 janvier, à l’ESA de donner son accord au déploiement de l'antenne de MARSIS. La commission a conclu qu’un risque d’impact sur la sonde ne pouvait être exclu, mais que la quantité d’énergie serait faible et la probabilité d’un dommage grave minime. La commission de l’ESA a recommandé de prévoir le déploiement au cours de la semaine débutant le 2 mai. Mais si les préparatifs nécessaires sont achevés plus rapidement que prévu, le déploiement pourrait avoir lieu la semaine du 25 avril. Sur le plan scientifique, un déploiement rapide est préférable dans la mesure où l’évolution de l’orbite de Mars Express permettra, à partir de mai prochain, de réaliser des mesures radar des zones les plus intéressantes de la Planète rouge. Si l’opération réussit, Marsis pourra commencer à rechercher des nappes d’eau du sous-sol et étudier l’ionosphère de Mars au moins jusqu’au 30 novembre 2005, date nominale de fin de l’exploitation de Mars Express, à moins que la mission ne soit prolongée.
http://www.st.northropgrumman.com/astro-aerospace/
Pour de plus amples informations, veuillez contacter :
Département Communication de l’ESA
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