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  LE 17.12.2019: Actualité de la météo,de l'astronomie et de la science/ Découverte: des glaces d'eau à quelques centimètres de la surface de Mars.

  • Par dimitri1977
  • Le 17/12/2019
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  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

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  LE 17.12.2019: Actualité de la météo,de l'astronomie et de la science/À l'intérieur de la nébuleuse d'Orion.

  • Par dimitri1977
  • Le 17/12/2019
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  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

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  LE 17.12.2019: Actualité de la météo,de l'astronomie et de la science/ 10 choses que nous ne savons pas sur les étoiles massives.

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  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

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  LE 17.12.2019: Actualité de la météo,de l'astronomie et de la science/La Voie lactée est sur une trajectoire de collision avec sa voisine.

  • Par dimitri1977
  • Le 17/12/2019
  • Dans Actualité de la météo,de l'astronomie et de la sciences à la une du jour
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  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

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  LE 16.12.2019: Actualité de la météo,de l'astronomie et de la science/ Creuser profondément dans Mars.

  • Par dimitri1977
  • Le 16/12/2019
  • Dans Actualité de la météo,de l'astronomie et de la sciences à la une du jour
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  Creuser profondément dans Mars.

  Bien que des dizaines de vaisseaux spatiaux aient exploré la surface de Mars, InSight est le premier à cibler l'intérieur de la planète.

  Par Jim Bell  | Publication: mardi 10 septembre 2019

  SUJETS CONNEXES: MARS | PERSPICACITÉ

  

  InSight a pris ce selfie le 6 décembre 2018 avec sa caméra de déploiement d'instruments. Les deux panneaux solaires de la sonde dominent la scène, avec le pont et ses instruments scientifiques, des rampes de capteurs météorologiques et une antenne UHF entre eux. La caméra, qui se trouve sur le coude du bras robotique du vaisseau spatial, a pris 11 images que les scientifiques de la Terre ont assemblées pour créer cette mosaïque.

  Toutes les photos par NASA / JPL-Caltech sauf indication contraire

  Mars est-il un monde mort comme la Lune ou une planète terrestre vivante et active comme la Terre? C'est la question à 830 millions de dollars à laquelle une équipe internationale de scientifiques et d'ingénieurs tente de répondre avec le dernier habitant robotique de la planète rouge. La NASA a sélectionné la mission InSight en 2012 parmi un pool de près de 30 propositions pour explorer le système solaire qui avaient été soumises au concours du programme Discovery de l'agence spatiale deux ans plus tôt. InSight - abréviation de «Exploration intérieure utilisant les enquêtes sismiques, la géodésie et le transport de chaleur» - est, comme son nom l'indique, une mission conçue pour étudier l'intérieur profond de Mars depuis le point de vue d'une seule station à la surface.

  

  Une fusée Atlas V transportant le vaisseau spatial InSight de la NASA s'élève au-dessus d'un banc de brouillard peu après son lancement depuis la base aérienne de Vandenberg en Californie le matin du 4 mai 2018. 

  NASA / Cory Huston

  Rêver profondément

  Le scientifique planétaire Bruce Banerdt, chercheur principal de la mission, étudie la formation et l'évolution de Mars et d'autres planètes au Jet Propulsion Laboratory (JPL) de Caltech depuis 1983. Depuis des décennies, lui et des dizaines d'autres géophysiciens planétaires du monde entier réfléchissent sur les moyens d'apprendre si Mars est mort ou vivant.

  Ils savaient que la sismologie - l'étude des tremblements de terre et des phénomènes connexes - était la clé pour comprendre l'intérieur de la Terre. Mais faire des recherches similaires sur Mars signifiait qu'ils devaient trouver comment construire et déployer des sismomètres et d'autres capteurs géophysiques qui pourraient gérer les contraintes d'un lancement depuis la Terre et l'environnement hostile de la surface de Mars. Et ils savaient qu'il ne serait pas possible de déployer un réseau mondial de milliers de sismomètres comme nous en avons sur notre planète. Au mieux, ils pourraient envisager de mettre en place un petit réseau d'au moins quelques sismomètres et autres instruments, comme les astronautes d'Apollo l'avaient fait sur six sites d'atterrissage sur la Lune, en utilisant des engins spatiaux similaires à ceux qui avaient déjà réussi à atterrir sur Mars. Au pire, ils ne pouvaient en déployer qu'un seul.

  Et en effet, il devrait en être un. Les coûts, la complexité et les risques de tentatives d'atterrissages multiples sur Mars ne correspondaient tout simplement pas aux contraintes de la gamme de programmes de découverte «plus rapide, meilleure et moins chère» de la NASA, et aucune mission de plus grande classe pour étudier la géophysique martienne n'était prévue dans un avenir prévisible. . Ainsi, Banerdt a commencé à aligner une équipe pour faire le meilleur terrain possible à la NASA pour une mission pour étudier l'intérieur de Mars.

  

  Pour réduire les risques, l'équipe a proposé de tirer parti de l'expérience du JPL dans la conception et l'exploitation de missions de surface sur Mars, et d'utiliser essentiellement le même atterrisseur Lockheed Martin qui avait réussi à faire remonter les expériences de la mission Phoenix à la surface en 2008. Et pour réduire les coûts, l'équipe s'est appuyée sur aux agences spatiales d'autres pays de contribuer à un pourcentage important des instruments. Cette décision plutôt courageuse reviendrait hanter - mais heureusement ne tuerait pas - la mission.
  
  Mars est-il vivant?

  Avant InSight, les scientifiques planétaires avaient une compréhension rudimentaire de ce à quoi ressemblait probablement l'intérieur de Mars, et quelques hypothèses grossières sur son niveau d'activité. En se basant sur les similitudes générales entre les planètes terrestres de notre système solaire et sur les informations physiques, compositionnelles, géologiques et autres de base fournies par les missions précédentes sur Mars, les chercheurs ont également déduit que Mars était différenciée - avec un intérieur séparé en un noyau, un manteau et une croûte comme la Terre.

  La mission orbitale Mars Global Surveyor de la NASA au milieu des années 90 a fourni une information clé à l'appui de cette hypothèse. Le magnétomètre du vaisseau spatial a mesuré de forts champs magnétiques dans les roches sur certaines parties de la surface de la planète. Les scientifiques supposent que ces signatures sont des vestiges de ce qui était autrefois un champ magnétique mondial, peut-être similaire à certains égards à celui de la Terre. Le champ magnétique de notre planète apparaît dans le noyau. Cette boule de fer hautement conductrice, partiellement fondue et en rotation, crée un champ magnétique puissant qui s'étend du noyau jusque dans l'espace. Le champ aide à protéger la surface des radiations nocives et a permis à la vie d'émerger et de prospérer ici. Mars a-t-il déjà eu un noyau partiellement fondu qui a donné naissance à un champ magnétique mondial tout aussi bénéfique?

  

  InSight a ouvert le couvercle de l'objectif sur son ICC le 30 novembre. Bien que de la poussière adhère toujours à l'objectif, cette vue beaucoup plus claire révèle une roche à proximité en bas au centre ainsi que l'un des coussinets du vaisseau spatial en bas à droite. L'objectif fisheye de l'appareil photo crée l'horizon incurvé.

  Un autre élément de preuve clé suggérant que Mars est différencié provient du suivi des signaux radio Mars Pathfinder et des missions ultérieures envoyées depuis la surface. Les atterrisseurs et les rovers transmettent leurs signaux radio à partir d'une planète en rotation qui vacille légèrement. Ces minuscules oscillations proviennent du fait que Mars n'est pas une sphère uniforme, mais a plutôt des variations internes de masse et de densité. En modélisant les minuscules changements de fréquence du signal radio associés à ces oscillations, les géophysiciens planétaires peuvent déduire la nature des variations intérieures. Les scientifiques qui suivent les signaux radio Pathfinder, par exemple, ont déduit que Mars a un noyau plus dense et vraisemblablement riche en fer qui s'étend du centre du monde à quelque part entre 40 et 60% du rayon de la planète.

  Mais ce noyau est-il encore au moins partiellement fondu? Mars a-t-il d'énormes quantités de chaleur interne - un flux de chaleur élevé, en termes géophysiques - comme la Terre, et cette chaleur est-elle le moteur des processus géologiques contemporains? Mars n'a pas de champ magnétique global aujourd'hui, ce qui est un argument selon lequel le noyau s'est solidifié et l'intérieur n'est plus actif.

  D'autres arguments contre un flux de chaleur élevé incluent l'absence de toute preuve de volcans ou de points chauds récemment actifs, ainsi que aucune preuve convaincante de la tectonique des plaques passée ou présente. La croûte terrestre est divisée en une douzaine de grandes plaques tectoniques. Ces plaques se déplacent les unes par rapport aux autres, provoquant la plupart des tremblements de terre et des volcans de notre planète, et jouent un rôle en aidant notre planète à libérer sa chaleur interne. Mais depuis l'orbite, Mars semble être une planète à une plaque sans activité géologique interne évidente. Les observations de surface pourraient-elles vérifier cette supposition?

  

  Le pont d'InSight est hérissé d'instruments scientifiques le 4 décembre 2018, avant que les contrôleurs sur Terre ne fassent déployer les appareils par le bras robotique. La structure hexagonale cuivrée au premier plan est un couvercle pour protéger le sismomètre. Le dôme gris derrière est le pare-vent et le bouclier thermique, qui serait placé au-dessus du sismomètre le 2 février.

  La vue d'Elysium

  L'équipe de mission InSight a travaillé frénétiquement pendant quatre ans pour concevoir, construire et tester l'atterrisseur et ses instruments à temps pour respecter le lancement prévu en 2016. La tâche s'est avérée difficile car un certain nombre de problèmes techniques et de gestion sont apparus en cours de route. Le plus grave d'entre eux a été une petite fuite dans le boîtier du sismomètre, qui doit fonctionner sous vide pour atteindre sa sensibilité requise, découverte plusieurs mois avant le lancement prévu.

  L'instrument, construit par un consortium européen dirigé par l'Agence spatiale française (CNES), n'a pas pu être réparé à temps et son lancement a été retardé de deux ans. La NASA a estimé le coût de ce retard à environ 150 millions de dollars, annulant les économies espérées en s'appuyant sur une charge utile scientifique fortement internationale.

  Le retard a également eu des ramifications au sein de la NASA. L'agence spatiale s'est rendu compte que les collaborations internationales très techniques peuvent être extrêmement difficiles à gérer et a décidé de resserrer les règles sur la contribution des pays extérieurs aux instruments des futures missions. La nouvelle limite représente désormais un tiers du coût total de tous les instruments.

  Le retard a donné au JPL, à Lockheed et à leurs partenaires internationaux le temps de diagnostiquer et de réparer les problèmes et de tester le système complet dans une chambre à vide géante simulant Mars dans les installations de Lockheed au Colorado. Les techniciens ont ensuite emballé le vaisseau spatial dans sa coque de protection et son bouclier thermique de croisière et l'ont expédié à la base aérienne de Vandenberg en Californie, où il deviendrait la première mission interplanétaire lancée depuis la côte ouest des États-Unis. La NASA a choisi Vandenberg plutôt que l'installation de lancement habituelle de la base aérienne de Cape Canaveral en Floride, car elle pouvait mieux gérer la grande masse du vaisseau spatial et offrait plus de flexibilité dans le calendrier du lancement. Aux petites heures du 5 mai 2018, une fusée Atlas V a illuminé le ciel au nord de Los Angeles et a mis InSight en route vers Mars.

  

  Le bras robotique d'InSight place son sismomètre cuivré sur la surface de Mars le 19 décembre 2018. Le sismomètre enregistre les grondements sismiques causés par les marsquakes et les frappes de météorites à proximité.

  Faire le sale boulot

  L'atterrisseur InSight transporte deux caméras - l'une montée sous le pont et l'autre sur le bras robotique - trois ensembles principaux d'expériences géophysiques et un ensemble d'instruments météorologiques. Les expériences géophysiques comprennent le sismomètre dirigé par le CNES appelé l'expérience sismique pour la structure intérieure (SEIS). L'équipe scientifique l'a conçu pour détecter des marsquakes potentiels avec jusqu'à 300 fois la sensibilité des sismomètres terrestres typiques, et pour mesurer la force du champ magnétique à la surface de Mars.

  Le Centre aérospatial allemand a construit le flux de chaleur et le package des propriétés physiques (HP3), qui mesureront le flux de chaleur et la conductivité de la planète en martelant une petite sonde surnommée «la taupe» jusqu'à une profondeur de 16 pieds (5 mètres) dans le sous-sol. L'expérience sur les émetteurs radio dirigée par le JPL, appelée Expérience de rotation et de structure intérieure (RISE), améliorera les expériences sur les atterrisseurs précédents qui ont permis de déduire la nature de l'intérieur de la planète, y compris la taille du noyau. Le package de température et de vent pour InSight (TWINS) comprend plusieurs capteurs de température, de pression, de vitesse du vent et de direction du vent placés à différentes hauteurs sur l'atterrisseur.

  De plus, l'atterrisseur est équipé d'un rétroréflecteur passif qui permettra aux futurs orbiteurs de Mars de tirer des faisceaux laser sur l'appareil et de suivre avec précision leur portée jusqu'à la surface. Les astronautes d'Apollo ont laissé sur la Lune des appareils similaires qui permettent aux scientifiques de surveiller précisément la distance entre la Terre et son satellite. Enfin, la sonde porte deux minuscules puces de silicium sur lesquelles la NASA a gravé au microscope les noms de plus de 2,4 millions de personnes qui se sont inscrites pour que leur nom soit envoyé sur Mars.

  

  Le 28 juin, le bras robotique d'InSight a déplacé la structure de support de l'instrument HP3 (à l'extrême gauche) pour donner aux scientifiques un meilleur aperçu de son outil de creusement, connu officieusement sous le nom de «taupe», pour voir pourquoi il ne pouvait pas creuser plus profondément. Les contrôleurs ont soulevé la structure en trois petites étapes pour s'assurer qu'ils ne tiraient pas la taupe du sol.

  Au cours des années précédant le lancement, l'équipe scientifique et technique d'InSight a travaillé pour identifier le site d'atterrissage parfait pour la mission. Cependant, l'idée de perfection de cette équipe différait considérablement de celle de la plupart des équipes de mission précédentes. Les sismomètres InSight et d'autres instruments géophysiques doivent être en bon contact avec la surface solide de la planète pour détecter les ondes sismiques et mesurer avec précision le flux de chaleur. Cela signifiait éviter les rochers, le sable meuble et les tas de poussière.

  En outre, le système d'atterrissage bouclier thermique-parachute-rétrorocket, hérité de l'atterrisseur Phoenix, ne disposait pas des systèmes sophistiqués d'évitement d'obstacles qui ont permis à d'autres missions de cibler de petites zones spécifiques. En fait, l'ellipse d'atterrissage de la mission - la zone d'incertitude où le vaisseau spatial était le plus susceptible de se poser - s'étendait sur une robuste 81 par 17 miles (130 par 27 kilomètres). Comparez cela avec l'ellipse d'atterrissage du rover Curiosity, qui ne s'étendait que sur 12 miles sur 4 miles (20 sur 7 km).

  Ainsi, l'équipe InSight voulait que l'engin spatial atterrisse dans un grand parking plat, sans roches, sans sable et sans poussière. En effet, c'était presque exactement le contraire de ce que la plupart des géologues planétaires recherchent - minéraux exotiques, couches sédimentaires, collines, vallées, formes de relief liées à l'eau - lorsqu'ils veulent atterrir sur Mars. Heureusement pour l'équipe InSight, Mars regorge de lieux plats et relativement ennuyeux. Un site particulier - à Elysium Planitia près de 4,5 ° de latitude nord et 135,0 ° de longitude est - a également satisfait aux exigences supplémentaires de la mission: une faible élévation pour que le parachute fonctionne bien et une région équatoriale pour que la mission puisse fonctionner avec l'énergie solaire.

  Après une croisière rapide et relativement sans incident de six mois et demi vers Mars, les membres de l'équipe InSight et des millions de personnes en ligne ont vécu leurs propres «sept minutes de terreur» alors que le vaisseau spatial exécutait de manière autonome son ensemble d'entrée, de descente et de chorégraphie soigneusement activités d'atterrissage le 26 novembre 2018.

  

  Les multiples empreintes de pas vues autour de la structure de support de l'instrument HP3 révèlent qu'il se déplaçait légèrement alors que l'instrument tentait de marteler sa «taupe» dans le sous-sol de Mars. Les scientifiques pensent que les propriétés du sol ou une roche empêchent la taupe d'aller plus loin et travaillent sur les moyens de la faire fonctionner.

  Les scientifiques sur le terrain ont surveillé bon nombre de ces activités en temps quasi réel, retardé uniquement par le temps de trajet de huit minutes de la lumière de Mars, alors que l'atterrisseur relançait ses signaux radio vers la Terre via deux CubeSats. Ces petits satellites, chacun de la taille d'une boîte de céréales, avaient été lancés avec le vaisseau spatial principal en mai. Appelés Mars Cube One (MarCO) A et B et surnommés Eve et Wall-E par leurs créateurs d'ingénierie JPL, les satellites ont parfaitement fait leur travail. Ils ont relayé la télémétrie et, éventuellement, les premières photos poussiéreuses InSight de la surface alors qu'ils dépassaient Mars, se comportant parfaitement comme le premier CubeSats interplanétaire dans l'espace lointain.
  
  Déballage pour un long séjour

  Bien que les caméras aient commencé à prendre des photos et que TWINS a commencé à collecter des données météorologiques sur Mars peu de temps après l'atterrissage, il a fallu plus de trois mois pour vraiment terminer le processus d'atterrissage. En effet, de nombreux instruments géophysiques clés d'InSight ont été emballés sur le pont de l'atterrisseur pendant le voyage vers Mars. Pour fonctionner correctement, le bras de déploiement d'instruments (IDA) a dû déballer soigneusement, puis les mettre en contact avec la surface rocheuse.

  L'équipe InSight a déployé SEIS en premier, le 18 décembre, ou sol 22. (Les scientifiques de Mars expriment généralement l'heure à la surface de la planète en sols. Un sol est la longueur d'une journée martienne et équivaut à 24 heures 39 minutes 35 secondes.) prendre jusqu'au sol 66 (début février 2019) pour terminer les ajustements de l'attache du sismomètre au rover et pour couvrir l'instrument avec son bouclier de protection contre le vent et thermique (WTS) conçu pour réduire le bruit de fond que l'instrument sensible capterait autrement.

  HP3 a été déployé à la surface sur le sol 76 (12 février) et il a commencé à enfoncer la taupe dans le sous-sol sur le sol 92 (28 février). Après une longue attente, l'équipe de la mission a finalement pu commencer à collecter tous les différents types de mesures qu'elle avait prévu de faire.

  Dans un sens, la mission InSight ne fait que commencer. L'équipe SEIS a détecté son premier tremblement de terre probable sur le sol 128 (6 avril), mais au début de juillet, il n'en a pas encore détecté une seconde. Le séisme avait une magnitude comprise entre 2,0 et 2,5 - un tremblement, vraiment, qu'un humain n'aurait pas ressenti s'il s'était produit sur Terre. Malgré le calme apparent sur Mars, les sismomètres fonctionnent à merveille, détectant les mouvements du sol à l'échelle de 25 picomètres - seulement 20% du diamètre d'un atome d'hydrogène! La haute sensibilité de SEIS a également enregistré l'effet de ce que les membres de l'équipe supposent être de nombreux diables de poussière ainsi que d'autres types de turbulence atmosphérique à basse fréquence, appelés infrasons, passant par-dessus le sismomètre.

  InSight a capturé ce panorama de son site d'atterrissage le 9 décembre 2018, le 14e jour martien (sol) de sa mission de deux ans prévue. Ce champ de vision de 290 ° de large comprend 30 images individuelles et montre le bord du cratère dégradé dans lequel l'engin spatial a atterri, surnommé Homestead Hollow.

  La rareté des tremblements de terre détectés au cours des premiers mois d'exploitation de SEIS exclut déjà la possibilité que l'intérieur de Mars soit aussi sismiquement actif que celui de la Terre. Bien que cela ne soit pas inattendu, l'équipe est impatiente de voir si une surveillance continue révélera que Mars aura aussi peu d'activité que la Lune, ou si elle se situe quelque part entre la Terre et la Lune. InSight devrait avoir tout le temps nécessaire pour régler ce problème - sa mission principale dure une année martienne complète, ou un peu plus de deux années terrestres.

  

  La caméra de déploiement d'instruments d'InSight a capturé le soleil levant le 24 avril (sol 145). La caméra a pris cette image vers 5 h 30, heure locale de Mars.

  La taupe de HP3 n'a pas aussi bien réussi. Peu de temps après le début du martelage, la taupe est restée coincée à environ 12 pouces (30 centimètres) sous la surface, peut-être parce que le sol ne fournit pas suffisamment de friction ou parce que l'instrument a rencontré une ou plusieurs roches. L'équipe continue de diagnostiquer le problème et espère élaborer une stratégie qui permettra à l'instrument de faire son travail. La taupe doit se déplacer plus profondément pour effectuer des mesures de flux de chaleur de meilleure qualité.

  Pendant ce temps, TWINS génère des rapports météorologiques quotidiens exceptionnels sur Mars. Il a découvert une petite tempête de poussière commençant autour du sol 42 et a détecté des dizaines de petites perturbations atmosphériques passant sur l'atterrisseur chaque sol.

  Les capteurs de pression de l'instrument ont observé bon nombre des mêmes tourbillons atmosphériques à petite échelle produisant des infrasons que le sismomètre a détectés. La plupart de ces tourbillons atmosphériques n'ont cependant pas produit de diables de poussière visibles dans les images de la caméra, ce qui indique qu'une toute nouvelle classe de perturbations atmosphériques - les "diables sans poussière" - existe apparemment, et les instruments d'InSight pourront les étudier pour la première fois.
  Les scientifiques ont même pris des mesures et des images météorologiques simultanées lorsque la plus grande lune de Mars, Phobos, éclipse le Soleil. L'ombre de la lune produit de minuscules baisses de température et de luminosité au cours de ces événements, qui durent moins de 30 secondes.

  

  InSight a également pris le coucher du soleil sur le sol 145, lorsque les calendriers terrestres étaient passés au 25 avril. La même caméra a pris cette image vers 18h30, heure locale de Mars.

  Et, bien sûr, l'atterrisseur et les caméras IDA poursuivent leur imagerie pour surveiller les instruments ainsi que pour comprendre le contexte géologique du site d'Elysium. Les bords rocheux de plusieurs petits cratères d'impact lointains parsèment le paysage, et des matériaux poussiéreux remplissent de plus petits cratères voisins que les scientifiques ont surnommés des creux. L'équipe a obtenu le site assez plat et sans roches qu'elle espérait - les roches couvrent moins de 4% de la surface.

  Même si InSight ne comporte aucun instrument de minéralogie ou de géochimie, les images seules sont cohérentes avec une surface de substrat rocheux d'origine volcanique fracturée et pulvérisée à des profondeurs de plusieurs dizaines à centaines de mètres par des éons d'impacts innombrables. Ce matériau est probablement basaltique, comme la plupart de Mars et les coulées de lave typiques observées à Hawaï et en Islande. Géologiquement, le site d'atterrissage d'InSight à Elysium Planitia se révèle avoir beaucoup de points communs non seulement avec le site d'atterrissage du Spirit rover dans le cratère Gusev, mais aussi avec le site d'atterrissage de la mission Phoenix dans les plaines septentrionales des hautes latitudes.
  
  Un héritage en devenir

  Bien que la pleine charge utile d'InSight soit devenue opérationnelle il y a seulement quelques mois, la mission fait déjà d'importantes découvertes météorologiques sur le climat martien actuel. Et avec les déploiements réussis de tous les principaux instruments, à l'exception de la taupe, le décor est désormais prêt pour la mission de faire également des découvertes géophysiques historiques. Maintenant, il est temps que Mars coopère.

  Avec le premier tremblement de terre maintenant dans les livres, combien en trouvera-t-on de plus? Et cela se révélera-t-il être le résultat d'impacts à proximité, d'un barattage interne profond d'un manteau ou d'un noyau encore actif, ou des deux? Mars est-elle aussi morte que la Lune, ou connaît-elle encore une activité interne? Au cours des prochaines années, les scientifiques s'attendent à enregistrer de nombreux événements sismiques. Que vont-ils révéler sur la structure interne de la planète, et que peuvent en tirer les scientifiques sur l'échelle de temps sur laquelle le volcanisme autrefois abondant de la planète et son puissant champ magnétique ont décliné?

  Et en fin de compte, quelles autres nouvelles informations viendront d'InSight? Restez à l'écoute - la dernière série d'excitation et de découverte sur la planète rouge ne fait que commencer.

  Source: http://www.astronomy.com
  Lien: http://astronomy.com/magazine/2019/09/digging-deep-into-mars?utm_source=asyfb&utm_medium=social&utm_campaign=asyfb&fbclid=IwAR3R3H4nw94fVyfF_-A2FCB6e1S-69atGVhnc3KPyQC37wmCTBjCDQHG_Jw

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