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Glossaire astronomique

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MessageSujet: Glossaire astronomique Ven 28 Juin 2013 - 9:43

001 - Ceinture de Kuiper.

La ceinture de Kuiper est une zone du système solaire s'étendant au-delà de l'orbite de Neptune, entre 30 et 50 unités astronomiques. Cette zone, en forme d'anneau, est sans doute composée de plus de 35 000 objets de plus de 100 km de diamètre, essentiellement situés dans le plan de l'écliptique. Sa masse totale est donc plusieurs centaines de fois supérieure à celle de la ceinture principale d'astéroïdes située entre Mars et Jupiter.

Il s'agit certainement des ultimes vestiges du disque d'accrétion à l'origine du système solaire. Les parties denses, à l'intérieur du disque, se sont condensées sous forme de planètes, alors que le bord externe, plus diffus, a produit un grand nombre de petits objets.

Un écrivain irlandais, astronome amateur, Kenneth E. Edgeworth avait publié des arguments similaires à ceux de Kuiper en 1943 et 1949. La ceinture est donc aussi quelquefois appelée ceinture d'Edgeworth-Kuiper en reconnaissance de sa contribution.

Découverte.

En 1992 un corps céleste, nommé (15760) 1992 QB1 est découvert au-delà des orbites de Pluton et Neptune. Dans les années suivantes on en découvrit plusieurs centaines d'autres.

Ces objets sont un échantillon de la ceinture de Kuiper nommée ainsi en l'honneur de l'astronome Gerard Kuiper, le premier à en postuler l'existence dès 1951. Il l'avait alors décrite comme la source des comètes à courte période de révolution (celles qui tournent autour du Soleil en moins de 200 ans).

En effet les comètes perdent une partie de leur masse à chaque cycle, elles ont donc une durée de vie limitée. Par exemple la comète de Halley, qui consomme un dix millième de sa masse à chaque révolution, a une durée de vie estimée de 500 000 ans, bien inférieure à l'âge du système solaire.

Depuis les travaux de Jan Oort en 1950, on pense que les comètes à longue période de révolution proviennent d'une zone extrêmement éloignée du soleil nommée Nuage d'Oort. Cette zone serait si lointaine que l'influence du soleil y est minime, la simple gravité d'une étoile passant à proximité pouvant suffire à perturber l'orbite des corpuscules qui le composent et éventuellement les transformer en comètes à longue période.

On supposait donc que les comètes à courte période étaient d'anciennes comètes à longue période dont la trajectoire avait été modifiée par l'action des planètes. Cette hypothèse n'expliquait cependant pas pourquoi les comètes à courte période avaient presque toutes une trajectoire dans le plan de l'écliptique alors que les comètes à longue période entrent dans le système solaire avec des angles quelconques.

En 1970, Paul Joss calcula que le mécanisme de modification de l'orbite d'une comète par une planète du système solaire est hautement improbable. Ces calculs seront confirmés par les simulations de Martin Duncan et Scott Tremaine en 1988. Pour ces astrophysiciens, cela revient à confirmer la théorie de Kuiper, qui postulait que les comètes à courte période viennent d'un anneau situé dans le système solaire externe. Notons que cela ne contredit en rien l'existence constatée des familles de comètes à courte période : les planètes géantes (surtout Jupiter) capturent bel et bien des comètes - ce n'est que leur provenance qui est affectée.

Depuis la découverte de (15760) 1992 QB1, premier objet observé dans la ceinture de Kuiper, il est admis que les comètes à courte période proviennent de l'érosion progressive de cette ceinture par Neptune.

Enfin, la découverte de la ceinture a sans doute marqué la fin de la recherche de la planète X, censée suivre la neuvième planète Pluton (reclassée en août 2006 au rang de planète naine). La présence de la ceinture explique à elle seule les anomalies orbitales de Neptune et d'Uranus. De plus le mécanisme de formation de la ceinture semble incompatible avec la concentration de matière nécessaire à la formation d'une planète.

Classification des objets :

Les objets de la ceinture de Kuiper sont notés KBO (de l'anglais Kuiper belt objects) ou parfois TNO (trans-neptunian objects, objets transneptuniens).

En 2004, on en connaissait déjà près de 800, classés en plusieurs types :

1) Les objets " classiques " (en anglais classical Kuiper belt objects, ou CKBOs) appelés cubewanos, dont (28978) Ixion, (47171) 1999 TC36 (qui possède un compagnon) et (50000) Quaoar (le plus gros connu, avec environ 1 280 km de diamètre)
2) Les plutinos (en anglais plutinos Kuiper belt objects ou PKBOs), objets en résonance 2:3 avec Neptune, dont Pluton est le plus gros représentant
3) Les objets dans d'autres résonances que les plutinos : 1:2, 2:5, 3:4, 3:5, 4:5 ou 4:7
4) Les objets épars (en anglais scattered Kuiper belt objects, SKBOs, ou scattered disk objects, SDOs), qui ont une orbite très excentrique, avec un rayon minimal proche du bord interne de la ceinture. Il est probable que les orbites de ces objets ont été perturbées, sans qu'on puisse dire par quel objet. Depuis 1999, on connaît suffisamment d'objets de ce type pour pouvoir parler d'une classe d'objets distincts des plutinos et des " classiques ". Quelques représentants de cette famille : (15874) 1996 TL66 et (136199) Éris, qui est, avec ses quelques 2500km de diamètre, le plus gros objet transneptunien connu à ce jour.
5) Enfin, un certain nombre d'objets qui n'entrent dans aucune de ces catégories.
Hormis les comètes, d'autres objets du système solaire proviennent sans doute de cette région. On estime ainsi qu'il est probable qu'un groupe d'astéroïdes particulier, les centaures, soit originaire de la ceinture de Kuiper. L'un d'eux, (2060) Chiron, est d'ailleurs une comète active. (il a donc la particularité d'être classé à la fois comme comète et comme astéroïde).


Dernière édition par Nuit De Chine le Mar 2 Juil 2013 - 7:26, édité 2 fois
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MessageSujet: Re: Glossaire astronomique Ven 28 Juin 2013 - 9:46

Résonance avec Neptune :

La résonance orbitale avec Neptune est le facteur principal de la classification des KBOs. La majorité (>600 objets en Novembre 2005) n’est pas en résonance. Ces objets, appelés classiques ou cubewanos, se trouvent entre la résonance 2:3 (~39.4AU; >140 plutinos) et la résonance 1:2 résonance (~47.7AU; 7 twotinos en anglais). La résonance 1:2 semble d’être une limite importante. Il reste à élucider s’il agit là réellement de la limite extérieure de la Ceinture Classique ou juste d’une division.


Classification des orbites.

Il faut souligner que la distribution connue des objets pourrait être fausse par la limitation des observations aux objets près de l’écliptique . Même des objets avec une grande inclinaison de l’orbite (exemple 2004 XR190) ont été découverts à leur passage près de l’écliptique. En plus, en majorité, les objets ont été détectés sur une partie de leur orbite plus proche du Soleil.

Pendant que les orbites excentriques des objets résonants les amènent souvent à l’intérieur de l’orbite de Neptune, les membres de la Ceinture classique restent sur des orbites plus circulaires.

Le premier diagramme montre les grands objets de la Ceinture : Pluton, les plus grands plutinos (Orcus et Ixion) et les plus grands cubewanos avec deux notables objets épars (au-delà de la résonance 1:2).

L’ excentricité des orbites est représentée par les segments rouges (de périhélie à aphélie) avec l’inclinaison représentée sur l’axe vertical.


Les grands cubewanos, plutinos et objets épars proches.

Le deuxième graphique montre la distribution des tous les objets connus de la Ceinture de Kuiper. Clairement visibles sont les familles des objets en résonance orbitale 2:3 (plutinos), 1:1 (astéroïdes troyens de Neptune), 2:5, 1:2 et d’autres résonances mineures. Les objets épars proches, au-delà de cette dernière résonance, sont aussi représentés. Voir aussi cubewanos.


Distribution des orbites des cubewanos, plutinos et les objets épars proches.

Controverse sur le statut de la planète Pluton :

Plusieurs corps de la ceinture de Kuiper ont une orbite qui croise celle de Neptune avec une configuration stable semblable à celle de Pluton.

Par ailleurs la composition chimique de Triton, le plus gros satellite de Neptune est très proche de celle de Pluton, ce qui semble indiquer une origine commune. Il est donc possible que ces deux corps aient vu leur orbite modifiée par la géante gazeuse.

En 2002 a été découvert dans la ceinture de Kuiper un nouvel objet, (50000) Quaoar qui vola à l'astéroïde (1) Cérès, en faisant abstraction des satellites naturels des planètes, son titre de plus gros corps du système solaire après Pluton. La taille de la planète devint alors moins exceptionnelle par rapport aux composants de la ceinture.

En 2005, on a découvert (136199) Éris, un corps lointain de la ceinture de Kuiper plus grand que Pluton: son diamètre est évalué à plus de 3300 km, un peu moins que la Lune. Avec ses 2100km, Pluton est donc aujourd'hui dépassé en taille par les plus gros représentants de la ceinture de Kuiper. Cette situation a relancé le débat sur le statut de Pluton et lors de la 26e assemblée triennale de l'Union astronomique internationale (UAI),le 23 août 2006, les membres ont voté en faveur du fait de donner à Pluton le statut de planète naine. Cette appellation sera applicable à l'astéroïde Céres et tous les gros objets de la ceinture de Kuiper.

"Les observations récentes ont changé notre vision des systèmes planétaires et il est important que la nomenclature des objets reflète notre compréhension actuelle. Ceci s'applique en particulier à la définition d'une planète. Le mot planète désignait initialement les vagabonds du ciel, c'est-à-dire les points de lumière qui bougeaient par rapport aux étoiles. Les découvertes récentes nous conduisent à une nouvelle définition correspondant à l'état de nos connaissances".

"En conséquence, l'Union astronomique internationale (UAI) décide de répartir les planètes et les autres corps de notre Système solaire en trois catégories de la manière suivante :

1 ) Une planète (note 1) est un corps céleste, qui :
est en orbite autour du Soleil ;
a une masse suffisante pour que sa gravité l'emporte sur les forces de cohésion du corps solide et le maintienne en équilibre hydrostatique, sous une forme presque sphérique ;
a éliminé tout corps susceptible de se déplacer sur une orbite proche ;
2) Une planète naine est un corps céleste, qui :
est en orbite autour du Soleil ;
a une masse suffisante pour que sa gravité l'emporte sur les forces de cohésion du corps solide et le maintienne en équilibre hydrostatique, sous une forme presque sphérique ;
n'a pas éliminé tout corps susceptible de se déplacer sur une orbite proche ;
n'est pas un satellite ;
3) Tous les autres objets (note 3) en orbite autour du Soleil, à l'exception des satellites, sont appelés petits corps du Système solaire.

Composition :

Il est difficile de connaître la composition d'objets si lointains. Néanmoins, plusieurs analyses spectroscopiques ont pu être faites. Certains objets, tels (15789) 1993 SC, semblent recouverts de méthane et d'autres hydrocarbures légers. D'autres, tels (19308) 1996 TO66, semblent avoir de la glace d'eau à leur surface.

Pour l'instant, c'est tout ce qui est connu. De futurs survols par des sondes interplanétaires pourraient permettre un élargissement de nos connaissances à leur sujet.

Limite extérieure de la ceinture de Kuiper :

Depuis 1998, un net déficit est apparu dans le nombre d'objets observés au-delà de 47 ua. Cela ne semble pas être un biais de l'observation et bien que tous les scientifiques ne soient pas d'accord sur cette explication, cela semble indiquer que la ceinture de Kuiper se termine vers 50 ua.

Cela ne signifie pas qu'aucun objet n'existe pas plus loin, ni n'exclut l'existence d'une deuxième ceinture de Kuiper plus éloignée. En fait, en 2004, la découverte de (90377) Sedna semble confirmer l'existence d'objets entre la ceinture de Kuiper et le lointain nuage d'Oort.
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MessageSujet: Re: Glossaire astronomique Mar 2 Juil 2013 - 7:32

002 - Aldébaran


Aldébaran, également appelée Alpha Tauri (α Tauri/α Tau) selon la désignation de Bayer, est l'étoile la plus brillante de la constellation du Taureau. Située à environ 65 années-lumière du Soleil, elle est la 13e étoile la plus brillante du ciel nocturne. Sa magnitude absolue est de −0,63 et sa magnitude apparente moyenne de +0,86. Son nom vient de l'arabe al dabarān qui signifie le suiveur, en référence à l'étoile qui suit les Pléiades dans leur course à travers le ciel nocturne.
Visuellement, Aldébaran semble être le membre le plus brillant d'un groupe d'étoiles assez étalé : l'amas des Hyades, qui est l'amas le plus proche de la Terre, mais Aldébaran est en fait situé à mi-chemin entre la Terre et les Hyades et est donc indépendant de celui-ci.


Description :

Aldébaran est une géante rouge de magnitude 0,86 et de type spectral K5III, ce qui signifie qu'elle est orangée, grande et qu'elle a quitté la séquence principale après avoir utilisé tout son hydrogène. Maintenant, elle brûle essentiellement de l'hélium et s'est étendue en atteignant un diamètre approximatif de 6,1×107 km, soit environ 44,2 fois celui du Soleil. Elle a une compagne, une naine rouge de type M2, difficile à voir car de faible magnitude (13).
Du fait de son grand diamètre, la température de surface de l'étoile est faible (3 400 K). Elle nous est distante de 65 années-lumière environ. Le satellite Hipparcos l'a située à une distance de 20,0 pc (65,1 al) et sa luminosité est 150 fois plus grande que celle du Soleil. Lorsqu'on tient compte de sa magnitude et de sa distance, elle est la treizième étoile la plus brillante dans le ciel. C'est une étoile faiblement variable de type pulsante ; sa magnitude varie d'environ 0,2 unité.
En 1997, on détecta autour d'elle ce qui pourrait être une grosse planète ou une petite naine brune avec une masse minimum de 11 fois celle de Jupiter et orbitant à une distance de 1,35 ua.
Aldébaran est une des étoiles les plus faciles à situer dans le ciel, partiellement à cause de sa luminosité et partiellement à cause de sa relative proximité avec l'un des astérismes les mieux connus :
Aldébaran est la première étoile brillante que l'on trouve en suivant les trois étoiles de la ceinture d'Orion (de gauche à droite dans l'hémisphère nord et de droite à gauche dans l'hémisphère sud).


Dernière édition par Nuit De Chine le Mar 2 Juil 2013 - 8:02, édité 1 fois
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MessageSujet: Re: Glossaire astronomique Mar 2 Juil 2013 - 7:59

003 - Obéron



Obéron, également appelé Uranus IV, est le plus éloigné des grands satellites naturels d'Uranus. C'est le deuxième satellite d'Uranus de par sa taille et sa masse et le neuvième du Système solaire en masse. Découvert par William Herschel en 1787, Obéron doit son nom à un personnage de la pièce de Shakespeare, Le Songe d'une nuit d'été. Son orbite autour d'Uranus est partiellement située en dehors de la magnétosphère d'Uranus.
Obéron est constitué de glace et de roche en quantités approximativement égales. Le satellite est probablement différencié en un noyau rocheux et un manteau glacé. Une couche d'eau liquide pourrait être présente à l'interface entre le noyau et le manteau. La surface d'Obéron, qui est sombre et légèrement rouge, semble avoir été principalement modelée par les impacts d'astéroïdes et de comètes. Il est couvert par de nombreux cratères d'impacts, certains atteignant jusqu'à 210 km de diamètre. Obéron a probablement connu un épisode de resurfaçage endogène qui a recouvert les surfaces les plus anciennes très cratérisées. Par la suite, l'expansion de son intérieur a engendré sur la surface d'Obéron un réseau de canyons et d'escarpements de faille. À l'instar de toutes les lunes majeures d'Uranus, Obéron s'est probablement formé à partir du disque d'accrétion qui entourait Uranus juste après la formation de la planète.
Le système uranien n'a été étudié de près qu'une seule fois, par la sonde Voyager 2 en janvier 1986. Voyager 2 a pris plusieurs images d'Obéron, permettant ainsi de cartographier environ 40 % de la surface de cette lune.

Découverte
Obéron est découvert par William Herschel le 11 janvier 1787, le même jour que Titania, la plus grande lune d'Uranus. Herschel signale par la suite la découverte de quatre satellites supplémentaires, mais qui se sont révélés être des erreurs d'observation. Durant les cinquante années suivant leur découverte, Titania et Obéron ne seront observés par aucun autre astronome que Herschel, bien que ces satellites puissent en 2008 être observés depuis la Terre avec un télescope amateur haut de gamme.
Obéron fut initialement désigné comme « le deuxième satellite d'Uranus » et, en 1848, reçut la désignation Uranus II par William Lassell, bien qu'il ait parfois utilisé la numérotation de William Herschel (où Titania et Obéron sont II et IV). En 1851, Lassell attribua finalement aux quatre satellites connus des chiffres romains en fonction de leur éloignement de la planète et depuis Obéron est appelé Uranus IV.

Nom
Toutes les lunes d'Uranus sont nommées d'après des personnages des œuvres de William Shakespeare ou d'Alexander Pope. Obéron, roi des fées dans différentes légendes, est un personnage majeur de la pièce Le Songe d'une nuit d'été. Les noms des quatre satellites d'Uranus ont été suggérés par le fils de Herschel, John, en 1852, à la demande de William Lassell, qui, l'année précédente, avait découvert les deux autres lunes, Ariel et Umbriel. L'adjectif dérivé de Obéron est obéronien.

Orbite
Obéron est en orbite autour d'Uranus à une distance d'environ 584 000 km. C'est le plus éloigné des cinq grands satellites de la planète. L'excentricité et l'inclinaison par rapport à l'équateur d'Uranus de l'orbite d'Obéron sont faibles. Obéron est en rotation synchrone autour d'Uranus, c'est-à-dire que sa période orbitale et sa période de rotation ont la même durée d'environ 13,5 jours ; sa face en regard de la planète est toujours la même.
Une proportion significative de l'orbite d'Obéron est située en dehors de la magnétosphère d'Uranus. Sa surface est donc parfois directement frappée par le vent solaire6. L'hémisphère arrière (c'est-à-dire opposé au mouvement orbital) des satellites, dont l'orbite est entièrement située au sein de la magnétosphère de la planète, est influencé par le plasma magnétosphérique qui est en rotation avec la planète. Ce bombardement peut conduire à l'assombrissement des hémisphères arrière, comme c'est le cas pour toutes les autres lunes d'Uranus.
L'axe de rotation d'Uranus étant très fortement incliné par rapport à son plan orbital, ses satellites, qui sont en orbite sur son plan équatorial, connaissent des cycles saisonniers extrêmes. Les pôles nord et sud d'Obéron ont des cycles de 42 ans d'éclairement continu, puis de nuit continue. Tous les 42 ans, lors des équinoxes d'Uranus, le plan équatorial de cette planète se confond avec celui de la Terre. Les lunes d'Uranus peuvent à cette occasion s'occulter les unes les autres, comme par exemple l'occultation d'Umbriel par Obéron qui s'est produite le 4 mai 2007 et dura six minutes.


Dernière édition par Nuit De Chine le Mar 2 Juil 2013 - 8:02, édité 1 fois
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MessageSujet: Re: Glossaire astronomique Mar 2 Juil 2013 - 8:01

Compsition et structure interne
Obéron est la seconde plus grande et la seconde plus massive des lunes d'Uranus après Titania, et la neuvième plus grande lune du Système solaire. La densité élevée d'Obéron (1,63 g/cm3), supérieure à celle des satellites de Saturne par exemple, indique qu'il est constitué en proportions à peu près égales de glace d'eau et d'un matériau dense autre que la glace. Ce matériau pourrait être composé de rochers et de matériaux carbonacés parmi lesquels des composés organiques de masse élevée. Des observations spectroscopiques ont montré la présence d'eau glacée cristalline à la surface du satellite. Les raies d'absorption de la glace sont plus intenses sur l'hémisphère arrière d'Obéron que sur son hémisphère avant. C'est le contraire de ce qui est observé sur les autres lunes d'Uranus, où l'hémisphère avant présente des traces d'eau plus importantes. La raison de cette asymétrie est inconnue, mais elle pourrait être due au bombardement par des particules chargées de la magnétosphère d'Uranus qui est plus important sur l'hémisphère avant. Les particules énergétiques ont tendance à éroder la glace, à décomposer le méthane présent dans la glace sous forme d'hydrate et à assombrir les autres composés organiques, laissant un sombre résidu riche en carbone à la surface.
Obéron pourrait être différencié en un noyau rocheux entouré d'un manteau glacé. Si tel est le cas, le rayon du noyau (480 km) serait d'environ 63 % celui du satellite, et sa masse d'environ 54 % celle du satellite, valeurs qui dépendent de la composition du satellite. La pression au centre d'Obéron est d'environ 0,5 GPa (5 kbar). L'état physique du manteau de glace est inconnu. Si la glace contient assez d'ammoniac ou d'autres antigels comme des sels dissous, Obéron pourrait posséder une couche océanique liquide à la frontière entre le noyau et le manteau. L'épaisseur de cet océan, s'il existe, serait inférieure à 40 km et sa température d'environ 180 K. Toutefois, la structure interne d'Obéron dépend fortement de son histoire thermique, qui est mal connue en 2009.

Géologie
Obéron est la seconde lune la plus sombre après Umbriel parmi les grands satellites d'Uranus. Sa surface présente un fort effet d'opposition : sa réflectivité diminue de 31 % à un angle de phase de 0 ° (albédo géométrique) à 22 % à un angle d'environ 1 °. Obéron a un faible albédo de Bond (également appelé albédo global ou albédo planétaire) d'environ 14 %. Sa surface est en général légèrement rouge, à l'exception des jeunes dépôts d'impact, qui sont spectralement neutres (c'est-à-dire gris) ou légèrement bleus. Obéron est le plus rouge des satellites d'Uranus. Les hémisphères arrière et avant sont asymétriques : l'hémisphère avant est plus rouge que l'hémisphère arrière car il contient davantage de matériau rouge sombre. La coloration rouge des surfaces pourrait être due au bombardement des surfaces d'Obéron par des particules chargées et des micrométéorites issues du milieu spatial sur des échelles de temps de l'ordre de l'âge du Système solaire. Cependant, il est plus probable que l'asymétrie de couleur de Titania soit due au dépôt de matérieau rouge provenant des parties externes du système uranien (peut-être des satellites irréguliers) qui se serait principalement déposé sur l'hémisphère avant.
Les scientifiques ont identifié deux types de caractéristiques géologiques sur Obéron : les cratères d'impact et les chasmata (canyons). Les surfaces anciennes d'Obéron sont les plus cratérisées de toutes les lunes d'Uranus. La densité de cratères est proche de la saturation, c'est-à-dire que la formation de nouveaux cratères est contrebalancée par la destruction de cratères plus anciens. Le diamètre des cratères va de quelques kilomètres à 206 kilomètres pour le plus grand cratère connu, Hamlet. Beaucoup de grands cratères sont entourés par des éjectas d'impact brillants (des rayons de glace relativement fraîche). Les planchers des plus grands cratères, Hamlet, Othello et Macbeth, sont composés de matériaux très sombres déposés après leur formation. Une montagne d'une altitude d'environ 11 km a été observée au sud-est sur certains clichés de Voyager. Il pourrait être le pic central d'un bassin d'impact (c'est-à-dire d'un grand cratère d'impact) d'un diamètre d'environ 375 km.
La surface d'Obéron est parcourue par un système de canyons, qui sont cependant moins répandus que ceux de Titania. Les canyons sont probablement des failles normales ou des escarpements de faille, qui peuvent être anciens ou récents. Les escarpements traversent les dépôts brillants de certains vieux grands cratères ; leur formation est donc postérieure à celle des cratères. Le plus grand canyon d'Obéron est le Mommur Chasma.
La géologie d'Obéron a été influencée par deux phénomènes majeurs : la formation de cratères d'impact et le resurfaçage endogène. Le premier processus existe depuis la création d'Obéron et est à l'origine de son apparence actuelle. Le second, le resurfaçage endogène, fut actif durant quelque temps suivant la formation de la lune. Ces procédés endogènes étaient principalement de nature tectonique et sont responsables de la formation des canyons, d'immenses craquelures dans la croûte glacée. Les canyons recouvrent une partie des plus anciennes surfaces d'Obéron. Ces craquelures sont dues à l'expansion d'Obéron par un facteur d'environ 0,5 %. Celle-ci se produisit en deux phases, menant à la création des vieux canyons et des jeunes canyons.
La nature des taches sombres, qui sont majoritairement présentes sur l'hémisphère avant et dans les cratères, est inconnue. Certains scientifiques supposent qu'elles sont d'origine cryovolcanique, telles les maria lunaire. Selon d'autres, les impacts auraient mis au jour du matériel sombre précédemment enfoui sous la croûte de glace pure. Cette dernière hypothèse signifierait qu'Obéron serait au moins partiellement différentiée avec une croûte de glace en surface, tandis que l'intérieur du satellite ne serait pas différentié.

Origine et évolution
Obéron se serait formé à partir d'un disque d'accrétion ou sous-nébuleuse, c'est-à-dire un disque de gaz et de poussières. Celui-ci aurait soit été présent autour d'Uranus pendant quelque temps après sa formation, soit il aurait été créé par l'impact géant auquel Uranus doit son oblicité. La composition précise de la sous-nébuleuse est inconnue, mais la densité relativement élevée d'Obéron et d'autres lunes d'Uranus par rapport aux lunes de Saturne indique qu'elle devait être pauvre en eau. Cette nébuleuse aurait pu être composée d'importantes quantités d'azote et de carbone présents sous forme de monoxyde de carbone et de diazote et non pas sous forme d'ammoniac ni de méthane. Les satellites formés dans cette sous-nébuleuse contiendraient moins de glace d'eau (avec du CO et de N2 piégés sous forme de clathrates) et davantage de roches, ce qui expliquerait leur densité élevée.
L'accrétion d'Obéron dura probablement plusieurs milliers d'années. Les impacts qui accompagnèrent l'accrétion ont chauffé la couche externe du satellite. La température maximale d'environ 230 K a été atteinte à la profondeur d'environ 60 km. Après la fin de la formation du satellite, la couche sub-surfacique s'est refroidie, tandis que l'intérieur d'Obéron fut échauffé par la décomposition des éléments radioactifs présents dans les roches. La couche refroidie sous la surface s'est contractée, tandis que l'intérieur s'est dilaté. Cela entraîna de fortes contraintes dans la croûte du satellite et provoqua des craquelures. Ce processus qui dura environ 200 millions d'années pourrait être à l'origine du système de canyons visible sur Obéron. Toute activité endogène a cessé il y a plusieurs milliards d'années.
L'échauffement initial consécutif à l'accrétion et la désintégration radioactive des éléments ont sans doute été suffisamment intenses pour faire fondre la glace si un antigel tel l'ammoniac était présent (sous la forme d'hydrate d'ammoniac). Une fusion importante pourrait avoir séparé la glace des roches et engendrer la formation d'un noyau rocheux entouré d'un manteau de glace. Une couche d'eau liquide (océan) riche en ammoniac dissous pourrait s'être formée à la frontière entre le noyau et le manteau. La température de fusion de ce mélange est de 176 K. Si la température a chuté en dessous de cette valeur, l'océan serait désormais gelé. La solidification de l'eau aurait conduit à l'expansion de l'intérieur, une autre cause possible de la formation des canyons. Néanmoins, les connaissances actuelles sur l'évolution passée d'Obéron restent très limitées.
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Glossaire astronomique

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