por Mindomo Team 3 anos atrás
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Le Soleil est l'étoile du système solaire et de loin sa principale composante. Sa grande masse (332 900 masses terrestres) produit des températures et des densités dans son noyau suffisamment élevées pour soutenir la fusion nucléaire, qui libère d'énormes quantités d'énergie, principalement rayonnée dans l'espace sous forme de rayonnement électromagnétique, culminant dans la bande 400-700 nm de lumière visible.
Le Soleil est classé comme naine jaune de type G2, mais ce nom est trompeur car, comparé à la majorité des étoiles de notre galaxie, le Soleil est plutôt grand et brillant. Les étoiles sont classées par le diagramme de Hertzsprung-Russell, un graphique qui trace la luminosité des étoiles avec leurs températures de surface. En général, les étoiles les plus chaudes sont plus brillantes. On dit que les étoiles suivant ce modèle sont sur la séquence principale, et le Soleil se trouve juste au milieu de celle-ci. Cependant, les étoiles plus brillantes et plus chaudes que le Soleil sont rares, tandis que les étoiles sensiblement plus sombres et plus froides, connues sous le nom de naines rouges, sont courantes, représentant 85 % des étoiles de la galaxie.
Le soleil est une étoile; elle est née dans les derniers stades de l'évolution de l'univers et contient donc plus d'éléments plus lourds que l'hydrogène et l'hélium ("métaux" dans le jargon astronomique) que les étoiles plus anciennes de la population II. Des éléments plus lourds que l'hydrogène et l'hélium se sont formés dans les noyaux d'étoiles anciennes et en explosion, de sorte que la première génération d'étoiles a dû mourir avant que l'univers puisse être enrichi avec ces atomes.
Ce composite couleur haute résolution de Titania a été réalisé à partir d'images de Voyager 2 prises le 24 janvier 1986, alors que le vaisseau spatial approchait de son approche la plus proche d'Uranus. La caméra à angle étroit de Voyager a acquis cette image de Titania, l'une des grandes lunes d'Uranus, à travers les filtres violet et clair. Le vaisseau spatial se trouvait à environ 500 000 kilomètres (300 000 miles) ; la photo montre des détails d'environ 9 km (6 mi). Titania a un diamètre d'environ 1 600 km (1 000 mi). En plus de nombreuses cicatrices dues aux impacts, Titania présente des preuves d'autres activités géologiques à un moment donné de son histoire. La grande caractéristique en forme de tranchée près du terminateur (limite jour-nuit) au milieu à droite suggère au moins un épisode d'activité tectonique. Une autre structure en forme de bassin près du coin supérieur droit témoigne d'une ancienne période d'activité intense. La couleur gris neutre de Titania est caractéristique de l'ensemble des satellites uraniens. Le projet Voyager est géré pour la NASA par le Jet Propulsion Laboratory.
Cette mosaïque géante révèle la lune glacée de Saturne Rhéa dans toute sa gloire marquée par le cratère.
Cette vue se compose de 21 images à filtre clair et est centrée à 0,4 degrés de latitude sud et 171 degrés de longitude ouest.
Le bassin d'impact géant Tirawa est vu au-dessus et à droite du centre. Tirawa, et le bassin encore plus grand de Mamaldi à son sud-ouest, sont tous deux couverts de cratères d'impact, ce qui indique qu'ils sont assez anciens.
Le cratère de rayon lumineux d'environ 40 kilomètres de large (25 miles) vu dans de nombreuses vues de Cassini de Rhéa est situé sur le côté droit de cette mosaïque (à 12 degrés de latitude sud, 111 degrés de longitude ouest). Voir PIA07764 pour une vue rapprochée de la partie orientale du brillant cratère de rayon.
Il y a peu de signes d'activité tectonique dans cette vue. Cependant, les traînées vaporeuses sur Rhea qui ont été vues à une résolution inférieure par les vaisseaux spatiaux Voyager et Cassini de la NASA, dépassaient le membre occidental (gauche) de cette perspective. Dans les images de survol de Cassini à haute résolution de Dione, des caractéristiques similaires ont été identifiées comme des fractures causées par un tectonisme étendu
Rhéa est la deuxième plus grande lune de Saturne, avec 1 528 kilomètres (949 miles) de diamètre.
Les images de cette mosaïque ont été prises avec la caméra à angle étroit du vaisseau spatial Cassini lors d'un survol rapproché le 26 novembre 2005. Les images ont été acquises alors que Cassini s'approchait de la lune à des distances allant de 79 190 à 58 686 kilomètres (49 206 à 36 466 miles) de Rhéa et à un vaisseau spatial Soleil-Rhéa, ou angle de phase, d'environ 19 degrés. L'échelle de l'image dans la mosaïque est de 354 mètres (1 161 pieds) par pixel.
La mission Cassini-Huygens est un projet coopératif de la NASA, de l'Agence spatiale européenne et de l'Agence spatiale italienne. Le Jet Propulsion Laboratory, une division du California Institute of Technology à Pasadena, gère la mission pour la Direction des missions scientifiques de la NASA, à Washington, D.C. L'orbiteur Cassini et ses deux caméras embarquées ont été conçus, développés et assemblés au JPL. Le centre d'opérations d'imagerie est basé au Space Science Institute de Boulder, dans le Colorado.
Europe, est la sixième lune la plus proche de la planète Jupiter, et le plus petit de ses quatre satellites galiléens, mais reste l'un des plus grands corps du système solaire. Europa a été découverte en 1610 par Galileo Galilei et peut-être indépendamment par Simon Marius à la même époque. Une observation progressivement plus approfondie d'Europe a eu lieu au cours des siècles par des télescopes terrestres et par des survols de sondes spatiales à partir des années 1970.
Légèrement plus petite que la Lune de la Terre, Europe est principalement constituée de roches silicatées et possède probablement un noyau de fer. Il a une atmosphère ténue composée principalement d'oxygène. Sa surface est composée de glace et est l'une des plus lisses du système solaire. Cette surface est striée de fissures et de stries, tandis que les cratères sont relativement peu fréquents. La jeunesse apparente et la douceur de la surface ont conduit à l'hypothèse qu'un océan d'eau existe en dessous, qui pourrait éventuellement servir de demeure à la vie extraterrestre. Cette hypothèse propose que l'énergie thermique provenant de la flexion des marées fait que l'océan reste liquide et entraîne une activité géologique similaire à la tectonique des plaques.
La mission Galileo, lancée en 1989, a fourni l'essentiel des données actuelles sur Europa. Bien que seules des missions de survol aient visité la lune, les caractéristiques intrigantes d'Europe ont conduit à plusieurs propositions d'exploration ambitieuses. La prochaine mission en Europe est Jupiter Icy Moon Explorer (JUICE) de l'Agence spatiale européenne, dont le lancement est prévu en 2022.
Callisto est une lune de la planète Jupiter. Il a été découvert en 1610 par Galileo Galilei. C'est la troisième plus grande lune du système solaire et la deuxième plus grande du système jovien, après Ganymède. Callisto a environ 99% du diamètre de la planète Mercure mais seulement environ un tiers de sa masse. C'est la quatrième lune galiléenne de Jupiter par la distance, avec un rayon orbital d'environ 1 880 000 km. Il ne fait pas partie de la résonance orbitale qui affecte trois satellites galiléens intérieurs - Io, Europa et Ganymède - et ne subit donc pas de réchauffement notable des marées. Callisto tourne de manière synchrone avec sa période orbitale, de sorte que le même hémisphère fait toujours face (est verrouillé par marée) à Jupiter. La surface de Callisto est moins affectée par la magnétosphère de Jupiter que les autres satellites internes car elle orbite plus loin.
Callisto est composé de quantités approximativement égales de roche et de glace, avec une densité moyenne d'environ 1,83 g/cm3. Les composés détectés par spectroscopie à la surface comprennent la glace d'eau, le dioxyde de carbone, les silicates et les composés organiques. L'enquête du vaisseau spatial Galileo a révélé que Callisto pourrait avoir un petit noyau de silicate et peut-être un océan souterrain d'eau liquide à des profondeurs supérieures à 100 km.
La surface de Callisto est fortement cratérisée et extrêmement ancienne. Il ne montre aucune signature de processus souterrains tels que la tectonique des plaques ou le volcanisme, et on pense qu'il a évolué principalement sous l'influence des impacts. Les principales caractéristiques de surface comprennent des structures à anneaux multiples, des cratères d'impact de formes diverses et des chaînes de cratères (catènes) et les escarpements, crêtes et dépôts associés. À petite échelle, la surface est variée et se compose de petits dépôts de givre brillant au sommet des élévations, entourés d'une couche basse et lisse de matériau sombre. On pense que cela résulte de la dégradation par sublimation de petits reliefs, qui est soutenue par le déficit général de petits cratères d'impact et la présence de nombreux petits boutons, considérés comme leurs vestiges. Les âges absolus des reliefs ne sont pas connus.
Callisto est entouré d'une atmosphère extrêmement mince composée de dioxyde de carbone[6] et probablement d'oxygène moléculaire, ainsi que d'une ionosphère assez intense.
On pense que Callisto s'est formé par accrétion lente à partir du disque de gaz et de poussière qui entourait Jupiter après sa formation. L'accrétion graduelle de Callisto et le manque de chaleur de marée signifiaient qu'il n'y avait pas assez de chaleur disponible pour une différenciation rapide. La convection lente à l'intérieur de Callisto, qui a commencé peu après la formation, a conduit à une différenciation partielle et peut-être à la formation d'un océan souterrain à une profondeur de 100 à 150 km et d'un petit noyau rocheux.
La présence probable d'un océan au sein de Callisto laisse ouverte la possibilité qu'il puisse abriter la vie. Cependant, on pense que les conditions sont moins favorables que sur Europa à proximité. Diverses sondes spatiales des Pionniers 10 et 11 à Galileo et Cassini ont étudié la lune. En raison de ses faibles niveaux de rayonnement, Callisto a longtemps été considéré comme l'endroit le plus approprié pour une base humaine pour l'exploration future du système jovien.
Ganymède est un satellite de Jupiter et la plus grande lune du système solaire. C'est la septième lune et le troisième satellite galiléen à l'extérieur de Jupiter. Complétant une orbite en environ sept jours, Ganymède participe à une résonance orbitale 1:2:4 avec les lunes Europa et Io, respectivement. Elle a un diamètre de 5 268 km (3 273 mi), 8 % plus grand que celui de la planète Mercure, mais n'a que 45 % de la masse de cette dernière. Son diamètre est 2% plus grand que celui de Titan, la deuxième plus grande lune. Il a également la masse la plus élevée de tous les satellites planétaires, avec 2,02 fois la masse de la lune de la Terre.
Ganymède est composé de quantités à peu près égales de roche silicatée et de glace d'eau. C'est un corps entièrement différencié avec un noyau liquide riche en fer. On pense qu'un océan d'eau salée existe à près de 200 km sous la surface de Ganymède, pris en sandwich entre des couches de glace. Sa surface est composée de deux principaux types de terrain. Des régions sombres, saturées de cratères d'impact et datées de quatre milliards d'années, couvrent environ un tiers du satellite. Des régions plus claires, recoupées par de vastes rainures et crêtes et à peine moins anciennes, recouvrent le reste. La cause de la géologie perturbée du terrain léger n'est pas entièrement connue, mais était probablement le résultat de l'activité tectonique provoquée par le réchauffement des marées.
Ganymède est le seul satellite du système solaire connu pour posséder une magnétosphère, probablement créée par convection dans le noyau de fer liquide. La maigre magnétosphère est enfouie dans le champ magnétique beaucoup plus large de Jupiter et ne se manifesterait que par une perturbation locale des lignes de champ. Le satellite a une fine atmosphère d'oxygène qui comprend O, O2 et éventuellement O3 (ozone). L'hydrogène atomique est un constituant atmosphérique mineur. La question de savoir si le satellite a une ionosphère associée à son atmosphère n'est pas résolue.
La découverte de Ganymède est attribuée à Galileo Galilei, qui fut le premier à l'observer le 7 janvier 1610. Le nom du satellite fut bientôt suggéré par l'astronome Simon Marius, pour le mythologique Ganymède, échanson des dieux grecs et amant de Zeus.
