Vie et Mort d une Etoiles

 

 

NOTRE SOLEIL

Notre Étoile Soleil
Le Soleil est l’étoile du Système solaire. Dans la classification astronomique, c’est une étoile de type naine jaune, composée d’hydrogène et d’hélium. Wikipédia
Distance de la Terre : 149,6 millions km
Rayon : 695 700 km
Température de surface : 5 778 K
Masse : 1,989 × 10^30 kg
Magnitude : -26,74
Type spectral : G2V

LA LUNE EN DETAIL

 

La Lune
La Lune est l'unique satellite naturel de la Terre. Suivant la désignation systématique des satellites, la Lune est appelée Terre I; cependant en pratique cette forme n'est pas utilisée. Wikipédia
Distance de la Terre : 384 400 km
Rayon : 1 737 km
Gravité : 1,622 m/s²
Période orbitale : 27 jours
Âge : 4,53 milliards ans
Orbites : Terre

LES MERS ET LES CRATERES PRINCIPAUX DE LA LUNE

SES CRATERES EN DETAIL ILLUSTRES

Les différents types de galaxies

L’observation des nébuleuses

Grâce aux progrès constants dans les moyens d’observation du ciel, les astronomes du XVIIIe siècle se rendirent compte qu’il existait de nombreux objets diffus qu’ils baptisèrent du nom de nébuleuse. A cette époque, l’astronome français Charles Messier établit une liste d’une centaine de ces objets. Il leur donna les noms bien connus de nos jour comme par exemple M31 pour la galaxie d’Andromède.

Au XIXe siècle, William Herschel et son fils établirent une liste de plus de 5000 objets qui devint plus tard le fameux Nouveau Catalogue Général, dans lequel la même galaxie d’Andromède se nomme NGC 224.

Nous savons de nos jours que ces nébuleuses ne sont pas toutes des objets de même nature. On trouve ainsi de simples amas d’étoiles ou bien des nuages de gaz, mais aussi des objets extérieurs à la Galaxie. Ce sont ces derniers qui posèrent le plus de difficultés aux astronomes et qui nous intéressent ici.

Le philosophe allemand Emmanuel Kant, qui fut l’un des premiers à réaliser la véritable nature de la Voie Lactée, avança en 1755 que ces nébuleuses étranges étaient d’énormes regroupements d’étoiles, de nature semblable à la Galaxie et situés bien au-delà des limites de cette dernière. Il les appela des univers-îles.

En 1845, Lord Rosse commença l’étude de ces nébuleuses à l’aide du télescope de 1,80 mètre qu’il venait juste d’achever en Irlande. Il fut alors en mesure d’observer dans certaines d’entre elles une structure spirale très nette et en déduisit que ces objets étaient des systèmes d’étoiles à part entière, distincts de la Voie Lactée.

Le grand débat entre Harlow Shapley et Heber Curtis

Au début du XXe siècle, la communauté astronomique était divisée en deux camps, pour ou contre l’hypothèse des univers-îles. En 1920 eut lieu un célèbre débat à Washington, où s’affrontèrent les champions de ces deux camps.

D’un côté, on trouvait Harlow Shapley qui avançait que la Galaxie était énorme, d’un diamètre de 300.000 années-lumière, et pensait que les nébuleuses spirales étaient des objets gazeux contenus dans notre Galaxie même.

En effet, les mesures de distance de l’époque indiquaient que les Nuages de Magellan se trouvaient aux limites de la Galaxie et en faisaient donc encore partie. Nous savons aujourd’hui que leur distance est en fait deux fois plus grande, mais étant donné l’incertitude des mesures de l’époque le doute était permis.

Dans l’autre camp, le chef de file était Heber Curtis, qui ne croyait pas à la description de la Voie Lactée par Harlow Shapley et remettait en cause la méthode des céphéides. Il pensait que la Galaxie était relativement petite, avec un diamètre d’environ 30.000 années-lumière et que les nébuleuses étaient d’autres galaxies situées loin de la nôtre.

Curtis s’appuyait en particulier sur l’observation d’explosions de supernovae dans ces galaxies. Ces observations montraient que les nébuleuses étaient effectivement formées d’étoiles, mais aussi qu’elles étaient très lointaines étant donné la faible luminosité apparente des supernovae.

Mais le débat de 1920 ne régla rien, aucun des participants n’étant en mesure d’apporter un argument vraiment déterminant.

En 2011, le télescope spatial pointe vers l’étoile V1 dans la galaxie d’Andromède, la première céphéide dont Edwin Hubble fut en mesure de déterminer la distance en 1923. Crédit : NASA/ESA/Hubble Heritage Team (STScI/AURA)

Caractéristiques des étoiles				Catégorie : étoiles
L'homme a imaginé que les étoiles les plus brillantes pouvaient constituer des figures. Ces regroupements diffèrent d'une époque à une autre et d'une civilisation à une autre. Les figures devenues traditionnelles, souvent en rapport avec la mythologie grecque, sont appelées constellations.  Les étoiles d'une constellation n'ont rien en commun, si ce n'est d'occuper, vues de la Terre, une position voisine dans le ciel. Elle peuvent être très éloignées les unes des autres.  Toutefois, l'Union astronomique internationale a défini une liste normalisée des constellations, attribuant à chacune une région du ciel, afin de faciliter la localisation des objets célestes. Les étoiles ont une masse comprise entre environ 0,08 et 150 fois la masse du Soleil. Cette grandeur détermine la vie de l'étoile. En 2010, une équipe d’astronomes dirigée par Paul Crowther, Professeur d’astrophysique à l’Université de Sheffield, a découvert l’étoile la plus massive avec une masse supérieure à 300 fois la masse de notre Soleil, soit deux fois les 150 masses solaires considérées comme la masse maximale pour une étoile. L’étoile R136a1, trouvée dans l’amas R136, est l’étoile observée la plus massive avec une masse d’environ 265 masses solaires et une masse calculée à la naissance de 320 fois la masse du Soleil. Une étoile très massive sera très lumineuse mais sa durée de vie sera réduite. Les étoiles très massives produisent des vents très puissants.  "Étant âgée d’un peu plus d’un million d’années, l’étoile la plus extrême, R136a1, est déjà à la moitié de sa vie et a déjà subi un intense régime amaigrissant, perdant un cinquième de sa masse initiale pendant cette période, ce qui correspond à plus de cinquante masses solaires." dit Paul Crowther.  En deçà de la masse minimale, l'échauffement générée par la contraction est insuffisant pour démarrer le cycle de réactions nucléaires. Au-delà de la masse maximale, la force de gravité est insuffisante pour retenir toute la matière de l'étoile une fois les réactions nucléaires entamées. Comparativement à notre planète (environ 12 756 km de diamètre), les étoiles sont gigantesques : le Soleil a un diamètre d'environ 1,5 million de km et certaines étoiles comme Antarès ou Bételgeuse ont un diamètre 800 fois supérieur à notre Soleil. La recherche stellaire quant à elle utilise plutôt la grandeur du rayon plutôt que le diamètre qui reste une notion à deux dimensions.  La magnitude est une échelle logarithmique du flux radiatif de l'étoile. La magnitude est une échelle logarithmique du flux radiatif de l'étoile.		On distingue la magnitude apparente qui dépend de la distance entre l'étoile et l'observateur, et la magnitude absolue, qui est la magnitude de l'étoile si celle-ci était arbitrairement placée à 10 parsec de l'observateur. La magnitude absolue est bien sûr directement liée à la luminosité de l'étoile. Cette dernière grandeur est utilisée par les modèles d'évolution stellaires, tandis que la magnitude apparente est plutôt utilisée pour les observations, puisque l'œil possède une sensibilité également logarithmique. La plupart des étoiles paraissent blanches à l'œil nu. Mais si nous regardons attentivement les étoiles, nous pouvons y remarquer une couleur : bleu, blanc, rouge et même doré. Le fait que les étoiles montrent différentes couleurs resta longtemps un mystère. La couleur permet de classifier les étoiles suivant leur type spectral (qui est en rapport avec la température de l’étoile). Les types spectraux vont du plus violet au plus rouge, c'est-à-dire du plus chaud vers le plus froid et sont classés par les lettres O B A F G K M .  Le Soleil, par exemple, est de type spectral G. Mais il ne suffit pas de caractériser une étoile par sa couleur (son type spectral), il faut aussi mesurer sa luminosité. Pour un type spectral donné, plus l'étoile est grande, plus sa luminosité est forte. Les étoiles O et B sont bleues à l'œil, les étoiles A sont blanches, les étoiles F et G sont jaunes, les étoiles K sont orange, les étoiles M sont rouges. class Description temperature O super massive star ≥ 30000 K W Wolf-Rayet star ≥ 25000 K B massive star 10000 - 30000 K A large star 7300 - 10000 K F solar type 6000 - 7300 K G solar type 5300 - 6000 K K solar type 3800 - 5300 K M sub solar 2500 - 3800 K C carbon star 2400 - 3200 K S sub carbon star 2400 - 3500 K L hot brown dwarf 1300 - 2400 K T cool brown dwarf 600 - 1300 K Y sub brown dwarf < 600 K Tableau : Classification par type spectral.		Image : Image de l’amas globulaire d’Omega du Centaure, prise par le télescope spatial Hubble avec la Wide Field Camera 3 (WFC3), en 2009. crédit : NASA, ESA, and the Hubble SM4 ERO Team. La couleur permet de classifier les étoiles suivant leur type spectral (qui est en rapport avec la température de l’étoile). Les types spectraux vont du plus violet au plus rouge, c'est-à-dire du plus chaud vers le plus froid et sont classés par les lettres O B A F G K M .  Les étoiles O et B sont bleues à l'œil, les étoiles A sont blanches, les étoiles F et G sont jaunes, les étoiles K sont orange, les étoiles M sont rouges.
Catégorie d'étoiles : naine
nota : Les naines brunes ne sont pas des étoiles ou plutôt ce sont des étoiles ratées. Leur masse se situe entre celles des petites étoiles et celle des grosses planètes. En effet, au dessus de 8% de la masse solaire, une protoétoile amorce des réactions thermonucléaires et brille. Les naines brunes ne sont pas suffisamment massives mais elles rayonnent un peu de chaleur, résidu de sa formation. Il est possible qu'au début de leur formation elles aient démarré une fusion thermonucléaire mais elles se sont éteintes. Les naines brunes n'ont jamais atteint la masse critique (13 fois la masse de Jupiter ou 0,08 fois la masse du Soleil) pour s'enflammer et maintenir un état durable. Les naines brunes sont difficilement observables, puisqu'elles n'émettent qu'un faible rayonnement dans l'infrarouge.  Naines brunes : Teide 1, WISE 0855–0714		nota : Les naines rouges sont de petites étoiles (0,08 et 0,4 masse solaire) rouges et discrètes dont la température en surface est peu élevée (entre 2 500 et 5 000 K), ce qui explique qu'elles brillent dans le rouge ou l'orange. Ces étoiles parmi les plus nombreuses de l'Univers, ne consomment que très peu de carburant nucléaire (hydrogène) et possèdent donc une durée de vie très longue, estimée entre quelques dizaines et 1 000 milliards d'années.   Elles se contractent et s'échauffent lentement jusqu'à ce que tout leur hydrogène soit consommé. Proxima du Centaure ou Alpha Centauri C, l'étoile la plus proche de nous est une naine rouge, de même qu'une vingtaine d'autres parmi les trente étoiles les plus proches du système solaire.  Naines rouges : Proxima Centauri, Regulus C		nota : Les naines blanches sont des résidus d'étoiles éteintes. C’est l’avant-dernière phase de l'évolution des étoiles dont la masse est comprise entre 0,3 et 1,4 fois celle du Soleil. La densité d'une naine blanche est très élevée. Une naine blanche de 1 masse solaire a un rayon de l'ordre de celui de la Terre. Le diamètre de la naine blanche ne dépend pas de sa température, mais de sa masse, plus sa masse est élevée, plus son diamètre est faible. Toutefois, il existe une valeur au-dessus de laquelle une naine blanche ne peut exister, c’est la limite de Chandrasekhar. Au-delà de cette masse, la pression due aux électrons est insuffisante pour compenser la gravité et l'étoile continue sa contraction, jusqu'à devenir une étoile à neutrons. Naines blanches : Sirius B, 40 Eridani B
Catégorie d'étoiles : naine
nota : Les naines jaunes sont des étoiles de taille moyenne, mais les astronomes ne classent les étoiles qu'en naines ou en géantes. Elles ont une température de surface d'environ 6 000 K et brillent d'un jaune vif, presque blanc. À la fin de sa vie, une naine jaune devient une géante rouge puis une naine blanche. Une étoile atteint ce stade lorsque son cœur a épuisé son principal carburant, l'hydrogène. Des réactions de fusion de l'hélium se déclenchent alors, et tandis que le centre de l'étoile se contracte, ses couches externes gonflent, refroidissent et rougissent. Transformé en carbone et en oxygène, l'hélium s'épuise à son tour et l'étoile meurt. L'astre se débarrasse alors de ses couches externes et son centre se contracte pour devenir une naine blanche de la taille d'une planète.  Naines jaunes : Soleil, α Centauri A				nota : Les naines orange sont des étoiles de la séquence principale, de type K V, K (type spectral), V (classe de luminosité). Elles se situent entre les naines jaunes comme le Soleil et les naines rouges comme Proxima du Centaure. Elles ont des masses de l'ordre de 0,5 à 0,8 fois celle du Soleil (entre 500 et 800 masses de Jupiter) et des températures de surface comprises entre 3 500 et 5 000 K.  Naines oranges : Alpha Centauri B, Epsilon Eridani, Eta Cassiopeiae, Sigma Draconis, 61 Cygni
Catégorie d'étoiles : géante
Les géantes blanches, bleues et  super géantes jaunes, rouges sont très chaudes et brillantes.  Ces étoiles sont au moins dix fois plus grosses que le Soleil. Les géantes bleues sont extrêmement lumineuses, de magnitude absolue -5, -6 et plus.  Très massives, elles consomment rapidement leur hydrogène et leur durée de vie est très courte de l'ordre de 10 à 100 millions d'années, elles sont donc très rares dans l'Univers observable. Lorsque l'hydrogène dans son cœur a été consumé, la géante bleue fusionne alors l'hélium puis produisent de l'oxygène. Ses couches externes enflent et sa température de surface baisse jusqu'à devenir une super géante rouge.  L'étoile fabrique ensuite des éléments de plus en plus lourds : fer, nickel, chrome, cobalt, titane...  C'est dans les étoiles que la matière dont nous sommes fait est créée. À ce stade, les réactions de fusion s'arrêtent et l'étoile devient instable. Puis elle explose en une supernova et meurt en ensemençant l'espace interstellaire d'atome complexe.		L'explosion laisse derrière elle un étrange cœur de matière qui demeurera intact. Ce cadavre est, selon sa masse, une étoile à neutrons ou un trou noir. Géantes bleues : Rigel, Deneb, Hadar, Géantes rouges : Aldébaran,  Géantes blanches : Procyon,  Géantes jaunes : Pollux, Supergéantes jaunes : Canopus, Supergéantes bleues : Achernar, Supergéantes rouges : Bételgeuse, Antarès,
Catégorie d'étoiles : étoile à neutrons et trou noir
Les étoiles à neutrons sont très petites mais très denses. Elles concentrent la masse d'une étoile comme le Soleil dans un rayon d'environ 10 km. Ce sont les vestiges d'étoiles très massives de plus de dix masses solaires.  Lorsqu'une étoile massive arrive en fin d'existence, elle s'effondre sur elle-même, en produisant une impressionnante explosion appelée supernova. Cette explosion disperse d'énormes quantités de matière dans l'espace mais épargne le cœur de l'étoile. Ce cœur se contracte et se transforme en grande partie en une étoile à neutrons. La densité d'une étoile à neutrons est à peu près celle du noyau atomique.  Ces objets, appelés magnétars, possèdent des champs magnétiques très intenses. Le long de l'axe magnétique se propage des particules chargées, électrons par exemple, qui produisent un rayonnement synchrotron. Ce champs est tellement puissant qu'il déforme jusqu'aux atomes constituant la matière.  En l'absence de champs magnétiques, les atomes ont une forme sphérique, alors que soumis à des champs magnétiques super puissants, ils prennent une forme effilée et s'alignent d'eux-mêmes suivant des lignes de champ magnétique, comme autant de petites aiguilles placées bout à bout. Les trous noirs sont des objets massifs dont le champ gravitationnel est si intense qu’il empêche toute forme de matière ou de rayonnement de s’en échapper.		Les trous noirs sont décrits par la théorie générale de la relativité. Lorsque le cœur de l'étoile morte est trop massif pour devenir une étoile à neutrons, il se contracte inexorablement jusqu'à former cet objet astronomique qu'est le trou noir.  Envisagée dès le 18ème siècle, la théorie soutenant l'existence des trous noirs, stipule qu'il s'agit d'objets si denses que leur vitesse de libération est supérieure à la vitesse de la lumière – c'est-à-dire que même la lumière ne peut vaincre leur force gravitationnelle de surface, et reste donc prisonnière.  De cette caractéristique inquiétante proviennent les qualificatifs « noir » et « obscur, » mais le terme le plus exact serait surement « invisible, » car il s'agit bien là d'une absence totale de luminosité. La théorie définit également avec précision l'intensité du champ gravitationnel d'un trou noir.  Elle est telle qu'aucune particule franchissant son horizon, frontière théorique, ne peut s'en échapper. Si la plupart des étoiles se placent facilement dans l'une ou l'autre de ces catégories, il ne s'agit que de phases temporaires.  Au cours de son existence, une étoile change de forme et de couleur, et peut passer d'une catégorie à une autre.		Image : V. Beckmann (NASA's GSFC) et al., ESA.

Les amas d’étoiles

Un amas d’étoiles est un regroupement d’étoiles visible dans le ciel. Dès le premier regard, on distingue deux types d’amas :

•  les amas ouverts, contenant un petit nombre d’étoiles -de quelques dizaines à quelques milliers- assez régulièrement espacées. Les amas ouverts ne présentent pas de structure apparente, et leur couleur générale est bleue.
•  les amas globulaires, qui rassemblent un très grand nombre d’étoiles -de quelques dizaines de milliers à quelques millions- et qui montrent une forme sphérique évidente. Comme leur nom l’indique, ils présentent un aspect globuleux, avec une concentration d’étoiles si forte vers le centre que leurs images se confondent. Leur couleur générale est rouge.

Cette différence visuelle n’est pas la seule, loin de là. Tout d’abord, leur localisation est différente :

•  Les amas ouverts se trouvent dans le disque de la Galaxie, mélangés aux étoiles ;
•  Les amas globulaires sont situés dans un immense halo sphérique, qui entoure le disque de la Galaxie.

LES PREMIERES ETUDES DE LA VOIE LACTEE

 

La partie la plus fascinante du ciel nocturne est une bande blanchâtre et diffuse qui traverse la voûte céleste : la Voie Lactée. En utilisant sa lunette au XVIIe siècle, Galilée fut le premier astronome à comprendre que cette dernière est en fait constituée d’une myriade d’étoiles qui se concentrent dans une région du ciel en forme de bande. La concentration est telle que l’oeil humain ne peut plus discerner les étoiles les unes des autres et ne voit qu’une bande diffuse.

 

Un spectacle fabuleux dans la voûte céleste : la Voie Lactée. Crédit : W.-H. Wang

La forme de la Voie Lactée et le fait qu’elle semble encercler la Terre suggérèrent aux astronomes, en particulier à l’Anglais Thomas Wright au milieu du XVIIe siècle, que le Soleil et les autres étoiles devaient former un système très aplati. Au XVIIIe siècle, le philosophe allemand Emmanuel Kant avança l’idée que la Voie Lactée était un système d’étoiles en forme de disque. En regardant dans la direction du disque, on apercevait un immense nombre d’étoiles qui se confondaient pour donner une impression de bande diffuse. Dans la direction perpendiculaire, par contre, on ne voyait que quelques étoiles proches et rien au-delà, ce qui donnait cette impression relative de vide.

Les premières analyses de la Voie Lactée

Les premières tentatives pour aller plus loin furent couronnées d’un succès limité. Dans les années 1780, William Herschel, le découvreur d’Uranus, se lança dans la première analyse quantitative de la structure de la Voie Lactée. Il divisa la voûte céleste en une multitude de régions et compta le nombre d’étoiles visibles dans chacune de ces régions. Ceci devait lui permettre de reconstituer la forme de la Voie Lactée dans l’espace et de déterminer la position du Soleil par rapport à l’ensemble.

Les observations d’Herschel semblèrent montrer que la distribution du nombre d’étoiles dans la Voie Lactée était plus ou moins uniforme et il en conclut que le Soleil se trouvait au centre du disque. Plus tard, au début du XXe siècle, le Néerlandais Jacobus Kapteyn, réalisa une analyse plus poussée et arriva au même résultat. Il s’essaya même à déterminer la taille de la Voie Lactée, qu’il estima à 40.000 années-lumière.

 

William Herschel : Hannover, 1738 – Slough, 1822

La Voie Lactée cachée par le milieu interstellaire

Nous savons aujourd’hui que les deux astronomes se trompèrent dans leurs conclusions car ils ne tinrent pas compte de l’effet du milieu interstellaire. Or, celui-ci diffuse la lumière des étoiles. Ainsi, à partir d’une certaine distance, le rayonnement d’une étoile est tellement affaibli que nous ne pouvons plus le détecter. En conséquence, nous ne pouvons observer qu’une petite fraction des étoiles de la Voie Lactée, celles qui sont suffisamment proches. Peu importe la position du Soleil, au centre ou pas, Herschel et Kapteyn allaient trouver une distribution uniforme d’étoiles car ils ne pouvaient observer que le voisinage du Soleil.

Heureusement pour notre connaissance de l’Univers, le milieu interstellaire n’obscurcit pas la lumière toutes les directions. Le gaz et les poussières interstellaires se trouvent concentrés dans le plan de la Voie Lactée comme les étoiles. L’extinction interstellaire est très faible dans les autres directions, ce qui nous permet malgré tout d’observer des objets plus lointains. C’est grâce à cela que les astronomes purent finalement déterminer la forme réelle et la taille de la Voie Lactée, ainsi que la place du Soleil dans l’ensemble.

L’espace-temps autour d’un trou noir

 

Le Soleil

 

 

LES SAISONS SUR LES AUTRES PLANÈTES DU SYSTÈME SOLAIRE

 Géantes de Glaces, Géantes gazeuses, Planètes, Planètes telluriques, Saisons, Système solaire  

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Dans le ciel, la planète Mars apparaît comme un astre rouge. Une couleur qu'elle doit à son sol composé essentiellement d'oxyde de fer.

 

Interview : pourquoi la Nasa n'envoie-t-elle personne sur Mars ?  La prochaine étape de la conquête spatiale est indubitablement Mars. Néanmoins, le voyage est constamment repoussé depuis plusieurs années par la Nasa. Futura-Sciences a interviewé Charles Frankel, planétologue, afin qu’il nous explique pour quelles raisons. 

Mars est l'une des cinq planètes visibles à l’œil nu. Ainsi, dans l'Antiquité déjà, les Romains avaient constaté dans le ciel la couleur rouge si particulière de la quatrième planète du Système solaire. Traduisant sa couleur comme le résultat du sang versé sur d'immenses champs de bataille, ils ont choisi de lui donner le nom de leur dieu de la guerre.

Une planète rouge comme la rouille

Aujourd'hui, nous savons qu'aucune guerre sanglante n'a eu lieu sur le sol de la Planète rouge. Si Mars nous apparaît ainsi teintée, c'est que son sol est assez largement composé d'oxyde de fer. De la rouille, en quelque sorte.

En effet, il y a plus de 3 milliards d'années, alors qu'elle n'était pas rouge du tout, la planète aurait rencontré un évènement solaire lui ayant littéralement soufflé son atmosphère. Particulièrement ténue, celle-ci aurait alors lentement oxydé un sol martien riche en fer.

Mars est plus rougeâtre que rouge

En réalité, la planète Mars n'a pas une couleur rouge sang, comme l'avait imaginé nos lointains ancêtres, mais plutôt rougeâtre, avec des nuances de brun et d'orange.

Une couleur qui est tantôt accentuée par les tempêtes qui secouent la planète, soulevant des nuages de sables rougeâtres, tantôt atténuée lorsque les conditions météorologiques sont calmes.

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Selon les estimations, environ 4.400 météorites de plus d'un kilogramme atteignent le sol terrestre chaque année. Une grande partie d'entre elles ont coulé au fond des océans, lesquels représentent plus de 70 % de la surface terrestre. Néanmoins, cela ne suffit pas à décourager les chasseurs de ces fragments d'astéroïdes, morceaux de Lune - et même de Mars pour les plus rares - échoués sur notre planète.

Pour maximiser les chances de découvrir ces pépites, le plus simple est de sillonner des surfaces relativement uniformes, couvertes, par exemple, de neige ou de sable. Il s'agit notamment des déserts chauds ou glacés comme les vastes étendues blanches de l'Antarctique. En effet, dans ces milieux peu peuplés, les seules pierres que l'on puisse cueillir sur le sol sont celles qui sont tombées du ciel.

Enfin, si en vous promenant, une pierre sur votre chemin aiguise votre curiosité ou encore si vous êtes témoin d'un évènement météoritique et que vous vous lancez à la recherche d'un fragment qui aurait touché le sol, voici quelques indications qui vous permettront d'éliminer les fausses pistes.

Relativité restreinte et naissance de l'espace-temps

Pourquoi appelle-t-on la Terre la Planète bleue ?

Pour l'établir, revenons sur ce que nous savons.

 

La vie a peut-être fait son apparition dans des sources hydrothermales mais étaient-elles océaniques ou terrestres ? Une découverte en Australie relance le débat : des structures pourraient avoir été formées par des micro-organismes dans des sources chaudes sur un continent il y a 3,48 milliards d'années.

CE QU'IL FAUT RETENIR

Les traces probables les plus anciennes de la vie ont été trouvées dans des roches formées par des sources hydrothermales dans les océans de l'Archéen.
On vient d'en trouver de nouvelles dans des roches australiennes qui se sont formées à une époque comparable mais qui se sont déposées au bord de geysers, sur les terres émergées, il y a 3,48 milliards d'années ce qui serait un record dans ce cas précis.
La vie n'est peut-être pas née dans les océans mais sur les continents. Cependant, il reste du travail pour confirmer cette hypothèse.
Dans une lettre adressée à son ami, le grand botaniste et explorateur britannique Joseph Dalton Hooker, Darwin évoque brièvement en 1871 un lieu et un scénario possibles pour l'origine de la vie en ces termes : « Quelque petite mare chaude, en présence de toutes sortes de sels d'ammoniacet d'acide phosphorique, de lumière, de chaleur, d'électricité, etc. », où « un composé de protéinefut chimiquement formé, prêt à subir des changements encore plus complexes ».

Au siècle suivant, dans les années 1920 le biochimiste russe Alexander Oparine et le biologiste anglais John Burton Haldane vont reprendre l'hypothèse de Darwin en remplaçant sa petite mare chaude par les mers et les océans de la Terre primitive, enrichis en molécules prébiotiques par des réactions au sein de l'atmosphère initiale de la Terre, supposée différente de celle d'aujourd'hui.

Le tout jeune chimiste Stanley Miller va les prendre au sérieux. Afin de tester ce qui a été finalement appelée la théorie de la soupe chaude primitive, il réalisa donc sa fameuse expérience en reconstituant un mélange des gaz que l'on supposait présents dans l'atmosphère de la Terre primitive et en les soumettant à des décharges électriques, comme ceux des orages, ainsi qu'à un rayonnement UV similaire à celui du jeune Soleil. Tout récemment, un nouvel avatar de l'expérience de Miller, simulant l'effet des impacts d'astéroïdes, a même permis de produire les fameuses bases azotées de l'ARN.

 

Les sources chaudes non loin du volcan Taupo en Nouvelle-Zélande donnent peut-être un aperçu des conditions qui ont permis à la vie d'apparaître sur Terre, voire sur Mars. © Andrew Burton

Des petites mares chaudes de Darwin archéennes en Australie ?

Toutefois, depuis quelques décennies, les exobiologistes ont favorisé un scénario bien spécifique. Il fait intervenir les sources hydrothermales au fond des océans (d'autres font intervenir des pierres ponces ou des volcans de boue). Les travaux de biologie moléculaire favorisent en particulier ce scénario. Mais toutes les explications imaginées restent hypothétiques. L'environnement et le chimisme de la Terre primitive étaient certainement différents de ceux que l'on peut observer aujourd'hui.

Tout récemment, une équipe d'exobiologistes australiens menée par Tara Djokic de l'University of New South Wales a publié un article dans Nature Communications suggérant que Darwin pourrait bien avoir été plus proche de la vérité qu'on ne le pensait. Les plus anciennes traces de vie les plus convaincantes (car il y a encore débat) proviennent d'environnements marins au début de l'Archéen, c'est-à-dire il y a entre 4 et 3,5 milliards d'années environ. Mais il s'agit peut-être d'un biais dû au fait que l'on a surtout trouvé des roches en provenance de ce genre de milieu. C'est en tout cas une des raisons qui laissent penser que la vie est née dans les océans et qu'elle a ensuite lentement mais sûrement gagné les continent.

Mais, selon Djokic et ses collègues Martin Van Kranendonk, Malcolm Walter, Colin Ward et Kathleen, les roches qu'ils ont trouvées au nord-ouest de l'Australie, sur les fameux sites du désertde Pilbara, suggèrent que la vie existait bel et bien sur les continents dès cette époque. Ces organismes auraient barboté dans des sources chaudes d'eau douce comparables à celles de la zone volcanique de Taupo, une région volcanique assez active de l'île du nord de la Nouvelle-Zélande, ou encore dans celles d'El Tatio, au Chili.

 

 

 

Les roches où se cachent peut-être les plus anciennes traces de vie sur les continents émergés. Elles se trouvent à Pilbara en Australie. © Kathy Campbell, University of New South Wales 

Des structures fossilisées ressemblant aux tapis microbiens

Les chercheurs ont en effet fait plusieurs découvertes dans les roches du Craton de Pilbara, âgées de 3,48 milliards d'années et présentes dans les archives géologiques de la formation Dresser. Il s'agissait clairement de dépôts de geysérite, une forme de silice amorphe hydratée constituant une roche qui se dépose, comme son nom l'indique, au bord des geysers. Elle se trouve, par exemple, associée à l'eau des systèmes hydrothermaux de Yellowstone, le plus souvent saturée en dioxyde de silicium. Lorsque ces eaux siliceuses se refroidissent, la solubilité de cette silice diminue et elle précipite en donnant la geysérite.

Or, ces dépôts sont associés à des stromatolites qui, de nos jours, sont le produit de l'activité des cyanobactéries. Surtout, les exobiologistes ont identifié des structures similaires à celles des tapis microbiens, à savoir des bulles de gaz engluées dans ces tapis et qui peuvent ensuite former des structures fossilisées dans la geysérite.

Si les chercheurs ont raison, la découverte est d'importance car elle apporte de l'eau au moulin de ceux qui pensent que la vie n'a en fait pas pu naître dans les sources hydrothermales océaniques. Sur les continents, les structures et les composants prébiotiques des cellules pouvaient plus facilement se concentrer dans les petites mares entourant les geysers, du fait de leur évaporation à répétition à l'air libre, augmentant du coup les chances que ces composants s'assemblent en structures plus complexes.

Il y a donc peut-être de bonnes chances de trouver des formes de vie fossilisées dans les systèmes hydrothermaux similaires à ceux d'El Tatio. Or, ils semblent avoir existé sur Mars dans la région des collines Columbia. Une raison de plus d'envoyer des rovers sur place dans les années 2020.

 

Mission ExoMars : en quête de vie sur la Planète rouge  La mission ExoMars est parmi les plus ambitieuses jamais entreprises sur la Planète rouge. Elle a pour but d'y rechercher des traces de vies passées ou présentes. L'ESA nous offre en vidéo un avant-goût de cette mission qui s’avère passionnante. 

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On sait qu'une boussole indique le pôle nord magnétique. Mais de quoi s'agit-il exactement ? Découvrez comment une boussole indique le pôle nord magnétique.

On parle de nord magnétique mais il s'agit en fait du pôle sud de l'aimant constitué par la Terre. Ce repère particulier ne se trouve pas précisément sur le pôle Nord géographique, défini comme le point de contact entre l'axe de rotation de la Terre et la surface de la planète.

En réalité, il est en perpétuel mouvement (il se déplace quelques années de 55 kilomètres). Il se trouve désormais au nord du Canada et semble se diriger vers la Sibérie.

Le magnétisme terrestre provient du noyau externe

La position de ce point dépend des mouvements du noyau externe de la planète (à plus de 3.000 kilomètres sous la surface) composé à 85 % par du fer en fusion. Grâce aux propriétés conductrices du métal, des petits courants électriques vont alors se former. Ce magma mobile agit donc à peu près comme une bobine géante et engendre le champ magnétique de la Terre, la dotant d'un pôle nord et d'un pôle sud magnétiques.

Nous ne ressentons pas consciemment ce champ magnétique, mais les aimants sont capables de les détecter (ainsi que certains animaux : c'est la magnétoréception). Une boussole, ce n'est rien d'autre qu'un aimant très léger et mobile qui ne subit que peu de forces de frottement, ce qui lui permet de s'aligner sur le champ magnétique terrestre. Ainsi, comme les opposés s'attirent, le pôle nord de la boussole s'oriente vers le pôle sud de l'aimant généré par la Terre, ce que nous qualifions de pôle nord magnétique.

 

 

 

 

5 phénomènes magnétiques étonnants  Les champs magnétiques sont invisibles et pourtant ils sont à l’œuvre dans notre quotidien. Ferrofluide, supraconductivité ou encore accélérateur de particules, Futura-Sciences a réuni pour vous cinq phénomènes étonnants qui utilisent les forces magnétiques. 

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On ne le sent pas mais pourtant la Terre tourne sur elle-même. Ainsi, un point situé à l'équateur parcourt quelque 1.670 km par heure !

Nous ne sentons pas la Terre tourner mais cela n'empêche pas les objets situés à sa surface de trahir son mouvement. En effet, la rotation de la Terre est responsable d'une force de Coriolis qui dévie les mouvements inertiels vers la droite dans l'hémisphère nord et vers la gauche dans l'hémisphère sud. C'est ainsi que, grâce à un pendule suspendu à la voûte du Panthéon, Léon Foucault a fait la démonstration de la rotation de la Terre en 1851.

La rotation de la Terre, un mouvement uniforme

La vitesse de rotation de la Terre est certes relativement élevée. L'important reste toutefois que cette vitesse soit constante. Le mouvement de rotation de la Terre est uniforme, ce qui ne donne lieu à aucune sensation particulière. Installez-vous dans un train. Lorsque celui-ci circule à sa vitesse de croisière, on ne sent rien, même s'il s'agit du TGV. Seuls les accélérations et les freinages peuvent être physiquement ressentis. En effet, dans ces moments-là, des forces nous attirent vers notre siège ou nous en repoussent.

Les effets de la force centrifuge

Pour suivre le mouvement circulaire de la Terre, il faut bien qu'une force s'applique sur le corps. À défaut, le principe d'inertie nous ferait nous déplacer en ligne droite. La force en question est celle de la pesanteur, laquelle se décompose en deux termes :

• la force de gravitation (responsable d'une accélération de 9,8 m/s²) qui résulte de la masse de la Terre et qui nous attire vers son centre ;
• la force centrifuge (responsable d'une accélération d'environ 0,02 m/s²) qui résulte de la rotation de la Terre et qui a tendance à nous en éjecter.

Pour ressentir la rotation de la Terre, il faudrait que l'effet centrifuge soit plus fort que la gravité.

 

Le zodiaque est une zone de la sphère céleste parallèle à l'écliptique dans laquelle se situe le mouvement apparent du Soleil.

Un observateur sur Terre voit le Soleil, les planètes et la Lune se déplacer dans la bande du zodiaque car tous semblent bouger dans le même plan de l'écliptique. La bande du zodiaque s'étend environ à 8° de latitude de part et d'autre du plan de l'écliptique.

Étymologiquement, le terme « zodiaque » vient d'un mot grec qui signifie « cercle des petits animaux », car les constellations du zodiaque sont souvent des animaux (bélier, poissons, lion...).

Différences entre le zodiaque en astronomie et en astrologie

L'écliptique traverse treize constellations. En astrologie, le zodiaque est toutefois divisé en douze zones de 30° associées aux douze signes du zodiaque : Bélier, Taureau, Gémeaux, Cancer, Lion, Vierge, Balance, Scorpion, Sagittaire, Capricorne, Verseau et Poissons. Pour les astrologues qui rédigent des horoscopes, une personne née lorsque le Soleil apparaît dans une constellation donnée (par exemple, celle du Bélier entre le 21 mars et le 20 avril) sera de ce signe astrologique. À cause du phénomène de précession des équinoxes, il existe aujourd'hui environ un mois de décalage entre le signe du zodiaque d'une période donnée et la constellation où s'observe le Soleil.

Du point de vue astronomique, le Soleil traverse une treizième constellation située entre le Scorpion et le Sagittaire : le serpentaire (Ophiuchus). Le zodiaque au sens des astronomes n'est donc pas le même que celui des astrologues.

 

 

La Terre de nuit filmée en timelapse par Thomas Pesquet  Dans cette vidéo en accéléré filmée par Thomas Pesquet, on file de l’Europe du nord à l’Asie centrale. Toute cette partie du Globe était alors plongée dans la nuit. Les villes brillent plus que les étoiles, dont on reconnaît les constellations, en arrière-plan au-dessus de la lueur verdâtre de l’atmosphère terrestre. 

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Lorsque l'on tourne les yeux vers le ciel, la nuit, on a parfois l'impression d'y voir, à l'œil nu, une quantité innombrable d'étoiles. Pas si innombrable que cela, en réalité...

Les bons logiciels d'astronomie amateur recensent dans notre ciel environ 10.000 étoiles dites « visibles à l'œil nu ». Mais les estimations du nombre d'étoiles que l'on peut distinguer, depuis chacun des hémisphères de notre planète et sans utiliser d'instrument, tournent plutôt autour de 3.000.

Et si la réponse à cette question n'est pas si évidente, c'est qu'elle dépend en fait de bien des paramètres.

L’œil, un instrument performant

Il faut tout d'abord savoir que, même si la sensibilité de l'œil humain est assez extraordinaire, celui-ci présente tout de même certaines limites physiologiques. Il n'est ainsi pas capable de distinguer un flux de moins de 50 photons par seconde. Ceci correspond approximativement au flux reçu au fond de l'œil par une étoile de magnitude 6. Bien sûr, ces valeurs varient d'un individu à un autre, en fonction de la qualité de sa vue.

VOIR AUSSI :Combien y a-t-il d’étoiles dans la Voie lactée ?

Les conditions d’observation des étoiles

Certains observateurs prétendent pouvoir voir à l'œil nu des étoiles dont la magnitude descend jusqu'à 7,5. Mais, pour cela, il est indispensable de regarder le ciel dans des conditions optimales. Car les perturbations atmosphériques et la pollution lumineuse, notamment, influent négativement sur notre capacité à distinguer plus d'étoiles dans le ciel.

Un nombre infime d'étoiles visibles à l'œil nu

Ainsi, même dans des conditions d'observation idéales, nous ne pouvons voir à l'œil nu qu'une fraction infime des quelque 200 milliards d'étoiles que contient notre galaxie, la Voie lactée. Et ne parlons même pas des 10²³ étoiles qui sont censées peupler notre univers !

 

 

Des astronomes amateurs participent à l'aventure spatiale  Les astronomes amateurs sont nombreux et de mieux en mieux équipés. C’est pourquoi, les agences spatiales font de plus en plus appel à eux pour de l’observation ou des travaux de mesures, comme on peut le voir durant cette vidéo du Cnes. 

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Astronomie : Charles Messier et son catalogue d'objets du ciel profond

 

 

Marie Lebert - 20.02.2015

Charles Messier était un éminent chasseur de comètes, connu pour le catalogue d'objets du ciel profond qui porte son nom, avec une première édition en 1774 puis une réédition majeure en 1781. Catalogue de référence pendant des décennies avec ses 110 objets répertoriés, il fait toujours un carton chez les astronomes amateurs en 2015. D'autres catalogues verront ensuite le jour, avec des objets répertoriés qui se comptent non plus par centaines mais par milliers. Le catalogue Messier reste toutefois mythique, à commencer par sa première page consacrée à la nébuleuse du Crabe.

La nébuleuse du Crabe (NASA, ESA, J. Hester and A. Loll, Arizona State University), Domaine public

Quels sont les objets du ciel profond ? En astronomie, ce sont les objets du ciel nocturne autres que ceux du système solaire (planètes, comètes et astéroïdes), les étoiles simples et les étoiles multiples. La plupart de ces objets ne sont pas visibles à l'œil nu, mais on peut voir les plus brillants avec de bonnes jumelles ou un petit télescope.

Mais encore ? Ces objets du ciel profond ont des noms bien poétiques. Ce sont les amas stellaires (amas ouverts ou amas globulaires), les nébuleuses (nébuleuses diffuses, nébuleuses planétaires, nébuleuses obscures), les galaxies, les amas de galaxies et les quasars. Les nébuleuses diffuses peuvent être des nébuleuses en émission ou des nébuleuses par réflexion.

Pourquoi ce catalogue ? L'idée de Charles Messier (1730-1817), astronome de profession, était de créer un catalogue d'objets du ciel profond afin d'aider les chercheurs de comètes à ne pas confondre celles-ci avec divers objets diffus dont la nature était alors inconnue – par exemple les galaxies, les nébuleuses ou les amas d'étoiles –, mais dont le point commun était d'être fixes par rapport aux étoiles.

Charles Messier avait lui-même été victime d'une telle méprise en assimilant par erreur la nébuleuse du Crabe à la comète de Halley, dont on attendait le retour dans cette région du ciel. La nébuleuse du Crabe devient donc le premier objet du catalogue Messier (M1), qui en répertoriera 110, dont la galaxie d'Andromède (M31), voisine de notre galaxie, et bien d'autres. (Charles Messier apercevra aussi la vraie comète de Halley, mais lors d'une autre observation le 21 janvier 1759. Cette comète passe régulièrement au-dessus de notre planète. Son dernier passage était en 1986 et son prochain passage serait en 2061.)

Qu'est-ce exactement que la nébuleuse du Crabe ? D'après Wikipédia, il s'agit d'un rémanent de supernova résultant de l'explosion d'une étoile massive en supernova historique. Un astronome chinois l'aperçoit entre juillet 1054 et avril 1056 pendant la dynastie Song. En Europe, la nébuleuse est d'abord observée par John Bevis en 1731 avant d'être observée par Charles Messier en 1758. (Il importe de ne pas confondre cette nébuleuse avec la nébuleuse australe du Crabe, découverte beaucoup plus tard et qui ressemble davantage au crustacé éponyme.) La nébuleuse du Crabe originelle contient en son centre un pulsar – responsable de l'éclairement central de la nébuleuse — appelé logiquement le pulsar du Crabe et qui tourne sur lui-même environ trente fois par seconde. Il s'agit du pulsar le plus énergétique connu, rayonnant environ 200 000 fois plus d'énergie que le soleil… ce qui laisse rêveur.

Qu'en est-il de la galaxie d'Andromède ? Cette galaxie est située à 2,55 millions d'années-lumière du soleil, dans la constellation d'Andromède. Elle est d'abord appelée grande nébuleuse d'Andromède avant que l'erreur ne soit corrigée dans les années 1920 puisqu'il s'agit d'une galaxie et non d'une nébuleuse. La galaxie d'Andromède est la galaxie spirale la plus proche de la Voie lactée. D'un diamètre approximatif de 140 000 années-lumière, elle contiendrait environ mille milliards d'étoiles. Cette galaxie est l'une des rares galaxies visibles à l'œil nu (avec une magnitude visuelle de 3,4) dans l'hémisphère nord. Elle est l'un des objets les plus étendus de la voûte céleste. Sans vouloir ressasser de vieux poncifs, nous autres êtres humains sommes tout petits devant une telle immensité.

Une référence à la peau dure

Le catalogue Messier est le premier d'une série de catalogues, le plus connu étant le New General Catalogue (NGC) publié par John Dreyer en 1888, qui passe à la vitesse supérieure puisqu'il répertorie non plus 110 objets, mais 7 840 objets du ciel profond, surtout des galaxies, alors que Charles Messier s'intéressait plutôt aux comètes. Le titre complet du catalogue de John Dreyer est le New General Catalogue of Nebulae and Clusters of Stars (en français : Nouveau catalogue général de nébuleuses et d'amas d'étoiles).

Les deux catalogues de Charles Messier et de John Dreyer sont les plus connus des astronomes amateurs, au passé comme au présent, aussi bien pour observer ces objets que pour tester leur équipement.

Le catalogue de John Dreyer est également très prisé des astronomes professionnels qui, au fil du temps, étudient tous les objets recensés de manière approfondie. Ce catalogue est plus tard remplacé par le Revised New General Catalogue (RNGC) publié par William Tifft en 1973. On aura ensuite le NGC 2000.0 de Roger Sinnott publié au tournant du millénaire, suivi du Projet NGC/IC (IC signifiant Index Catalogue) de Wolfgang Steinicke, qui est la version utilisée par de nombreux systèmes informatisés de contrôle des télescopes.

Si le catalogue Messier date maintenant un peu, même auprès des chercheurs de comètes, les numéros du catalogue, de M1 à M110 donc, sont toujours très utilisés. Lorsqu'un astronome amateur vous parle du M1, vous êtes censé immédiatement savoir qu'il s'agit de la nébuleuse du Crabe. Idem pour la M31, qui est bien sûr la galaxie d'Andromède.

Il existe aussi un marathon Messier, qui consiste à observer en une seule nuit les 110 objets du catalogue, chose seulement possible en mars ou en avril de chaque année. La bonne période est donc pour bientôt.

Merci à Wikipédia, inépuisable source d'informations, comme toujours.

Le catalogue Messier en ligne, sur Gallica.

Source : https://www.actualitte.com/article/patrimoine-education/astronomie-charles-messier-et-son-catalogue-d-039-objets-du-ciel-profond/53941

La découverte d'une Jupiter chaude, l'exoplanète NGTS-1b, rend perplexes les astrophysiciens. En effet, celle-ci est bien trop grosse pour sa naine rouge de type M, ce qui va conduire à une révision des modèles de formation des planètes.

CE QU'IL FAUT RETENIR

• NGTS-1b est une exoplanète située à environ 600 années-lumière de la Terre et orbitant autour d’une naine rouge de type M.
• De la taille de Jupiter et possédant 80 % de sa masse environ, NGTS-1b est bien trop grosse pour avoir pu naître autour de son étoile, moins lumineuse que le Soleil avec la moitié de sa masse et celle de son rayon, d'après les modèles de formation des planètes. Les astrophysiciens doivent revoir leur copie.

Lorsque l'annonce de la découverte de 51 Pegasi b  a été faite en 1995, beaucoup d'astrophysiciens ont été surpris car il n'était pas très courant d'envisager des processus de migration planétaire capables d'aboutir à l'existence des Jupiter chaudes comme cette exoplanète, la première découverte autour d'une étoile de la séquence principale (mais pas la première exoplanète découverte).

Les spécialistes de la cosmogonie planétaire ont donc dû dépoussiérer leurs cartons pour considérer et développer des modèles de formation de géantes gazeuses capables de rendre compte de l'existence des nombreux cas que l'on allait découvrir par la suite, que ce soit avec la méthode des transits planétaires ou celle des vitesses radiales.

Or, voici qu'une équipe internationale d'astronomes des universités de Warwick, Leicester, Cambridge, de la Queen's University Belfast, de l'observatoire de Genève, du DLR Berlin et de l'Universidad de Chile vient d'annoncer qu'elle venait de faire la découverte d'une autre Jupiter chaude qui bouleverse à nouveau la cosmogonie et qui va forcer les planétologues à revoir leur copie, comme on peut le voir dans un article déposé sur arXiv.

Une vidéo de présentation du Next-Generation Transit Survey (NGTS). Pour obtenir une traduction en français assez fidèle, cliquez sur le rectangle blanc en bas à droite. Les sous-titres en anglais devraient alors apparaître. Cliquez ensuite sur l'écrou à droite du rectangle, puis sur « Sous-titres » et enfin sur « Traduire automatiquement ». Choisissez « Français ». © European Southern Observatory (ESO)

Le premier objet découvert par le Next-Generation Transit Survey (NGTS)

La découverte est doublement stupéfiante :

• d'abord parce qu'il s'agit d'une exoplanète dont la taille est la plus grande découverte relativement à son étoile hôte, tellement qu'elle ne cadre pas avec les scénarios standard de la formation des géantes gazeuses ;
• ensuite, parce que cet oiseau rare est le premier découvert par un nouvel instrument : le Next-Generation Transit Survey, ou NGTS.

Ce dernier est un ensemble de 12 télescopes de 20 cm de diamètre qui sont robotisés et entrés en service récemment à l'observatoire de Paranal de l'ESO, au nord du Chili. Il est spécialisé dans la détection des transits planétaires depuis le sol ; c'est donc un cousin de Kepler qui, lui, chasse avec la même technique des exoplanètes mais depuis l'espace.

Le NGTS a pour mission de découvrir des planètes de la taille de Neptune, ainsi que des planètes dont le diamètre est compris entre deux et huit diamètres terrestres en surveillant en permanence la luminosité de centaines de milliers d'étoiles relativement brillantes du ciel austral.

NGTS-1b, la Jupiter chaude qui ne devrait pas exister

Située à environ 600 années-lumière de la Terre et orbitant autour d'une naine rouge de type M (ce genre d'étoile est majoritaire dans la Voie lactée), NGTS-1b est donc tombée récemment dans les filets des astronomes. On a pu déterminer sa masse en plus de son rayon en utilisant la méthode des vitesses radiales en complément. On sait donc que c'est une exoplanète de la taille de Jupiter, possédant 80 % de sa masse environ et bouclant son orbite en seulement 2,6 jours. Bien que la naine rouge soit moins lumineuse que le Soleil, avec la moitié de sa masse et de son rayon, comme la distance de NGTS-1b à son étoile est de seulement 3 % de celle de la Terre au Soleil, sa température moyenne est de 530 °C, soit 800 kelvins.

Les chercheurs ont, pour le moment, beaucoup de mal à s'expliquer la présence d'une exoplanète aussi grosse par rapport à son étoile car les modèles de formation des systèmes planétaires indiquent que des petites étoiles ne devaient pas avoir assez de matière dans le disque protoplanétaire pour faire naître des géantes gazeuses. Il est vrai cependant que, même dans le cas du Système solaire, on ne comprend pas aussi bien qu'on le voudrait comment Jupiter et Saturne, tout comme Neptune et Uranus, ont pris naissance. Des processus d'instabilité gravitationnelle conduisant à un effondrement direct de certaines régions dans le disque protoplanétaire ont été considérés à plusieurs reprises. Peut-être que la découverte de NGTS-1b nous aidera à y voir plus clair. Il semble probable que celle-ci ne soit pas un cas isolé, pour avoir été repérée aussi vite et qu'elle soit aussi proche du Soleil.

 

Esocast : comment les exoplanètes sont-elles détectées ?  Les découvertes d'exoplanètes, qui tournent autour d'autres étoiles, se multiplient. Les scientifiques de l’Eso (European southern observatory ou Observatoire européen austral) utilisent diverses techniques afin de les mettre en évidence. Les explications dans cet épisode d’Esocast. 

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Les astéroïdes peuvent nous fournir de formidables renseignements sur la naissance du Système solaire. Certains, les géocroiseurs, représentent toutefois une menace pour la Terre. Découvrez tout de ces objets aussi précieux qu’inquiétants dans ce dossier.

Les astéroïdes sont-ils une menace pour la Terre ? Depuis une trentaine d'années seulement, nous commençons à prendre conscience de la possibilité d'une collision d'un astéroïde avec notre planète.

D'après Steven Ostro (chercheur à la Nasa), il y aurait 2.000 astéroïdes dont la taille dépasserait 1 kilomètre, quelques centaines de milliers les 100 mètres et peut-être 150 millions les 10 mètres.

Le célèbre Meteor Crater d'Arizona (1 kilomètre de diamètre) est le résultat de l'impact d'une météorite d'à peine 15 mètres de diamètre. © Steve Jurvetson, CC by-nc 2.0 

Au début des années 1970, seulement 13 astéroïdes géocroiseurs ont été repérés : ce qui laissait entrevoir un risque de collision peu élevé. C'est à cette époque qu'on a réalisé le danger présenté par les géocroiseurs. En effet, les missions Apollo ont montré que la multitude des cratères lunaires était due à l'impact d'astéroïdes. Si la Lune a subi un bombardement intense, la Terre en a sûrement été elle aussi victime.

La fréquence des collisions des astéroïdes sur Terre. © idé 

Les impacts d'astéroïdes : le Meteor Crater et le cratère de Chicxulub 

Cependant, on retrouve peu de traces d'impacts sur la Terre parce qu'elle est constamment remodelée par l'érosion, l'activité tectonique et le volcanisme. Le célèbre Meteor Crater d'Arizona (1 kilomètre de diamètre, voir la photo ci-dessus) est le résultat de l'impact d'une météorite d'à peine 15 mètres de diamètre. De plus, le choc d'un astéroïde de 30 mètres de diamètre dégage une énergie équivalente à celle de la bombe Hiroshima. Suivant la taille de l'objet, les conséquences peuvent donc être cataclysmiques.

Il y a environ 65 millions d’années, près de la péninsule du Yucatán, au Mexique, une météorite de plus de 10 km de diamètre s’écrasa sur Terre formant le cratère de Chicxulub. Le choc, équivalent à environ un million de bombes atomiques, serait en partie responsable de l’extinction des dinosaures. Discovery Science revient sur cet évènement en vidéo. © Discovery Science

Pour Michel Grenon, astrophysicien à l'observatoire de Sauverny, la chute d'un astéroïde de quelques kilomètres provoquerait des séismes majeurs, des éruptions volcaniques, des raz de marée monstrueux ainsi que des nuages de poussière masquant les radiations solaires et provoquant ainsi l'équivalent d'un hiver nucléaire.Par exemple, le cratère de Chicxulub (180 kilomètres de diamètre), au large du Yucatan, au Mexique, a été causé par la chute d'un astéroïde de taille moyenne : 9 à 10 kilomètres de diamètre. Sa vitesse a été estimée entre 30 et 50 kilomètres par seconde. Il a créé une vague qui est remontée sur 2.000 kilomètres à l'intérieur des terres, dans la plaine du Mississippi (il y a 65 millions d'années) et a en partie causé l'extinction des dinosaures…

Astéroïdes : comment prévenir la catastrophe ?

La vitesse des astéroïdes étant considérable, la détection et le calcul de leur trajectoire en est rendu plus difficile. De bons télescopes permettent, avec un temps de pose de l'ordre de 20 minutes, de prendre une photo d'une portion de ciel. On y voit des petits points, représentant des objets immobiles, et des sortes de traînées souvent assimilées à des astéroïdes. On calcule ensuite leur orbite, par extrapolation. Évidemment, plus ils sont gros et proches, mieux on les détecte. Un astéroïde non identifié au préalable et qui viendrait du centre du Système solaire serait impossible à repérer visuellement.

La mission Aida est destinée à tester la déviation d'un astéroïde avec un impacteur, un petit engin propulsé à grande vitesse et venant s’écraser à la surface de l’astre. L’Esa (Agence spatiale européenne) nous en dit plus au cours de cette vidéo de présentation du projet. © Esa

En 25 ans d'observations, on a identifié quelque 250 astéroïdes géocroiseurs. Les astronomes estiment qu'on a repéré à peine 10 % des plus gros d'entre eux. Afin de quantifier plus précisément le risque de collision avec la Terre, un programme de surveillance du ciel a été mis en place, Spaceguard Survey, utilisant un réseau de télescopes de 2 à 3 mètres de diamètre. L'objectif recherché est de découvrir 90 % de l'entière population des astéroïdes géocroiseurs, ou Earth-Crossing Asteroids (ECA) en anglais, de taille kilométrique. Nous serions à même de prévoir l'évolution orbital de ces objets et de prévenir tout danger de collision avec des moyens qui restent à définir (voir vidéo ci-dessus).

Dessin d'une collision entre un astéroïde et la Terre. © Don Davis, Nasa, DP 

Les grands cataclysmes sont particulièrement rares. Ils ne surviennent pas plus d'une fois tous les 100 millions d'années. Quant à une catastrophe de moindre envergure, nous avons des chances d'y échapper puisque la présence humaine ne s'étend que sur 3 % de la surface de la Terre.

LeBarringer Meteor Craterprès de Winslow, en Arizona, estun des exemples les mieux conservés de cratères d'impact sur Terre. © D. Roddy, Wikimedia Commons, DP 

Enfin, l'histoire nous montre clairement que nous avons beaucoup à apprendre sur les astéroïdes. À ce sujet, en février 1996, la Nasa a lancé la sonde Near Shoemaker(Near pourNear-Earth Asteroïd Rendezvous) qui se plaça en orbite autour de l'astéroïde 433 Éros en février 2000 et qui finit sa mission en février 2001.