Entrevoir le cœur des galaxies.

À l'intérieur de toutes les énormes galaxies se trouve un trou noir supermassif. Certains brillent, tandis que d'autres sont à peine visibles - mais tous peuvent nous apprendre quelque chose sur l'évolution des galaxies.

Par Alison Klesman  | Publication: vendredi 22 février 2019

Centaurus A est une galaxie active à proximité. Il s'agit d'une galaxie Seyfert: son centre abrite un trou noir supermassif à alimentation active, mais la lumière de cette région n'est pas suffisamment brillante pour noyer la galaxie qui l'entoure.

ESO / WFI (optique); MPIfR / ESO / APEX / A. Weiss et al. (Submillimètre); NASA / CXC / CfA / R. Kraft et al. (Radiographie)

Dans une galaxie comme la Voie lactée, la lumière provient entièrement d'une combinaison d'étoiles brillantes et de gaz incandescent. Cependant, dans une galaxie active, la production d'énergie est trop élevée pour être attribuée à ces seuls facteurs. L'excès d'énergie est concentré dans le centre de la galaxie - son noyau galactique actif. 

Les noyaux galactiques actifs (AGN) se trouvent dans tout le cosmos sous de nombreuses formes. Certains se cachent dans des galaxies apparemment normales, tandis que les plus brillants pompent tellement d'énergie qu'ils éclipsent entièrement leur galaxie hôte. Les AGN sont des manifestations des trous noirs supermassifs trouvés dans presque toutes les galaxies que nous voyons, et ils ont joué un rôle important dans la formation de l'univers.

Objets quasi-stellaires
 

Les observations des centres galactiques ont donné des résultats étranges depuis le début des années 1900, mais ont initialement reçu peu d'attention. À la fin des années 1950, des astronomes surveillant le ciel avec des radiotélescopes tentaient de faire correspondre les sources radio avec des objets visibles tels que les étoiles et les galaxies. Ils ont découvert que, alors que de nombreux homologues optiques étaient des galaxies d'apparence normale, certaines sont apparues sous la forme d'étoiles bleues lumineuses souvent incrustées dans des halos flous à peine perceptibles dans le lavage de la lumière de l'étoile.

Ces boules bizarres, initialement surnommées «étoiles radio» et plus tard «sources radio quasi-stellaires», sont restées mystérieuses jusqu'en 1963, lorsque l'astronome néerlandais Maarten Schmidt a observé l'homologue en forme d'étoile de la source radio 3C 273 du Palomar Observatory en Californie. Il a examiné les spectres de la source, étalant la lumière par longueur d'onde pour identifier les caractéristiques associées à l'émission et à l'absorption d'énergie par différents atomes.

Le modèle unifié d'AGN stipule que tous les AGN contiennent les mêmes composants, simplement vus sous différents angles. De l'intérieur vers l'extérieur, AGN contient un trou noir supermassif; un disque d'accrétion et une couronne chaude de gaz; une région gazeuse en mouvement rapide; un tore de poussière obscurcissant; et une région gazeuse à déplacement plus lent. Certains AGN ont des jets puissants, qui peuvent être dirigés vers la Terre.

Astronomie: Roen Kelly

En examinant les résultats, Schmidt a reconnu une série de caractéristiques associées à l'hydrogène - comme si les caractéristiques avaient été déplacées en tant que groupe vers des longueurs d'onde plus rouges. Ce phénomène, appelé redshift, se produit lorsqu'un objet s'éloigne à grande vitesse, provoquant le déplacement de la longueur d'onde de sa lumière vers l'extrémité rouge du spectre. Les raies d'hydrogène observées par Schmidt avaient été décalées d'une quantité correspondant à un décalage vers le rouge de 0,158, plaçant 3C 273 à environ 2 milliards d'années-lumière. Mais si «l'étoile» de 13e magnitude était vraiment si éloignée, elle doit être au moins 100 fois plus brillante qu'une galaxie normale.
 

Peu de temps après, les astronomes ont revisité le spectre d'une autre étoile radio, 3C 48, et identifié les caractéristiques associées à un décalage vers le rouge de 0,3697, correspondant à une distance de plus de 4 milliards d'années-lumière. Des mesures d'objets plus quasi-stellaires ont suivi, toutes extrêmement éloignées. Peu de temps après, le terme quasar a été inventé. En 1973, un article de Jerome Kristian dans The Astrophysical Journal concluait que «tous les quasars se trouvent dans les noyaux des galaxies géantes». Ils apparaissent comme des étoiles car ils sont si brillants que la galaxie qui les entoure ne peut pas être facilement vue. 

Plus de classes apparaissent

Tous les AGN ne sont pas si dramatiques. En 1943, Carl Seyfert a signalé plusieurs galaxies spirales voisines d'aspect normal avec des noyaux inhabituellement brillants. Leurs centres ont affiché des émissions de haute énergie qui ne pouvaient pas provenir des étoiles. Des galaxies comme celles-ci sont maintenant appelées galaxies Seyfert; leurs AGN ne sont qu'une fraction de la lumière totale des galaxies hôtes.

De nombreux AGN émettent des rayons X, apparaissant dans les relevés de ces longueurs d'onde. Les astronomes trouvent également l'AGN brillant dans la lumière infrarouge, car leur émission à haute énergie est absorbée par la poussière et réémise à des longueurs d'onde plus longues.

3C 273, le premier quasar identifié, est si brillant qu'il apparaît comme une étoile bleue. Bien que le quasar réside au centre d'une immense galaxie elliptique, il éclipse son hôte, le rendant invisible. Un jet du quasar, qui s'étend sur 200 000 années-lumière, peut être vu en haut à gauche.

ESA / Hubble et NASA

La plupart des galaxies actives sont variables, donc les astronomes peuvent les découvrir en prenant des images de la même région du ciel à une certaine distance l'une de l'autre. Leur lumière visible scintille sur des mois ou des années, tandis que leur émission de rayons X peut varier sur des heures ou des jours. Les changements sur ces courtes périodes de temps réduisent à la fois le mécanisme qui alimente l'AGN et la taille de la région qu'ils peuvent occuper, permettant aux chercheurs de répondre à une question clé: qu'est-ce qui les alimente?

Alimenter le moteur
 

Après la découverte du 3C 273, les astronomes ont introduit des idées de sources d'énergie qui comprenaient des salves de formation d'étoiles ou de supernovae, et des options exotiques telles que les étoiles supermassives, les énormes pulsars ou les trous noirs supermassifs.

En 1969, Donald Lynden-Bell a montré que l'énergie potentielle gravitationnelle autour d'un trou noir avec une masse de 10 milliards de soleils et enfoncée dans un espace de 10 heures-lumière pouvait largement expliquer les sorties énergétiques des quasars. Il a soutenu que la matière tombant à des taux variables dans des trous noirs avec une gamme de masses pourrait expliquer tous les AGN, des galaxies Seyfert à basse énergie aux quasars à haute énergie.

Les astronomes croient maintenant que les trous noirs supermassifs résident au centre de presque toutes les galaxies. L'accumulation sur ces trous noirs est le «moteur central» qui alimente AGN. L'inflation de matière forme un disque d'accrétion tourbillonnant à l'approche du trou noir. Lorsque le matériau se déplace du disque externe vers l'horizon des événements, son énergie potentielle gravitationnelle est convertie en rayonnement à travers le spectre. Cependant, toutes les galaxies ne sont pas considérées comme actives, même si le trou noir se nourrit. Mais s'il y a suffisamment d'accrétion, nous voyons AGN.

Les AGN les plus brillants produisent des rayons gamma et des rayons cosmiques. Des blazars - des quasars avec des jets pointés vers la Terre - sont encerclés sur cette carte aux rayons gamma. Les plus brillants indiquent une énergie plus élevée. En 2018, des chercheurs de la collaboration IceCube ont retracé les neutrinos et les rayons gamma au blazar TXS 0506 + 056. Cette découverte a confirmé la théorie selon laquelle l'AGN peut produire des neutrinos de haute énergie.

Collaboration NASA / DOE / Fermi LAT

Qu'est-ce qui fait tourner le moteur? Au fur et à mesure que les galaxies s'assemblent et forment des étoiles, il y a une abondance de matériaux dans le noyau pour alimenter le trou noir, alimentant un quasar. Au fil du temps, cependant, ce carburant s'épuise et le quasar s'arrête. Comparée à la durée de vie des galaxies, la durée de vie «active» d'un quasar est courte et se produit tôt dans le développement de la galaxie. Même après avoir été éteint, l'AGN peut être réactivé si des interactions - fusions de galaxies ou survols rapprochés - entonnent le matériau vers le trou noir supermassif, redémarrant l'accrétion.
 

«L'évolution des quasars et celle des galaxies sont très similaires, et elles sont en fait très étroitement liées», explique Patrick McCarthy, scientifique à la Carnegie Institution for Science et vice-président de la Giant Magellan Telescope Organization. En effet, le plus grand nombre de quasars se trouve en même temps que la plupart des galaxies de l'univers formaient la majeure partie de leurs étoiles, entre les décalages vers le rouge 2 et 3. Il n'y a pas de quasars proches de 600 millions d'années-lumière, ce qui signifie qu'aucun n'existe encore aujourd'hui. Les AGN plus proches ne sont pas des quasars, mais des galaxies Seyfert de faible luminosité.

Une théorie unifiée

La théorie unifiée de l'AGN explique leurs différentes propriétés par des effets d'orientation. Il indique que tous les AGN sont du même type d'objet vu sous différents angles et partagent tous des caractéristiques similaires, qu'ils soient visibles ou non.

Chaque noyau galactique actif commence par un trou noir supermassif, généralement défini comme un objet avec 1 million de masses solaires ou plus. Son horizon d'événements est de plusieurs heures-lumière. Juste au-dessus, il y a le disque d'accrétion et une couronne de gaz chaude et sphérique. Ceux-ci s'étendent sur quelques jours-lumière. À une distance d'environ 100 jours-lumière se trouve une région de gaz en mouvement rapide. À environ 100 années-lumière, l'AGN est entourée d'un tore - un anneau en forme de beignet de poussière et de gaz qui peut cacher des parties du moteur central de la vue, selon l'angle d'inclinaison par rapport à la Terre. Au-delà du tore, à environ 1 000 années-lumière, se trouve une région de petits nuages ​​de gaz se déplaçant plus lentement.

Les astronomes obtiennent un spectre pour rechercher les caractéristiques associées à l'émission ou à l'absorption d'énergie par les atomes. Ce spectre du quasar CXOCDFS J033229.9-275106 a un décalage vers le rouge de 3,6, ce qui le place à environ 12 milliards d'années-lumière. L'une des caractéristiques les plus fortes du quasar est la lignée Lyman-alpha (Lyα), qui est associée à l'hydrogène. Dans un objet au repos, l'émission de Lyα se produit à une longueur d'onde de 121,567 nanomètres; dans ce quasar, cette longueur d'onde a été décalée vers le rouge à près de 580 nm.

ESO

Certains AGN ont des jets à déplacement rapide, qui proviendraient de champs magnétiques proches du trou noir. Les jets peuvent s'étirer vers l'extérieur pendant des centaines, voire des milliers d'années-lumière, crachant du matériau à une vitesse proche de celle de la lumière.

L'angle sous lequel nous voyons AGN détermine leur classification. Regarder directement dans le canon du jet révèle un blazar. Les deux principales classes de galaxies de Seyfert ne diffèrent que par la possibilité de voir les nuages ​​de gaz rapides et lents, ou si le tore cache le premier.

Mais les astronomes pensent que la luminosité découle des propriétés intrinsèques, y compris la quantité de carburant disponible et la vitesse à laquelle le trou noir consomme ce carburant. On pense que différents modes d'accrétion, ou types d'accrétion, génèrent plus ou moins de rayonnement, ce qui explique la plage observée. «Il existe des modes d'accrétion qui produisent beaucoup de luminosité à de hautes énergies dans le visible, les rayons X, les ultraviolets, et il existe d'autres modes d'accrétion qui peuvent accumuler une bonne quantité de matière sans avoir une forte signature radiative», explique McCarthy. . «L'un des domaines d'intérêt est d'essayer de comprendre comment ces différents modes d'accrétion s'allument et s'éteignent… [et] lorsqu'ils produisent beaucoup de rayonnement externe, combien de temps durent ces épisodes? Y a-t-il un seul gros flash ou y a-t-il plusieurs épisodes? »

Évoluer ensemble

La découverte de trous noirs supermassifs à l'intérieur des galaxies a apporté d'autres révélations. La masse du trou noir supermassif d'une galaxie est corrélée avec certaines propriétés des régions centrales de la galaxie, telles que sa masse totale et les vitesses des étoiles dans le renflement. Ces liens suggèrent que les galaxies et leurs trous noirs supermassifs se forment et évoluent ensemble, s'influençant mutuellement malgré leur grande différence d'échelle.

Les galaxies actives émettent souvent des rayons X. Cette image de l'observatoire aux rayons X de Chandra de l'amas de galaxies CL 0542-4100 montre un gaz chaud et diffus au centre de l'amas; les points encerclés identifient les galaxies actives au sein de l'amas. Les couleurs rouges correspondent aux rayons X de faible énergie, les vertes aux énergies intermédiaires et les bleues aux émissions de rayons X à haute énergie. 

NASA / CXC / Ohio State University / J. Eastman et al.

«L'une des choses que nous avons apprises sur l'évolution des galaxies massives est afin de reproduire les propriétés que nous voyons - les couleurs, les âges stellaires - la clé n'est pas tant de faire démarrer la formation stellaire, mais de l'éteindre, et le désactiver assez brusquement et assez tôt pour que les galaxies vieillissent assez rapidement et que les elliptiques ressemblent essentiellement à des sources mortes », explique McCarthy. La rétroaction AGN est un moyen possible d'arrêter la formation d'étoiles. Les vents ou jets d'AGN injectent de l'énergie dans le centre de la galaxie, chauffant le gaz afin qu'il ne puisse pas s'effondrer et former des étoiles. Cela "peut assez rapidement et assez globalement, dans un sens, arrêter la formation d'étoiles dans une galaxie massive", explique McCarthy.

Mais comment ces trous noirs massifs se forment en premier lieu est peut-être la plus grande question sans réponse concernant l'AGN et la formation des galaxies à ce jour. 

«Je pense que, dans un sens, l'un des moments aha a été la reconnaissance du fait que presque toutes les galaxies ont des trous noirs massifs en leur centre, et qu'il y a à peu près une fraction fixe de la masse du renflement galactique dans la masse du trou noir», dit McCarthy. «Et puis, il est logique que les galaxies et les trous noirs, ou les galaxies et l'AGN, co-évoluent. Mais cela soulève alors la question de savoir laquelle est venue en premier: le trou noir au centre de la galaxie, ou la galaxie puis le trou noir formé. C'est donc l'une des frontières. »

Les galaxies actives ont changé la façon dont les astronomes pensent de l'univers et la façon dont les galaxies en son sein grandissent. Leurs balises lumineuses ont façonné le cosmos et servent toujours d'outils puissants pour comprendre ses propriétés à travers le temps.

Source: http://www.astronomy.com
Lien: http://www.astronomy.com/magazine/2019/02/glimpsing-the-heart-of-galaxies?utm_source=asyfb&utm_medium=social&utm_campaign=asyfb&fbclid=IwAR06z-AyLURmqOmEiH8Hq94h_OpXy7M7VSLoB18olznNJ6mtQ158P201kig

 LE 17.12.2019: Actualité de la météo,de l'astronomie et de la science/   Météo mercredi 18 décembre : la grande douceur se maintient au sud de la Loire à 14H00

Le temps reste majoritairement calme malgré quelques pluies à l’est et sur les Cévennes mais il fait toujours très doux pour la saison notamment au sud de la Loire alors qu’une petite baisse des températures se fait sentir au nord de la Seine.

France

Nous sommes toujours situés entre un anticyclone centré vers la Turquie et un vaste complexe dépressionnaire sur l’Atlantique. Le temps reste donc plutôt calme et assez ensoleillé dans un flux de sud faisant remonter beaucoup de douceur sur le pays. Quelques pluies sont néanmoins présentes sur les régions de l’est et plus particulièrement sur les Cévennes (consulter notre communiqué spécial) où ces dernières prennent temporairement un caractère orageux. A l’ouest, le ciel se charge et le vent de sud-sud-est se renforce à l’avant d’une nouvelle perturbation. Les premières pluies gagnent la Bretagne en deuxième partie d’après-midi.

Régions

De l’Auvergne-Rhône-Alpes au Grand-Est en passant par la Bourgogne-Franche-Comté, le front froid ayant concerné les régions centrales la veille perd de son activité au fil des heures. Le temps est souvent couvert et faiblement pluvieux avant que des éclaircies ne se développent par l’ouest en fin d’après-midi.

De l’Occitanie à la Corse en passant par PACA, le temps reste souvent variable et instable notamment en Corse, en lien avec une dépression circulant plus au sud sur le bassin Méditerranéen. Le vent d’est à sud-est reste modéré à assez fort et des précipitations se bloquent ainsi sur l’est de la Montagne Corse et de la Montagne Noire aux Cévennes.

De la Nouvelle-Aquitaine au Centre-Val-de-Loire, les nuages bas sont assez fréquents en matinée et les éclaircies plutôt réservées au piémont Pyrénéen. Dans l’après-midi, ces nuages bas finissent par se dissiper et le soleil s’impose.

Des Pays de la Loire aux Hauts-de-France, en passant par la Normandie et l’Île-de-France, les nuages bas sont également fréquents mais avec le vent de sud-est qui se lève, les éclaircies se développent au fil des heures malgré l’installation d’un voile nuageux d’altitude par l’ouest.

En Bretagne, le ciel se charge en matinée et le vent de secteur sud-sud-est se renforce avec des rafales en fin de journée entre 70 km/h dans les terres et plus de 90 km/h sur la côte Finistérienne. Les premières pluies abordent le Finistère en milieu d’après-midi et sont généralement modérées.

Températures

Les températures sont contrastées en matinée entre le nord-ouest et le sud-est avec des minimales évoluant entre 1 et 15°C en moyenne. Quelques petites gelées blanches sont possibles sur le centre Bretagne jusqu’aux collines Normandes. Dans l’après-midi, la grande douceur se maintient au sud de la Loire avec souvent entre 11 et 17°C alors qu’une petite baisse s’opère au nord de la Seine avec 6 à 9°C, des valeurs se rapprochant ainsi des normales de saison.

Des chercheurs viennent de découvrir des glaces d'eau à quelques centimètres de la surface de Mars

À certains endroits, les futurs astronautes pourraient simplement rayer la surface de la planète rouge pour récolter de l'eau.

Par Erika K. Carlson  | Publication: lundi 16 décembre 2019

SUJETS CONNEXES: MARS

Sur de grandes zones de Mars, y compris la région marquée sur cette image, la glace d'eau se trouve à quelques centimètres sous la surface.

NASA / JPL-Caltech

Les futures missions en équipage sur Mars seront plus faciles si les astronautes peuvent utiliser de l'eau qui se trouve déjà sur la planète rouge sans avoir à l'apporter de la Terre. Les scientifiques savent qu'il y a de la glace sous la surface martienne. Mais à quelle profondeur les astronautes devraient-ils creuser pour l'obtenir?

Une équipe de chercheurs a découvert que sur de grandes zones de Mars, la glace n'est qu'à quelques centimètres sous la surface et serait facile d'accès. Cela donne aux planificateurs des futures missions sur Mars de nombreuses options pour décider où les astronautes de notre planète voisine devraient atterrir.

Les chercheurs présentent leurs travaux dans un article publié mardi dans la revue Geophysical Research Letterset dans une conférence vendredi lors d'une réunion de l'American Geophysical Union .

À la recherche de glace martienne

Des études antérieures ont montré que la glace d'eau se cache quelque part dans la douzaine de mètres (10 mètres) du sol martien. Mais au-delà de cela, ils ne pouvaient pas dire à quel point la glace était vraiment profonde. Et la profondeur exacte de la glace fait une énorme différence dans la façon dont il sera facile pour les futurs astronautes de s'y rendre pour l'eau. S'il fait plusieurs mètres de profondeur, ils auraient besoin d'équipement minier. Si ce n'est que quelques pouces, une simple pelle ferait l'affaire.

Une équipe de chercheurs dirigée par Sylvain Piqueux du Jet Propulsion Laboratory de la NASA a trouvé un moyen de déduire à quel point la glace doit être profonde sur toute la planète en surveillant les températures de surface de la planète au fil des saisons.

La glace d'eau est bonne pour stocker la chaleur. En été, la glace souterraine aura tendance à absorber la chaleur supplémentaire du sol au-dessus d'elle, ce qui rend la surface du sol un peu plus froide qu'elle ne l'aurait été sans la glace. En hiver, la glace libère une partie de cette chaleur stockée dans son environnement, ce qui rend la surface du sol un peu plus chaude. Plus cet effet est dramatique, plus la glace doit être proche de la surface de la planète.

Les chercheurs ont créé une carte de la profondeur des glaces sur la planète entière. Ils ont découvert que sur de grandes zones de Mars, la glace n'est qu'à quelques centimètres sous la surface.

"C'est juste là, vous pouvez rayer la surface et y accéder", a déclaré Piqueux.

Cette carte montre comment la glace d'eau profonde se trouve sous la surface de Mars. La glace est plus proche de la surface dans les régions marquées en violet et bleu, et plus profondément sous la surface dans les zones colorées en rouge. La région marquée en blanc montre des zones qui pourraient être des sites d'atterrissage prometteurs pour les futurs astronautes.

NASA / JPL-Caltech / ASU

Où atterrir sur Mars

Trouver des réserves de glace peu profondes sur de grandes régions de la planète signifie que les futures missions sur Mars auront de nombreuses options lors du choix des sites d'atterrissage pour les astronautes.

Et Piqueux a constaté qu'il y avait de la glace peu profonde non seulement près des pôles de la planète, mais également aux latitudes inférieures. C'est un plus pour la planification de la mission, car il est préférable d'atterrir loin des pôles et plus près de l'équateur, si possible. Il est plus difficile d'atterrir près des pôles et le climat y est plus rude.

Piqueux dit que de nouvelles études donneront aux chercheurs une image encore plus précise de l'endroit où se trouve la glace sur la planète et à quoi ressemble le terrain dans ces régions. Ensuite, les planificateurs de mission peuvent identifier les meilleurs sites de débarquement.

Source: http://www.astronomy.com
Lien: http://www.astronomy.com/news/2019/12/water-just-inches-below-martian-surface?utm_source=asyfb&utm_medium=social&utm_campaign=asyfb&fbclid=IwAR3lq0AHEt2nRJ5VIcSBveXtW78B7sGG-2l2QnnNNtVeM8UkVH5tsifV69E

À l'intérieur de la nébuleuse d'Orion.

Les astronomes commencent à comprendre ce qui se passe dans cette pépinière stellaire colossale.

Par Raymond Shubinski  | Publication: vendredi 11 octobre 2019

SUJETS CONNEXES: ORION NEBULA

M43 fait partie du complexe de nébuleuse d'Orion beaucoup plus grand, et il se trouve à environ 10 pieds au nord de M42. Cette section présente une étoile chaude et brillante (au centre) qui ionise le gaz à proximité. L'ionisation crée une sphère d'hydrogène brillant, qui apparaît rose. Cette image a été prise à travers un télescope Ritchey-Chrétien de 20 pouces RC Optical Systems à f / 8.4 avec une caméra CCD SBIG ST-10XME. Trois expositions de 20 minutes à travers des filtres rouge, vert et bleu ont été combinées pour produire l'image finale.

Pat et Chris Lee / Adam Block / NOAO / AURA / NSF

La nébuleuse d'Orion (M42) est ainsi nommée car elle se trouve à l'intérieur d'Orion le chasseur, une constellation qui domine le ciel d'hiver. Pour trouver la nébuleuse, regardez ci-dessous la ceinture d'Orion où son épée est suspendue. Vos yeux seuls verront l'étoile centrale floue. Les jumelles aident, mais révèlent également plus de fuzz. Regardez à travers un télescope, et vous ne l'oublierez jamais. Car ici se trouve l'un des objets célestes phares - une pépinière stellaire qui, après avoir été observée pendant des centaines d'années, a encore beaucoup à révéler.

La caméra planétaire à champ large de Hubble 2 a imagé cette région de la nébuleuse d'Orion (M42). Les nuages ​​de gaz de la nébuleuse forment une pépinière stellaire, une région de formation continue d'étoiles. Le panache lumineux de gaz dans le coin supérieur gauche de cette image résulte de l'éjection de matière par une étoile récemment formée. La longueur diagonale de cette image est de 1,6 années-lumière. La lumière rouge montre l'émission d'atomes d'azote, le vert provient de l'hydrogène et le bleu provient de l'oxygène.

CR O'Dell / Rice University, NASA

Quartier stellaire

La position de la nébuleuse d'Orion dans notre galaxie est bien connue. Si nous pouvions voir la Voie lactée d'en haut, elle apparaîtrait comme un moulin à vent à quatre bras en spirale. La galaxie contient des centaines de milliards d'étoiles et d'énormes quantités de gaz et de poussière. Notre système solaire réside dans l'éperon d'Orion, qui se trouve entre les bras Persée et Sagittaire, à mi-chemin du centre galactique.

Notre vision de la terre est différente. Par une claire nuit d'été dans l'hémisphère Nord, la lueur de la Voie lactée s'étend de Cassiopée au nord-est à Scorpius au sud. De ce point de vue, nous regardons le long du bord de la galaxie. Vers Scorpius se trouve la partie centrale de la Voie lactée. Plutôt que de voir un champ d'étoiles flamboyantes, notre vue est obscurcie par d'énormes nuages ​​de poussière et de gaz.

En hiver, nous voyons le ciel en face des embouteillages stellaires trouvés vers le centre de la galaxie. La Voie lactée d'hiver est là, mais vous avez besoin d'un ciel sombre pour la voir avec des yeux sans aide. Le ciel d'hiver est le plus brillant des cieux saisonniers - il contient la plus forte concentration d'étoiles brillantes - et son représentant le plus célèbre est Orion.

Bien que le ciel de fond soit plus faible ici qu'en été, cette zone contient toujours une grande partie du gaz et de la poussière qui sont si répandus dans toute la galaxie. En fait, la nébuleuse d'Orion ne représente que la pointe de l'iceberg proverbial. Le M42 est une petite partie d'un immense complexe appelé le nuage moléculaire d'Orion (OMC). En fait, ce complexe est divisé en OMC-1 et OMC-2. OMC-1 se trouve à seulement 1 'au nord-ouest du trapèze - un petit groupe d'étoiles nouvellement formées au cœur de la nébuleuse d'Orion - et contient toutes les nébuleuses visibles.

Deux vues de la nébuleuse d'Orion montrent pourquoi les astronomes imaginent des objets célestes dans différentes longueurs d'onde. La caméra grand champ et planétaire 2 à bord du télescope spatial Hubble a créé l'image en lumière visible sur la gauche. La caméra infrarouge proche et le spectromètre multi-objets de Hubble ont fait celui de droite grâce à des filtres infrarouges. L'image de droite révèle la nébuleuse d'Orion comme une région active de formation d'étoiles où les étoiles et la poussière brillent en jaune-orange et les nuages ​​d'hydrogène apparaissent en bleu. L'étendue diagonale de chaque image s'étend sur environ 0,4 année-lumière.

STScI / NASA

Observer M42

Aujourd'hui, tout comme à l'époque de William Herschel (1738–1822), se procurer un nouveau télescope signifie jeter un œil à la nébuleuse d'Orion. Il représente une référence à laquelle nous pouvons comparer d'autres objets du ciel profond.

Garrett P. Serviss, vulgarisateur en astronomie du XIXe siècle, a noté que l'étoile du milieu dans l'épée - Theta1 (θ1) Orionis - se résout en le célèbre Trapèze, même à travers le plus petit des télescopes. Il l'a décrit comme «un carré irrégulier brillant dans un espace noir dans la nébuleuse».

À l'œil nu, le trapèze apparaît comme une seule étoile. Lorsqu'elle est vue à travers un télescope à faible puissance, l '«étoile» se divise en quatre - désignées, d'ouest en est, par A, B, C et D, C étant la plus brillante. Un télescope plus grand avec un grossissement plus élevé en révèle deux de plus (E et F), et les plus grandes lunettes amateurs peuvent montrer G et H (qui constituent une double étoile).

m42 semble étrange lorsqu'il est imagé à travers un filtre Hydrogène-alpha (Hα). Hα est une lumière rouge d'une longueur d'onde de 656,28 nanomètres créée lorsqu'un atome d'hydrogène absorbe de l'énergie et la réémet. Les images Hα communes montrent les éruptions solaires et les protubérances solaires sur le Soleil. Mais, comme le montre cette image, les nébuleuses émettent également de la lumière Hα. Cette image Hα (une seule exposition de 105 minutes) a été prise à travers un réflecteur Ritchey-Chrétien de 20 pouces RC Optical Systems à f / 8.4 en utilisant une caméra CCD SBIG ST-10XME.

Adam Block / NOAO / AURA / NSF

L'observateur anglais William Henry Smyth (1788-1865) dans son célèbre Cycle of Celestial Objects (1844) faisait référence à la nébulosité qui entourait le trapèze comme étant la tête de poisson. D'autres premiers observateurs ont également remarqué cette similitude aquatique. Sir John Herschel (1792–1871), fils de William, a comparé la nébulosité «à un liquide caillant ou à une surface jonchée de troupeaux de laine».

Malgré les images haute résolution du télescope spatial Hubble ou même des photographies prises par des astronomes amateurs, il est difficile de voir les couleurs dans la nébuleuse. Grâce à des télescopes, certains observateurs ont signalé une touche de vert ou de violet dans les nuages ​​entourant les étoiles centrales.

Avant la photographie, la capture d'une image de la nébuleuse d'Orion dépendait d'un observateur qualifié avec un œil attentif et une main artistique. Le premier dessin de l'astronome néerlandais Christiaan Huygens (1629-1695) ne montre qu'une tache avec une indentation et trois étoiles. Le M42 dessiné par le chasseur de comètes français Charles Messier est détaillé et montre clairement l'impression visuelle laissée par la nébuleuse.

 La photographie a commencé dans les années 1830 mais était lourde. Avant la première image photographique de M42, l'astronome américain George Phillips Bond (1825–1865) a produit un dessin de M42 qui se classe comme le plus beau et le plus détaillé jamais réalisé. Bond était le directeur de l'Observatoire du Harvard College pendant la guerre civile américaine et a utilisé les observations de la nébuleuse d'Orion à travers un réfracteur de 15 pouces pendant de nombreuses années pour rendre cette image détaillée. Le dessin original est toujours accroché à l'Université Harvard.

L'astronome américain Henry Draper (1837–1882) a capturé la première image photographique de la nébuleuse d'Orion le 30 septembre 1880. Draper a utilisé un réfracteur Alvan Clark de 11 pouces avec un objectif triplet. Il a également utilisé une nouvelle technique photographique sur plaque sèche pour réaliser ses images. L'exposition a duré 50 minutes. Depuis cette nuit de 1880, les astronomes ont scruté le M42 à travers toutes les tailles de télescopes et dans toutes les bandes disponibles du spectre électromagnétique.

Agitation intérieure

La nébuleuse d'Orion est à environ 1 350 années-lumière et plus de 10 années-lumière de diamètre. Pourtant, il ne représente qu'une petite partie du grand nuage moléculaire d'Orion. Le nuage contient un mélange d'hydrogène froid et de grains de poussière. M42 est connue comme une nébuleuse d'émission. L'hydrogène est excité par les étoiles chaudes enfouies à l'intérieur. L'excitation est un processus par lequel les atomes d'hydrogène absorbent l'énergie (des étoiles proches). Cependant, les atomes ne peuvent pas retenir l'énergie longtemps et la libèrent rapidement sous forme de lumière.

Les astronomes amateurs trouvent la nébuleuse d'Orion irrésistible. Il est grand, lumineux et détaillé. L'astrophotographe de Las Vegas George Greaney a pris cette image avec son réfracteur apochromatique 6 pouces Astro-Physics EDF à f / 7. Cette image est un composite numérique de deux expositions de 45 minutes sur un film Kodak PPF Pro 400 hyper-format 120.

La nébuleuse d'Orion est un foyer de formation d'étoiles. Les étoiles dans et près du trapèze sont jeunes - peut-être seulement 300 000 ans. Theta1 C Orionis contient 40 fois la masse du soleil et a une température de surface de 40 000 degrés kelvin (72 000 degrés Fahrenheit). En raison de sa taille et de sa masse, le Theta1 C produit d'énormes quantités de rayonnement ultraviolet, ce qui provoque la fluorescence des nuages ​​de gaz à proximité. Le Theta1 C est 210 000 fois plus lumineux que le Soleil, et il produit un vent stellaire qui souffle à 5,7 millions de mph (9,2 millions de km / h). Ce vent énorme souffle les particules de poussière formant la planète loin des étoiles environnantes, ce qui rend impossible la formation de planètes.

Les conditions dans la nébuleuse d'Orion sont incroyables. Dans The Perfect Storm de Sebastian Junger, deux fronts atmosphériques massifs se heurtent au-dessus de l'océan Atlantique pour créer des vagues tueuses. Une tempête parfaite de proportions cosmiques se déroule dans M42. Des disques de poussière et de gaz entourent de petites étoiles de faible masse qui produisent des vents stellaires. Le vent stellaire supersonique de Theta1 C entre en collision avec les vents des étoiles, produisant la tempête cosmique parfaite. Cette tempête se poursuivra tant que l'étoile supermassive continuera à produire de l'énergie. Si nous pouvions avancer dans le temps, même un million d'années, nous verrions le Theta1 C s'effacer dans une supernova.

Peu importe ce que nous savons de la nature physique de cette région complexe, la nébuleuse d'Orion ne manque jamais de ravir lorsqu'elle est vue pour la première fois ou après de nombreuses années. Lors de la première présentation d'Orion, les enfants associent la forme de cette constellation à un nœud papillon, un sablier ou même un papillon. Dans ce dernier cas, la grande nébuleuse marque l'un des points colorés de son aile.

Quoi que vous voyiez cette constellation géante, elle est remplie de merveilles au-delà de l'imagination. À proximité et juste au-dessus de la M42, on peut trouver la M43. Au-dessus de M43 se trouve la nébuleuse Running Man (NGC 1973–5–7). Pourtant, la complexité de la nébuleuse d'Orion et de la région environnante ne fait que suggérer la beauté et le drame de notre galaxie.

Theta1 (θ1) orionis, l'étoile du milieu dans l'épée d'Orion, brille à la magnitude 4,2. Cependant, vu à travers un petit télescope, il se résout en quatre étoiles appelées le trapèze. Les étoiles A, B, C et D ont reçu leurs désignations en fonction de leur ascension droite et non de leur luminosité. L'étoile A brille à la magnitude 6,7, B ​​à la magnitude 8,0, C à la magnitude 5,1 et D à la magnitude 6,7. Si votre ciel est stable, une lunette de 8 pouces peut révéler des E et F. de 11e magnitude. Vous aurez probablement besoin d'un télescope de 14 pouces pour trouver G et H, qui brillent tous deux faiblement à la 15e magnitude.

Astronomie: Roen Kelly

Qui l'a vu en premier?

Le mérite de la première identification télescopique de la nébuleuse d'Orion devrait être attribué à l'astronome italien Nicholas Peiresc (1580-1637), qui a pris des notes en 1610. Ils sont restés inédits pendant de nombreuses années, et le prêtre jésuite Johann Baptist Cysat a «redécouvert» le patch flou dans 1618.

Les scientifiques attribuent la majeure partie du mérite à l'astronome hollandaise Christiaan Huygens (1629–1695). La liste des réalisations de Huygens est à couper le souffle: il a développé l'horloge à pendule, inventé le balancier pour les montres mécaniques et formulé une théorie des ondes de la lumière.

Il était également un fervent observateur. Huygens a construit et utilisé plusieurs télescopes réfracteurs à longue focale. Dans son livre de 1659, Systema Saturnium (dans lequel il a correctement identifié la nature des anneaux de Saturne), Huygens a publié le premier dessin de la nébuleuse d'Orion.

Vers la fin du XVIIIe siècle, l'astronome anglais William Herschel a tourné l'un de ses premiers télescopes sur cette merveille cosmique. Herschel a continué de construire des télescopes plus grands, qui ont culminé avec une lunette contenant un miroir de 48 pouces. Cet instrument donnait des vues lumineuses et détaillées des objets célestes mais était difficile à manœuvrer. La nébuleuse d'Orion était le dernier objet que Herschel a vu à travers ce télescope avant de retirer la bête disgracieuse.

Le chasseur de comètes français Charles Messier (1730-1817) est celui qui a vraiment mis la nébuleuse d'Orion sur la carte. En 1758, Messier a repéré ce qui allait devenir la nébuleuse du crabe. Il en a fait la première entrée - M1 - dans son désormais célèbre catalogue d'objets du ciel profond. En 1769, Messier avait élaboré une liste de 41 objets qu'il voulait publier.

Pour conclure le projet, Messier a ajouté quatre objets: la nébuleuse d'Orion (M42), une partie distincte de la nébuleuse d'Orion (M43), l'amas ouvert de la ruche (M44) et les Pléiades (M45). La liste de Messier a finalement totalisé 109 objets, mais peu captent l'intérêt des observateurs comme le n ° 42.

Galilée et la nébuleuse d'Orion

Pourquoi Galileo, qui a fait tant de découvertes télescopiques, n'a-t-il pas enregistré la Grande Nébuleuse à Orion? Nous pourrions comprendre comment il pourrait ignorer une planète extérieure faible comme Neptune, mais comment aurait-il pu manquer une tache floue visible à l'œil nu?

Comme toujours, la réalité est plus complexe qu'il n'y paraît à première vue. Le Planétarium Flandrau de Tucson, en Arizona, présente une réplique exacte de l'un des télescopes de Galileo depuis de nombreuses années. Un coup d'œil à travers cet instrument primitif (monté pour que les visiteurs puissent le voir) et vous réaliserez à quel point ses découvertes étaient incroyables.

Galileo a fabriqué ses premiers télescopes en vivant à Venise. La «figure» des lentilles en verre a été faite par essais et erreurs, et le verre était peut-être plein de bulles d'air. Peut-être que Galilée pensait que la nature floue de la région dans l'épée d'Orion avait plus à voir avec son instrument qu'avec la vraie nature de l'objet.

Environnement mythique

La mythologie grecque propose de nombreuses histoires sur Orion le chasseur. Un mythe dit que les dieux ont placé Orion dans le ciel comme punition pour son arrogance. Un autre déclare qu'Orion était amoureux de la belle déesse Diana. Le frère de Diana, Apollo, était enragé par cette relation et a incité Diana à tuer Orion avec l'une de ses flèches.

Une autre histoire prétend qu'Orion a menacé de tuer toute vie animale sur Terre. Pour éviter cela, la déesse de la Terre, Gaia, a envoyé un scorpion qui a piqué Orion sur le talon, le tuant. Regrettant ses actions, Gaia plaça Orion en face de Scorpius le Scorpion dans le ciel afin qu'Orion ne puisse plus jamais être blessé. Tout graphique en étoile montre cet arrangement.

Les anciens Égyptiens considéraient Orion comme le dieu Osiris, le mari d'Isis. Seth a tué son frère Osiris dans une ancienne rivalité. Pour s'assurer que le travail était terminé, Seth a coupé Osiris en 14 morceaux et les a dispersés dans toute l'Égypte.

Isis a récupéré toutes les parties sauf une et a placé Osiris dans le ciel (comme la constellation d'Orion), où il pouvait être vu par tous. Osiris est devenu un symbole pré-chrétien de la mort et de la résurrection parce qu'Orion se couche au printemps lorsque les cultures sont plantées et réapparaît lorsque les cultures ont été récoltées.

Les Grecs ont raconté des histoires similaires mettant l'accent sur la nature du chronométrage d'Orion. Le poète Aratus a écrit un livre, Phaenomena, autour de 200 av. J.-C. Le long poème est vraiment un guide de calendrier qui donne des indications sur la nature et le passage de l'année.

Même TH White capture l'utilisation du calendrier d'Orion dans son livre L'épée dans la pierre quand il a le jeune verrue - le futur roi Arthur - regardant à travers une fenêtre de château à Orion, espérant que le printemps arrivera bientôt. Peut-être que Wart a regardé l'épée brillante du géant et a pensé à Excalibur.

Alors que les civilisations de la Grèce puis de Rome se sont effondrées, le pouvoir croissant de l'islam a jailli des déserts pour combler le vide. Des érudits musulmans ont collecté des manuscrits grecs et les ont traduits en arabe. Cela a préservé une grande partie de la littérature et de la science anciennes.

Pour ces érudits, Orion est devenu Al Jabbar, le puissant géant. D'un point de vue contemporain, cela donne une bonne idée de ce que la superstar du basket-ball Kareem Abdul-Jabbar doit avoir aspiré.

Source: http://www.astronomy.com
Lien: http://www.astronomy.com/magazine/2019/10/inside-the-orion-nebula?utm_source=asyfb&utm_medium=social&utm_campaign=asyfb&fbclid=IwAR3z8a904OergPjHg8Hch6sMJ1D16cW651_9fgpDO_vJwPmsG0G-rF-oCB0

10 choses que nous ne savons pas sur les étoiles massives.

Ces bêtes rares sont essentielles à l'univers mais souvent mal comprises. Voici les questions les plus importantes auxquelles sont confrontés les astronomes.

Par Yaël Nazé  | Publication: vendredi 11 octobre 2019

La lumière bleue émane des jeunes étoiles massives qui résident près du centre de la nébuleuse de la tarentule.

NASA / N. Walborn et J. Maíz-Apellániz (STScI) / R. Barbá (Observatoire de La Plata)

L'univers continue de dérouter les grands esprits de notre époque. Pourtant, demandez à la plupart des gens où se trouvent les mystères les plus profonds, et vous êtes susceptible d'entendre des discussions sur l'origine et le destin du cosmos, la nature de la matière noire et l'existence de la vie extraterrestre. Les astronomes doivent avoir compris tout ce qu'il y a à savoir sur les objets banals comme les étoiles, non?

Mais non. Ces blocs de construction omniprésents des galaxies détiennent encore de nombreux secrets. Les plus grandes questions entourent les étoiles avec le plus de masse. À l'échelle cosmique, ces mastodontes rares ne durent qu'un clin d'œil. Pourtant, dans leur courte vie, ils forgent des éléments lourds - la matière première des futures générations d'étoiles, de planètes et peut-être de la vie - puis les éjectent dans le cosmos dans des explosions titanesques.

Il y a dix ans, Cássio Barbosa de l'Université brésilienne de São Paulo et Donald Figer de l'Institut de technologie de Rochester ont interrogé leurs collègues chercheurs pour découvrir les questions les plus pressantes auxquelles étaient confrontés les théoriciens et les observateurs. Voici 10 sujets qui occupent toujours leur esprit.

Le vaisseau spatial Gaia mesurera des distances précises jusqu'à un milliard d'étoiles, y compris - pour la première fois - des étoiles de masse élevée.

ESA

1. À quelle distance se trouvent les étoiles massives?

C'est une question si simple, il semble extraordinaire que nous ne connaissions pas encore la réponse. Après tout, les astronomes ont des distances précises par rapport à une multitude d'étoiles de faible masse et de taille moyenne. La meilleure méthode pour obtenir des distances fiables consiste à mesurer la position d'une étoile proche par rapport à des objets plus éloignés des côtés opposés de l'orbite terrestre. La trigonométrie simple convertit ensuite le déplacement angulaire observé de l'étoile en distance.

Malheureusement, ces angles sont si petits que la méthode ne peut être appliquée qu'aux voisins proches du Soleil. Avant 1989, cette technique n'avait donné que quelques centaines de distances précises. Les choses ont changé cette année-là avec le lancement du satellite Hipparcos de l'Agence spatiale européenne (ESA). Grâce à sa mission de 3,5 ans, les astronomes avaient des distances fiables - ce qui signifie une incertitude de moins de 10% - à près de 120 000 étoiles sur quelque 300 années-lumière.

Pourtant, cet échantillon apparemment important de voisins solaires ne contient pas une seule étoile massive. Ces poids lourds sont si rares que le plus proche se trouve à plus de 300 années-lumière. Les astronomes ne peuvent estimer que les distances à ces étoiles: l'étoile de type O la plus proche, Zeta (ζ) Ophiuchi, se trouve à environ 370 années-lumière; l'étoile Wolf-Rayet la plus proche appartient au système binaire Gamma² (γ²) Velorum, et elle s'enregistre à une distance de plus de 1000 années-lumière.

Sans une distance précise, il est impossible de connaître les propriétés réelles d'une étoile, comme la luminosité, ce qui entraîne une incertitude dans les modèles théoriques. Les étoiles massives se classent facilement comme les plus lumineuses du cosmos - les plus brillantes éclipsent le Soleil par un million de fois. Et ce sont les seules étoiles suffisamment brillantes pour que nous puissions les voir dans des galaxies lointaines. Ainsi, une meilleure compréhension des étoiles massives améliorera nos connaissances en astronomie extragalactique.

Ce premier problème devrait être résolu le plus rapidement. L'ESA a lancé Gaia, un successeur d'Hipparcos, en 2013. Ce satellite, qui se trouve à près d'un million de kilomètres au-delà de la Lune, devrait atteindre des distances précises d'un milliard d'étoiles jusqu'à une distance de 30 000 années-lumière. C'est assez loin pour identifier une fraction significative de toutes les étoiles massives de la Voie lactée.

2. Comment se forment les étoiles massives?

La naissance d'étoiles monstres provoque des querelles animées entre spécialistes. Deux théories s'affrontent. Dans le premier, des étoiles massives se forment comme leurs cousins ​​de faible masse. La gravité provoque l'effondrement et la fragmentation d'un nuage de gaz interstellaire, avec la formation de grandes et de petites étoiles.

Le problème: les objets massifs devraient déclencher des réactions nucléaires bien avant d'atteindre leur forme définitive. Les réactions émettent un rayonnement intense qui devrait empêcher plus de matière de tomber. Une légère altération peut sauver cette idée. Les scientifiques suggèrent maintenant que les plus gros fragments deviennent des protostars de taille moyenne, chacun entouré d'un disque d'accrétion. Les étoiles en croissance prennent du poids en se nourrissant de leurs disques. Les observations ont trouvé au moins une étoile massive, située dans la nébuleuse Omega (M17), se formant comme le prédit ce modèle.

Un autre groupe a effectué des simulations qui montrent que les instabilités du processus de formation créent des canaux pour canaliser le rayonnement tout en permettant au gaz de s'accumuler.

D'autres observations impliquent que des étoiles massives naissent lorsque des objets plus petits entrent en collision - la deuxième théorie de la formation d'étoiles de masse élevée. La plupart des grandes étoiles vivent en grappes, et plus une grappe contient d'étoiles, plus les étoiles sont grandes et massives. Les observations aux rayons X révèlent de nombreuses étoiles de faible masse près des objets massifs. Pourraient-ils être un réservoir de nourriture?

Les simulations informatiques montrent que les collisions peuvent être une méthode efficace pour créer des étoiles massives. Néanmoins, toutes les étoiles massives n'appartiennent pas à des amas. Ces joyaux solitaires sont-ils nés d'une manière différente, ou ont-ils été violemment éjectés de leur lieu de naissance?

Pour le moment, les astronomes doivent encore parvenir à un consensus. Certains scientifiques pensent que les deux processus pourraient agir simultanément.

Certaines des étoiles les plus massives connues appartiennent à l'amas d'étoiles dense R136a, situé au cœur de la nébuleuse de la tarentule (NGC 2070) dans le Grand Nuage de Magellan.

NASA / John Trauger (JPL) / James Westphal (Caltech)

3. Quelle est la masse maximale d'une étoile?

Au début de ce siècle, certains chercheurs ont affirmé avoir découvert des étoiles aux masses extraordinaires. Par exemple, R136a - la région centrale de la nébuleuse de la tarentule qui forme des étoiles dans le grand nuage magellanique (LMC) - était considérée comme une seule étoile contenant 2 500 masses solaires. Cependant, l'illusion est passée. La plupart de ces estimations de masse ont été faites par des moyens indirects. De meilleures observations ont montré que les étoiles apparemment ultra-massives sont des amas denses d'étoiles plus petites possédant des masses plus raisonnables.

Pourtant, il est difficile de déterminer le poids des étoiles massives. Des études statistiques de grands amas ont montré qu'il n'existait aucune étoile de masse supérieure à 150 à 200 masses solaires. La seule méthode fiable consiste à étudier les orbites d'étoiles binaires. La taille et la période d'une orbite dépendent des masses stellaires. À ce jour, deux paires binaires semblent les plus prometteuses. L'une de ces paires, la WR 20a de la Voie lactée, contient deux étoiles qui pèsent chacune environ 80 masses solaires.

Cependant, des étoiles plus massives peuvent être là-bas. Par exemple, l'étoile HD 15558 peut contenir 152 masses solaires - plus ou moins 46 masses solaires; l'étoile WR 25 peut contenir 75 masses solaires.

Outre l'observation directe, les astronomes se demandent également s'il existe une limite physique au-delà de laquelle aucune étoile ne peut se former. Dans l'affirmative, la limite dépend-elle de la teneur en éléments lourds dans le gaz à partir duquel l'étoile s'est formée, des instabilités dans la structure de la protoétoile, des processus dynamiques au sein de l'amas ou des problèmes d'accrétion? -

Les premières étoiles de l'univers étaient des étoiles massives qui se sont formées environ 180 millions d'années après le Big Bang. Cette simulation informatique montre une concentration de densité centrale qui deviendra l'un de ces poids lourds.

Matthew Turk et Tom Abel (KIPAC, Stanford) / Greg Bryan (Columbia)

4. Quel rôle ont joué les stars massives après le Big Bang?

Dans les minutes qui ont suivi le Big Bang, l'univers n'a synthétisé que quelques éléments légers: l'hydrogène, l'hélium et le lithium. De ce mélange, les premières étoiles sont nées.

Les astronomes appellent cette génération stellaire initiale «Population III». Ces premières étoiles particulières ont joué un rôle crucial dans l'évolution cosmique car elles ont semé l'univers avec des éléments plus lourds et, grâce à leur rayonnement ionisant, ont rendu le cosmos à nouveau transparent. Ces liens manquants entre le Big Bang et aujourd'hui aideront les scientifiques à comprendre la face actuelle de l'univers.

Les modèles théoriques indiquent que ces étoiles sont nées 100 à 250 millions d'années après le Big Bang et contiennent chacune plusieurs centaines de fois la masse du Soleil. Ces énormes objets sont morts dans de gigantesques explosions de supernova qui ont éjecté tous les éléments synthétisés par ces «usines nucléaires» stellaires. Si nos os contiennent du calcium, nos ordinateurs du silicium et nos centrales électriques de l'uranium, remerciez ces étoiles et leurs descendants massifs. Personne ne sait comment de si grands objets se sont formés, ni même quelles propriétés ils possédaient. De tous les mystères auxquels sont confrontés les astrophysiciens, la vie des étoiles de la population III est peut-être la plus difficile à résoudre car aucune de leur espèce ne survit.

5. Comment se forment les étoiles binaires massives?

Les étoiles massives se présentent souvent par paires, tout comme les étoiles de masses inférieures. Si les théoriciens ont déjà du mal à déterminer comment se forment les étoiles massives uniques, le problème devient plus aigu avec les binaires.

Les astronomes ont développé plusieurs scénarios. La «capture» joue presque certainement un rôle. Dans un groupe, les étoiles se déplacent continuellement et se broutent parfois. Lorsque les étoiles se rencontrent, un couple peut se former, bien que les astronomes discutent de la fréquence à laquelle cela se produit.

Un deuxième processus implique la «fission». Une étoile qui tourne rapidement se gonfle à l'équateur. Augmentez la vitesse de rotation suffisamment haut, et il peut se casser en deux. Malheureusement, seuls les binaires proches peuvent se former par fission, et certains binaires massifs ont de larges séparations.

L'idée finale est la «fragmentation» - un nuage protostellaire se brise en plusieurs morceaux qui restent proches les uns des autres. Ou, un protostar peut être entouré d'un disque d'accrétion massif qui se fond dans une autre étoile.

Bien que les astronomes n'aient pas encore expliqué comment se forment les binaires massifs, la nature a trouvé un moyen de les créer. Des paires massives peuplent la galaxie, et certaines sont de véritables géants - chaque composant du WR 20a contient environ 80 fois la masse du Soleil.

Les planètes et les étoiles massives peuvent-elles coexister? Le jury est toujours absent, mais les scientifiques ont détecté des planètes encerclant le pulsar PSR B1257 + 12 - et les pulsars représentent l'étape finale de nombreuses étoiles de grande masse.

Lynette Cook

6. Les planètes peuvent-elles se former autour d'étoiles massives?

Aucune planète n'a été trouvée en orbite autour d'une énorme étoile. Mais l'absence de preuves n'est pas une preuve d'absence - en particulier dans ce cas, car la plupart des recherches sur la planète ont été effectuées sur des étoiles semblables au soleil.

Les planètes se forment à partir de disques circumstellaires de gaz et de poussière. Mais combien de temps ces disques peuvent-ils survivre autour d'étoiles massives? De plus, les étoiles lourdes épuisent leur combustible nucléaire en quelques millions d'années. Les planètes peuvent-elles se former aussi rapidement?

Enfin, les conditions proches d'une étoile massive ne sont pas favorables. Ces soleils chauds émettent de grandes quantités de rayonnement ultraviolet et de particules ionisées. Les vents stellaires emportent jusqu'à 10 milliards de fois plus de matière que le vent solaire à des vitesses de milliers de kilomètres par seconde. Donc, même si les planètes se forment autour d'étoiles massives, elles ne survivent pas longtemps.

Les champs magnétiques doivent être un facteur important dans le fonctionnement des étoiles massives, mais comment? Comme pour la rotation, les observations détaillées des champs magnétiques stellaires n'existent que pour le Soleil. Ici, des boucles de gaz chaud dans la couronne solaire suivent les lignes de champ magnétique.

TRACE

7. Quel rôle jouent la rotation et les champs magnétiques dans les étoiles massives?

Les astronomes n'ont pas développé les modèles stellaires actuels en une seule journée. Ces modèles complexes incluent déjà un grand nombre de paramètres, mais les scientifiques commencent seulement à inclure deux facteurs cruciaux: la rotation et les champs magnétiques.

Les astronomes voient la rotation partout dans l'univers. Les planètes et les étoiles tournent, les galaxies tournent et même les amas de galaxies conduisent leurs propres ballets célestes. Les chercheurs n'ont pas été paresseux en négligeant ce facteur dans leurs modèles stellaires; c'est juste que la rotation crée des problèmes théoriques et pratiques.

Bien que la puissance de calcul avancée commence à surmonter les obstacles numériques, d'autres problèmes subsisteront. Par exemple, comment les intérieurs des étoiles massives tournent-ils? Les recherches actuelles en astrosismologie commencent seulement à répondre à cette question. La première mesure de la rotation interne d'une étoile autre que le Soleil a été faite en 2003, et c'était pour un objet de masse inférieure. De plus, bien que les astronomes conviennent que la rotation est un paramètre vital, personne ne sait exactement comment elle influence la naissance et l'évolution des étoiles massives.

Les champs magnétiques appartiennent à la même catégorie. Ils semblent être omniprésents, apparaissant sur Terre, Jupiter, le Soleil, les pulsars et même dans le milieu interstellaire. Ils existent probablement dans des étoiles massives (et les astronomes ont même détecté quelques cas). Comme pour la rotation, cependant, l'inclusion de ce paramètre dans les modèles stellaires est une entreprise délicate, et les premières tentatives n'ont été faites que récemment. L'ajout de la rotation et des champs magnétiques modifiera-t-il nos idées sur les étoiles massives?

La variable bleu lumineux Eta Carine a éclaté dans les années 1840, lorsqu'elle brillait comme la deuxième étoile la plus brillante du ciel. Le gaz libéré cache alors en grande partie l'étoile, qui fait pencher la balance à environ 100 masses solaires. 

Jon Morse (Université du Colorado) / NASA

8. Comment évoluent les étoiles massives uniques?

La vie des étoiles massives, bien que courte, alimente un débat intense. Dans les grandes lignes, les astronomes utilisent le soi-disant scénario Conti pour décrire l'évolution de ces objets. Une étoile massive passe sa vie adulte comme une étoile de type O, émettant un vent stellaire rapide et assez dense.

Lorsque le combustible nucléaire commence à diminuer, l'étoile évolue soit en une supergéante rouge soit en une variable bleue lumineuse (LBV) en fonction de sa masse initiale. Au cours de cette étape, le vent stellaire de l'étoile augmente en densité et ralentit considérablement - à seulement quelques miles par seconde contre des milliers de miles par seconde pour l'étoile adulte. Les LBV connaissent même de gigantesques éruptions.

Ensuite, l'étoile devient une étoile Wolf-Rayet - la perte de masse diminue, mais le vent se lève. Tout au long de la vie de l'étoile, le vent éjecte de la matière et épluche efficacement l'étoile. Des couches avec des éléments lourds remontent progressivement à la surface. Une étoile Wolf-Rayet s'enrichit d'abord en azote (type WN), puis en carbone (type WC).

Le scénario Conti peut sembler clair, mais de nombreux détails restent vagues. Le domaine le plus controversé concerne la phase LBV: qu'est-ce qui déclenche et arrête les éruptions LBV? Est-ce que le contenu en métal de la star joue

un rôle au début de l'éruption? Les LBV les plus célèbres - Eta Carinae et HD 5980 - sont des systèmes binaires; est-ce une nécessité? Quelle est la masse stellaire la plus basse qui puisse créer un tel événement? Peut-on voir une signature de cette phase une fois que l'étoile évolue en Wolf-Rayet?

La matière s'écoule d'une étoile bleue massive vers une étoile à neutrons - le reste effondré d'une autre étoile lourde. Le transfert de matériaux dans des binaires massifs affecte les évolutions des deux étoiles d'une manière encore inconnue.

Illustration de la NASA

9. Comment évoluent les binaires massifs?

Les binaires massifs évoluent de manière encore plus complexe que les objets simples car les composants interagissent tout au long de leur vie. La présence d'un compagnon affecte de nombreuses propriétés stellaires. Par exemple, un compagnon massif peut déformer une étoile de manière tidale, de sorte qu'elle n'est plus sphérique. La présence du voisin modifie également la rotation de chaque étoile. Dans un système binaire, les périodes de rotation des étoiles sont souvent égales à leurs périodes orbitales, de sorte que chaque étoile montre le même visage à son compagnon tout au long de l'orbite.

Des phénomènes encore plus complexes se produisent. Dans les binaires massifs, les vents stellaires doubles entrent en collision, générant une intense émission de rayons X et des changements dans le spectre optique du système. Les astronomes commencent tout juste à étudier ces effets. Les partenaires spatiaux échangent probablement aussi de la matière, le partenaire cannibale aspirant le vent de son compagnon ou peut-être même une partie de sa surface. Que se passerait-il si l'étoile la plus massive et évoluée devenait soudain la moins massive?

Même si rien n'arrive au système pendant la vie des stars, que se passe-t-il si l'un des partenaires décède subitement? Le système peut-il survivre à une explosion de supernova? Et, dans l'affirmative, comment évoluerait un système binaire composé d'une étoile massive normale et d'une étoile à neutrons ou d'un trou noir? Des études montrent qu'un objet compact peut spirale vers son compagnon et peut même s'aventurer à l'intérieur de l'autre étoile. Comment cette situation changerait-elle l'évolution de l'autre étoile?

Les astronomes ont trouvé des systèmes binaires comprenant deux pulsars, nous savons donc que des binaires massifs peuvent survivre. Mais il reste encore un long chemin à parcourir avant de comprendre comment les systèmes parviennent à une telle fin.

Une masse chaotique de gaz et de poussière se dilate dans le reste de supernova N63A dans le Grand Nuage de Magellan. La plupart des étoiles massives meurent dans des explosions de supernova, bien que le mécanisme exact reste trouble.

NASA / ESA / L'équipe Hubble Heritage (STScI / AURA)

10. Comment meurent les étoiles massives?

Si les étoiles semblables au soleil meurent plutôt doucement, les étoiles massives se terminent par un cataclysme - une explosion de supernova annonce la mort de toute la galaxie et au-delà. Pourtant, les astronomes légistes ont des questions sur ce processus.

Une étoile massive explose après avoir épuisé le combustible nucléaire dans son cœur et ne génère plus d'énergie pour supporter le poids des couches externes de l'étoile. Le noyau s'effondre et génère une onde de choc qui devrait faire éclater les couches externes de l'étoile. Malgré des années d'efforts de théoriciens, cependant, les simulations informatiques ne peuvent toujours pas convertir de manière fiable l'effondrement en une explosion.

Les sursauts gamma - les explosions cosmiques les plus puissantes - soulèvent une autre question. Les astronomes ont montré que certaines de ces explosions sont liées à la mort d'étoiles massives. Mais personne ne sait comment cela se produit ou ce qui différencie une étoile qui se termine par un sursaut gamma au lieu d'une supernova.

Après la supernova, deux choses restent: du gaz chaud sous la forme d'un reste de supernova en expansion et un objet compact. La masse du noyau stellaire pré-supernova est-elle le seul facteur qui détermine si l'objet compact est un trou noir ou une étoile à neutrons? Et est-il possible que l'explosion puisse totalement déchirer le cœur de sorte qu'aucun cadavre ne soit laissé?

Source: http://www.astronomy.com
Lien: http://www.astronomy.com/magazine/2019/10/10-things-we-dont-know-about-massive-stars?utm_source=asyfb&utm_medium=social&utm_campaign=asyfb&fbclid=IwAR1bP17TP-HLfVCRORZKud23dcT6-FhPR_OCYh2ByqWlfHdNlt1wsthaP10

Du mardi 17 décembre à 9:00 au vendredi 20 décembre à 18:00.

SITUATION

Une dépression circule entre l'Espagne et la Tunisie au cours des prochains jours. Elle met en place un vent de sud à sud-est modéré sur le sud de la France. Ce flux, majoritairement de sud, est humide et porteur de pluies faibles à modérées, mais durables, sur les Cévennes.

 A partir de vendredi matin, ces pluies s'intensifieront au passage d'un front froid. Cet épisode de fortes pluies durera toute la journée de vendredi, avec des inondations à redouter.

A l'arrière du front froid, les pluies cesseront rapidement, avant un week-end plus calme.

Au cours de cet épisode, on attend jusqu'à 200-250 mm de pluie sur les Cévennes jusqu'à vendredi inclus. Cet épisode est donc plus marqué par sa durée, que par son intensité.

OBSERVATION

Ce mardi à 12 h : les pluies se maintiennent faiblement sur les Cévénnes, entre les hauteurs de l'Hérault et la Lozère, avec des intensités horaires comprises entre 0,5 et 1,5 mm. Les cumuls sont donc compris, en 24h, de 20 à 60 mm sur ce secteur. La période de répit se met en place avant une nouvelle dégradation nettement plus forte à partir de jeudi soir et surtout vendredi.

Ce mardi à 09h, les pluies se sont très légèrement renforcées au cours des dernières heures sur les Cévennes, sans vraiment devenir fortes. 

On relève au cours des dernières 24h :
- 34,1 mm à la Borie de Saint Meen (12)
- 44 mm à Alzon (30)
- jusqu'à 59,1 mm au Mont Aigoual (30). 


A 6h, les pluies se maintiennent sur les Cévennes. Elles restent faibles mais continuent. On relève désormais 30,3 mm à la Borie de Saint Meen (12), 41 mm à Alzon (30) et jusqu'à 49,8 mm au Mont Aigoual (30). 

EVOLUTION

De mardi à jeudi inclus, les pluies resteront faibles mais continues, avec peu voire pas de moments de répit sur les reliefs des Cévennes. La période de répit se met en place avant une nouvelle dégradation nettement plus forte à partir de jeudi soir et surtout vendredi.

A partir de vendredi matin, ces pluies s'intensifieront au passage d'un front froid. Cet épisode de fortes pluies orageuses durera toute la journée de vendredi, avec des inondations à redouter sous l'effet du regain d'intensité et des cumuls déjà observés.

A l'arrière du front froid, les pluies cesseront rapidement, avant un week-end plus calme.

Au cours de cet épisode, on attend jusqu'à 200-250 mm de pluie jusqu'à vendredi inclus. Cet épisode est donc plus marqué par sa durée, que par son intensité.

Liste des départements concernés

• 07 - Ardèche

• 12 - Aveyron

• 30 - Gard

• 34 - Hérault

• 48 - Lozère

•  

La date de notre galaxie avec destruction

La Voie lactée est sur une trajectoire de collision avec sa voisine, la galaxie d'Andromède. À quoi ressemblera le ciel nocturne après l'accident?

Par Abraham Loeb , Thomas Cox  | Publication: mardi 29 octobre 2019

SUJETS CONNEXES: MILKOMEDA

DES MILLIARDS D'ANNÉES À PARTIR DE MAINTENANT, le ciel nocturne brillera d'étoiles, de poussière et de gaz provenant de deux galaxies: la Voie lactée, dans laquelle nous vivons, et la galaxie d'Andromède (M31).

Lynette Cook pour l'astronomie

Notre galaxie, la Voie lactée, et son grand voisin le plus proche, la galaxie d'Andromède (M31), sont sur une trajectoire de collision. Des milliards d'années à partir de maintenant, la fusion transformera la structure des deux galaxies et créera un nouvel arrangement d'étoiles que nous avons surnommé Milkomeda («milk-AHM-mee-da»). La fusion transformera radicalement le ciel nocturne. Mais dans quoi?

Actuellement, le mince disque d'étoiles et de gaz de la Voie lactée apparaît comme une bande nébuleuse se cambrant à travers le ciel d'été. Alors qu'Andromède broute la Voie lactée, une deuxième rangée d'étoiles rejoindra celle qui orne actuellement le ciel nocturne. Après la fusion finale, les étoiles ne seront plus confinées à deux voies étroites, mais se disperseront à travers le ciel entier.

Dans nos recherches, nous avons exploré le sort de la Voie lactée en simulant la naissance de Milkomeda dans un supercalculateur. Les simulations sont à un niveau de détail suffisant pour en apprendre beaucoup sur la fusion à venir et comment elle changera notre perspective sur l'univers. Bien que nous ne soyons pas ici pour assister à l'événement - ni pour prendre la responsabilité de l'exactitude de nos prévisions - il s'agit de la première recherche de notre carrière qui a une chance d'être citée dans 5 milliards d'années.

LA GALAXIE ANDROMEDA (M31) est une spirale typique d'étoiles, de poussière et de gaz. Les galaxies spirales dominent le ciel nocturne dans l'univers local. Au moins 14 galaxies satellites accompagnent Andromède, dont les deux visibles sur cette image: M32 (au-dessus d'Andromède) et NGC 205 (ci-dessous). Andromède et la Voie lactée sont les plus grands membres du Groupe local de galaxies.

Tony et Daphne Hallas

Le groupe local

L'immensité du ciel nocturne pourrait suggérer que la Voie lactée réside dans une partie relativement éloignée de l'univers. Mais les astronomes savent que la Voie lactée est l'un des deux plus grands membres du Groupe local de galaxies. L'autre est la galaxie d'Andromède, distante de près de 2,5 millions d'années-lumière mais visible à l'œil nu dans le ciel nordique dans des conditions sombres. Les autres membres du groupe local comprennent une multitude de galaxies satellites beaucoup plus petites.

Un groupe de galaxies contient deux ou plusieurs membres massifs relativement proches. La compacité des galaxies qui forment des groupes suggère qu'elles sont liées par gravitation et couplées dynamiquement les unes aux autres. Cela signifie simplement que les galaxies s'attirent gravitationnellement, donc un changement dans l'une affecte les caractéristiques de l'autre.

La preuve de la connexion dynamique entre la voie lactée et les galaxies d'Andromède vient de leurs mouvements relatifs. Les galaxies se rapprochent les unes des autres à près de 268 400 mph (432 000 kilomètres par heure). Nous le savons parce que la lumière d'Andromède est décalée vers le bleu - déplacée vers l'extrémité bleue du spectre - par l'effet Doppler. En revanche, la plupart des galaxies de l'univers s'éloignent de la Voie lactée.

Le timing est tout

Il y a près de 60 ans, l'astrophysicien Franz Kahn et l'astronome Lodewijk Woltjer ont été les pionniers de «l'argument du timing». Cette hypothèse a soutenu que la Voie lactée et Andromède se sont formées l'une à côté de l'autre, au cours des premiers stades denses de l'univers.

DE LA TERRE, nous voyons la voie lactée du point de vue d'un initié. Selon la période de l'année, un observateur terrestre peut voir trois ou quatre des bras en spirale de notre galaxie.

John Chumack

Par la suite, l'expansion générale de l'univers a séparé les deux voisins galactiques. Plus tard, la Voie lactée et Andromède ont inversé leurs trajectoires vers l'extérieur en raison de l'attraction gravitationnelle mutuelle. Depuis lors, ils ont réalisé une orbite presque complète l'un autour de l'autre.

L'argument temporel, combiné avec des estimations des vitesses relatives des galaxies et d'autres facteurs, indique que le groupe local contient environ 3 billions de fois la masse du Soleil. Il suggère également que la Voie lactée et Andromède feront un passage serré dans environ 4 milliards d'années.
Kahn et Woltjer ont inspiré une génération d'études qui ont encore limité la masse du groupe local et révélé d'importantes caractéristiques de l'orbite d'Andromède, telles que son énergie totale de mouvement.

Mais l'argument du timing n'a pas la capacité de suivre la dynamique complexe qui accompagne la fusion des galaxies étendues. Par conséquent, il ne peut pas prédire l'arrangement futur du groupe local. Pour des processus aussi complexes que les fusions de galaxies, les astronomes ont besoin d'outils plus puissants.
 

Simuler le groupe local

Les simulations numériques sont indispensables pour comprendre des processus trop complexes à résoudre avec un stylo et du papier. Dans les fusions galactiques, par exemple, la gravité simple façonne la galaxie fusionnée. Mais le grand nombre d'atomes interagissant avec le temps rend difficile ou impossible de simuler la fusion sans l'aide d'une puissance informatique massive.

Pour simuler l'évolution du groupe local, nous créons d'abord un modèle mathématique décrivant son état actuel. C'est simple pour la Voie lactée et Andromède. Plusieurs décennies d'observations nous permettent d'estimer la quantité de gaz, d'étoiles et d'autres matières que contiennent les galaxies. Nous pouvons déterminer une estimation de masse plausible pour la Voie lactée et Andromède bien au-delà de la partie intérieure visible de chaque galaxie.

Cependant, la masse combinée de la Voie lactée et d'Andromède est encore inférieure à presque tous les nombres des équations de l'argument temporel. Cela implique qu'il y a une masse supplémentaire dans le groupe local.

La masse manquante s'avère être le «milieu intergalactique» diffus des atomes, du gaz et de la poussière entre les galaxies. Les galaxies ne sont que les pics visibles d'icebergs massifs de matière. Une grande partie de la masse n'est pas facilement visible, tout comme la majeure partie de la masse d'un iceberg se trouve sous la surface de l'eau

Quand les galaxies entrent en collision

Les simulations à grande échelle nécessitent généralement deux semaines de calcul des nombres. Ce calcul demande une puissance équivalente à celle de 16 ordinateurs de bureau hautes performances.

Depuis les premiers jours de l'astronomie, la fusion des galaxies est restée une curiosité en raison de leurs formes complexes et irrégulières. Mais les astronomes apprécient maintenant que les fusions conduisent de manière significative à l'évolution des galaxies. Les fusions déclenchent des éclats de formation d'étoiles, donnent naissance à des noyaux galactiques brillants (quasars) et transforment des galaxies spirales en forme de moulinet en galaxies sphéroïdales ou elliptiques.

L'une des caractéristiques distinctives des interactions des galaxies est l'apparition de longs flux d'étoiles et de gaz qui s'étendent à partir d'une ou des deux galaxies participantes. Nous appelons communément ces caractéristiques les queues de marée.

Les queues de marée se développent en raison des puissantes forces gravitationnelles à l'œuvre entre les galaxies qui fusionnent. Au fur et à mesure que les queues se forment, elles arrachent les étoiles et les gaz de leurs galaxies d'origine et les jettent dans l'espace intergalactique.

À mesure que le groupe local évolue, la Voie lactée et Andromède commenceront à avoir un impact dynamique l'un sur l'autre en raison de leur gravitation mutuelle. En conséquence, il est possible que le Soleil et les planètes soient entraînés dans une queue de marée. Pendant cette période, un observateur aurait l'un des points de vue les plus spectaculaires imaginables. Les lambeaux déchirés de la Voie lactée rempliront une grande partie du ciel nocturne alors que notre galaxie expérimente sa danse gravitationnelle avec Andromède.

La beauté de la fusion des galaxies se démarque dans cette simulation d'un modèle possible de la collision Voie lactée-Andromède par l'astronome John Dubinski. La simulation révèle une structure plus détaillée que les images de Cox et Loeb car elle comprend plus de 300 millions de particules de matière en interaction.

John Dubinski

Parce que seule une petite fraction de la masse d'une galaxie se retrouve dans les queues de marée, il est plus probable que le Soleil opte pour une chevauchée beaucoup moins dramatique. La plupart des étoiles dans les galaxies fusionnées restent relativement proches de leurs galaxies hôtes. La probabilité que le Soleil soit banni des boondocks à queue de marée est relativement faible, d'après nos simulations informatiques.
 

Changement de fortune

Le Soleil a fait le tour de la Voie lactée plus de 20 fois depuis sa naissance. Pendant la fusion, l'orbite paisible de notre star d'origine changera pour toujours. Sa nouvelle trajectoire sera beaucoup plus chaotique en raison des fluctuations rapides de gravité induites par la fusion. Qu'est-ce que cela signifierait pour la Terre et ses habitants?

Nos recherches suggèrent que la Voie lactée et Andromède commenceront à interagir fortement dans environ 2 milliards d'années. La fusion se terminera dans environ 5 milliards d'années. Cette dernière date est particulièrement notable car elle coïncide avec la durée de vie restante du Soleil. Actuellement, notre Soleil est à mi-chemin de sa durée de vie prévue et finira par commencer à se développer. Ce faisant, notre star domestique consommera tout son hydrogène disponible et deviendra une géante rouge d'ici 5 milliards d'années. En bref, le Soleil sera en proie à la mort le jour de l'anniversaire de Milkomeda.

LA FUSION DES SPIRALES produit souvent un nouveau type de galaxie sphérique appelé elliptique. La galaxie elliptique au-dessus, M32, est l'une des 14 galaxies satellites connues d'Andromède. La plupart des galaxies du groupe local sont de petits satellites.

Wolfgang Promper

La scène géante rouge du Soleil rendra la vie sur Terre plutôt inconfortable. En effet, cela signifiera la fin de la vie telle que nous la connaissons. Cependant, cela n'exclut pas la possibilité de colonisation de planètes habitables autour des étoiles proches. Ainsi, il est possible que les futurs astronomes puissent voir une partie, sinon la totalité, de l'évolution du groupe local que nous avons simulée.

Bien que la Voie lactée et Andromède fusionnent, les étoiles des deux galaxies, comme notre Soleil, ne se heurteront pas physiquement. La raison en est les distances extrêmement grandes entre les étoiles individuelles dans les galaxies. Par exemple, si le Soleil avait la taille d'une balle de ping-pong, l'étoile la plus proche (Proxima Centauri) aurait la taille d'un pois et serait à près de 715 milles (1 150 km).
 

Notre dernier lieu de repos

L'orbite du Soleil suivra un chemin chaotique jusqu'à la conclusion de la fusion. Ensuite, le système se détendra et se développera. Le Soleil résidera à l'intérieur d'une nouvelle galaxie: Milkomeda. Il sera très différent de ses deux ancêtres.

La Voie lactée et Andromède sont des galaxies spirales. Cela signifie que la plupart de leurs milliards d'étoiles se concentrent dans un disque et se déplacent sur des orbites presque circulaires autour du centre galactique. En revanche, Milkomeda sera de forme presque sphérique et d'apparence beaucoup plus lisse que n'importe quelle galaxie spirale.

De plus, les étoiles de Milkomeda suivront des orbites plus complexes. Ils passeront de brèves périodes près du centre galactique dense, mais orbiteront beaucoup plus loin la plupart du temps.

La forme sphéroïdale de Milkomeda n'est pas inhabituelle. En fait, il caractérise une classe majeure d'objets appelés galaxies elliptiques. Ces galaxies contiennent généralement des étoiles relativement anciennes. Vraisemblablement, beaucoup de ces galaxies dans l'univers actuel se sont formées par des fusions entre disques galactiques, dans lesquelles les étoiles s'étaient formées à des époques cosmiques antérieures.

Le sort probable du Soleil sera de passer une grande partie de son temps plus près de la périphérie de la galaxie. La fusion redistribuera l'élan orbital (énergie) des anciennes galaxies de la Voie lactée et d'Andromède parmi les milliards de soleils individuels de Milkomeda. Parce que les étoiles prendront de l'ampleur au cours de la fusion, elles orbiteront autour du centre de Milkomeda à une distance moyenne plus grande.

Le sort du groupe local

Les astronomes ont découvert que notre univers se développe à un rythme toujours plus rapide, augmentant la distance entre les galaxies si rapidement que, finalement, la lumière elle-même ne pourra pas suivre le rythme. Cent milliards d'années après la fusion, Milkomeda représentera tout notre univers visible.

Dans les dizaines de milliards d'années à venir, l'expansion accélérée de l'espace lui-même éloignera de plus en plus toutes les galaxies lointaines. Une fois que le taux de récession d'une galaxie éloignée dépasse la vitesse de la lumière par rapport à nous, sa lumière ne pourra pas traverser l'écart toujours plus grand.

À ce stade, nous ne pourrons plus voir ces galaxies. Ils clignoteront progressivement hors de portée des télescopes les plus puissants. Les astronomes ne pourront plus regarder dans le ciel et étudier des galaxies lointaines pour en savoir plus sur la nôtre.

Cependant, le prélude à ce sombre destin final serait plein de plaisir. Au cours des 5 milliards d'années à venir, les astronomes assisteront aux feux d'artifice stellaires dans l'un des plus grands spectacles de tous les temps: la transformation de la Voie lactée et de la galaxie d'Andromède en Milkomeda. Alors asseyez-vous et attendez que le spectacle commence.

Source: http://www.astronomy.com
Lien: http://www.astronomy.com/magazine/2019/10/our-galaxys-date-with-destruction?utm_source=asyfb&utm_medium=social&utm_campaign=asyfb&fbclid=IwAR26WZj1RpfRlFLS64F4-HTWSl7siYxr3ycuv0JZzMWmSwwQhVDBLfjnea4

 LE 17.12.2019: Actualité de la météo,de l'astronomie et de la science/   ACTUALITÉS MÉTÉO 2019 : vers la 3e année la plus chaude jamais enregistrée à 10H10

Cette année 2019 est en passe de devenir la 3e plus chaude au niveau mondial selon le rapport de l’Organisation météorologique mondiale. Nous revenons sur les chaleurs extrêmes de cette année qui devraient marquer l’histoire de la météorologie et du climat.

Crédit : La Chaîne Météo

Pour tout le globe, l’OMM a déclaré que la température moyenne sur  la période de janvier à octobre 2019 a été supérieure de 1,1°C par rapport à la période s’écoulant de 1850 à 1900 (ère dite pré-industrielle). L’année 2019 se classe donc provisoirement comme la 3e année la plus chaude jamais observée.

Crédit : La Chaîne Météo

En France, la moyenne des températures sur les 11 premiers mois de l’années dépassent de 1°C la moyenne des températures calculée de 1981 à 2010. La période de janvier à novembre 2019 se classe aussi comme la 3e plus chaude jamais observée depuis 1900. Seules les années 2018 et 2014 ont été plus chaudes.

Crédit : La Chaîne Météo

Un été de tous les records pour la France

Pour cette année 2019, toute la France ou presque a connu des températures jamais vues. Comme les 46°C relevés le 28 juin 2019 à Vérargues, au pic de la canicule dans le sud-est, certes courte, mais à l’intensité jamais égalée. Vérargues détient donc le record absolu de la température maximale pour la France. Ce jour-là, entre l’Hérault et le Gard, quelques stations dépassent la barre symbolique des 45°C, pulvérisant l’ancien record national de 44,1°C à Saint-Christol-lès-Alès en 2003.

En juillet, c’est au tour de la moitié nord d’être concernée par une canicule courte mais, encore une fois, à l’intensité jamais vue.  Les villes de Bordeaux, Dunkerque, Paris et bien d’autres encore battent leurs records absolus de chaleur. Les températures dépassent allègrement les 40°C. On a atteint 42,6°C à Paris et 41,3°C à Dunkerque. Le record de Dunkerque se trouve même être plus élevé que celui de Bordeaux du 23 juillet et ses 41,3°C.

Ailleurs qu’en France, la chaleur a aussi affolé le “mercure”. Beaucoup de pays européens en juillet ont été touchés par la canicule qui a sévi en France. Avec, là encore, de nombreux records nationaux et absolus à la clef.

Crédit : La Chaîne Météo

En Europe : une pluie de records nationaux et tous mois confondus de chaleur

En dehors de la France, l'Europe a vu 7 de ses records nationaux battus au cours des mois de juin et de juillet. 

Andorre a battu son record de chaleur avec 39,4°C le 28 juin à Borda Vidal.

Le 23 juillet, l'île de Jersey a battu son record absolu de chaleur avec 36°C.

Viennent ensuite la Belgique, les Pays-Bas et le Luxembourg qui ont dépassé pour la première fois de leur histoire les 40°C au cours de la canicule de juillet 2019. La Belgique a battu son record de chaleur à Begijnendijk avec 41,8°C le 25 juillet.

Ce même jour, les Pays-Bas ont battu leur record de chaleur avec 40,7°C à Gilze Rijen et le Luxembourg clôt la marche des records nationaux de chaleur du Benelux avec 40,8°C à Steinsel.

Ce même 25 juillet, au pic de la canicule, l'Allemagne a aussi battu sa température la plus élevée avec 42,6°C à Lingen (valeur contestée, mais toutefois homologuée par le service météorologique national).

Enfin, le Royaume-Uni a établi ce 25 juillet à Cambridge son nouveau record absolu de chaleur avec 38,7°C. Les services météorologiques ont validé cette mesure quelques jours plus tard.

Dans le monde, d’autres records de chaleur ont été battus cette année.

Les autres records nationaux et tous mois confondus de chaleur dans le monde

Lors de l'été austral (hémisphère sud), les îles Christmas (Australie) ont ouvert le bal 2019 des records nationaux avec une température de 31,6°C le 19 janvier.

La Réunion a également battu son record ce même mois, le 25 janvier avec une température de 37°C à la pointe des Trois-Bassins.

L'Afrique a aussi vu deux de ces pays atteindre leur température la plus élevée jamais enregistrée au mois de mars avec l'Angola et ses 41,6°C mesurés le 22 mars et le Togo 43,5°C le 28 mars.

De l'autre côté du globe, le Vietnam établit aussi sa température la plus élevée avec 43,4°C le 20 avril.

Un autre record est tombé également à Cuba avec 39,1°C mesurés à Veguitas le 30 juin.

Pour conclure, le Zimbabwe a aussi battu son record de chaleur absolu le 28 octobre 2019 avec 45,9°C.

D’autres records de chaleur en perspective pour cette fin d’année ?

Actuellement, la France tout comme l’Europe de l’est se trouvent en flux de sud. Des records mensuels de douceur pour certaines villes ne sont pas exclus, ce qui pourrait accentuer la tendance selon laquelle 2019 se classerait parmi la 2e ou 3e année la plus chaude.

De plus, à l’autre bout du monde, on s’attend à de nombreux records de chaleur battus cette semaine en Australie. La température maximale la plus élevée pour l’hémisphère sud pourrait même être tutoyée. Il pourrait s’agir aussi, d’ici mercredi et jeudi, de la journée la plus chaude jamais mesurée pour le pays.