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  LE 17.11.2019: Actualité de la météo,de l'astronomie et de la science/ Les petites merveilles de Saturne.

  • Par dimitri1977
  • Le 16/11/2019
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  Les petites merveilles de Saturne.

  Connu pour ses anneaux, le système Saturn abrite également certaines des lunes les plus intrigantes de notre système solaire.

  Par Francis Reddy  | Publié: Jeudi, 1 août 2019

  SUJETS CONNEXES: SATURN

  

  Cassini a pris cette mosaïque de Saturne le 21 octobre 2013.

  NASA / JPL-Caltech

  Les bonbons pour les yeux ne manquent pas chez Saturne. Pour les visiteurs qui en ont assez de regarder l'atmosphère orageuse de la planète ou de contempler le système de bague le plus beau et le plus complexe du système solaire, il y a toujours le satellite géant Titan à explorer. Cette lune colossale est plus grosse que Mercure et arbore une atmosphère orange trouble plus dense que celle de la Terre, produisant des pluies de méthane qui traversent le paysage glacé de Titan et se déversent dans de vastes lacs.

  Mais regarde encore. Même les petites lunes de Saturne affichent des relations dynamiques inhabituelles. Par exemple, Pan et Daphnis résident respectivement dans les anneaux des anneaux d’Encke et de Keeler, où leur gravité fronce la limite de l’anneau et balaie les particules pour que l’écart reste libre. Il y a Janus et Epiméthée, dont les différences orbitales sont plus petites que leurs diamètres, elles devraient donc entrer en collision, mais ne le faites pas. Au lieu de cela, ces lunes «co-orbitantes» jouent efficacement le saute-mouton, échangeant des orbites sur un cycle de quatre ans.

  D'autres petits satellites gravitent autour des zones de sécurité gravitationnelles - appelées points lagrangiens - des lunes de taille moyenne Dione et Tethys. Les points lagrangiens sont des emplacements situés à 60 ° devant et derrière l'orbite d'un objet plus grand, où un corps moins massif peut se déplacer sur une orbite stable identique. Dione voyage avec Helene et Polydeuces, tandis que Telesto et Calypso orbitent avec Tethys - un arrangement jamais vu auparavant parmi les autres lunes du système solaire.

  Et ce n'est que pour commencer. «Le système Saturne est plein de surprises», déclare Paul Schenk, géologue planétaire au Lunar and Planetary Institute de Houston. Il y a un satellite qui a probablement pris naissance dans la ceinture de Kuiper, le dépôt de corps glacés au-delà de l'orbite de Neptune; une lune piebald presque entourée par une crête équatoriale contenant certaines des plus hautes montagnes du système solaire; un satellite culbutant d'aspect spongieux; et une lune qui vent sa mer souterraine dans l'espace, offrant aux scientifiques un créneau potentiel inattendu pour la vie extraterrestre.

  

  La mission Cassini de la NASA a pris des images lorsque la sonde a approché (à gauche) et a quitté (à droite) la lune Phoebe de Saturne au cours de son seul survol rapproché du satellite. Cassini a dépassé la surface le 2 juin 2004 (2 068 km) (2 068 km). On pense que Phoebe est un centaure qui aurait pu devenir une comète de la famille Jupiter si Saturne ne l'avait pas capturée.

  La lune venue du froid

  Phoebe a été découverte en 1899 et est le premier satellite découvert par photographie. La sonde Cassini de la NASA a effectué son seul survol rapproché de la lune lointaine le 11 juin 2004, environ trois semaines avant de ralentir pour entrer en orbite autour de la planète. Phoebe mesure à peu près un seizième de la taille de notre lune. Sa surface fortement cratérisée est pour la plupart sombre comme de la suie, sans aucun signe de resurfaçage en raison de l'activité géologique. Mais les falaises lumineuses sur les bords des plus grands cratères, ainsi que les rayons lumineux qui s'étendent des plus petits, révèlent la glace sous une couche de matériau sombre atteignant environ 1 600 pieds (490 mètres) de profondeur. Des télescopes au sol ont détecté la présence d'eau gelée et les instruments de Cassini ont également montré la présence de dioxyde de carbone (neige carbonique) et de matière organique congelés.

  Phoebe tourne dans la direction opposée à celle de Saturne, sur un chemin à la fois plus excentrique et plus incliné que les lunes intérieures de la planète. Sur la base de ces caractéristiques orbitales, les astronomes ont longtemps suspecté Phoebe d’être un intrus pris au piège de la gravité de la planète, plutôt qu’un natif du système de Saturne. La composition chimique de Phoebe ressemble aux astéroïdes de type C que l'on trouve couramment dans les régions les plus éloignées de la ceinture principale d'astéroïdes, tandis que sa densité suggère un mélange de roches glaciaires semblable au triton de Neptune (Lune) et à Pluton. 

  

  Phoebe aurait pu être un centaure. Les centaures sont des corps ressemblant à des comètes qui suivent des orbites traversant les planètes entre Jupiter et Neptune. Les interactions gravitationnelles avec les planètes géantes finiront par déstabiliser leurs orbites. On pense que les centaures sont originaires de la ceinture de Kuiper et que leurs orbites actuelles ont été perturbées par Neptune. Une fois qu'ils commencent à traverser les orbites des planètes géantes, les centaures peuvent entrer en collision avec eux ou être capturés par eux, être projetés hors du système solaire ou être redirigés par Jupiter sur des orbites les amenant beaucoup plus près du Soleil, où ils deviennent des comètes de la famille Jupiter. . L'idée que Phoebe ait pu être un centaure avant d'être capturé par Saturne est cohérente avec sa composition en surface, mais il est difficile d'en dire plus avec les observations disponibles.

  En 2009, des observations infrarouges effectuées par le télescope spatial Spitzer de la NASA ont montré que Phoebe résidait dans un anneau minuscule surdimensionné de glace et de particules de poussière jusque-là non détecté. "Si vous pouviez voir l'anneau, il couvrirait la largeur de deux Full Moon, une de chaque côté de Saturne", explique Anne Verbiscer, astronome à l'université de Virginie à Charlottesville, qui a dirigé les recherches. Une étude de 2015 utilisant les données de la NASA Wide Explorer Field Survey Explorer a révélé que cette couronne d'anneaux s'étend encore plus loin, démarrant à 5,9 millions de km de la planète et atteignant au moins 16 millions de km. Phoebe éjecte régulièrement de la poussière qui maintient l'anneau, tandis que les particules de moins de quelques centimètres migrent progressivement vers l'intérieur.

  

  Une noix et un gobelet

  En 1671, l'astronome italien Giovanni Domenico Cassini découvrit Iapetus, la prochaine lune de Saturne alors que nous nous approchions de Phoebe. Il remarqua que lorsque Napape était d'un côté de Saturne, il était très brillant, mais de l'autre côté, il avait presque disparu de la vue. Il a correctement proposé que Iapetus soit verrouillé au point de vue des liens, ce qui signifie qu'il tourne toujours le même visage vers Saturne, de la même manière que notre lune est vers la Terre, et que l'hémisphère centré sur la direction du mouvement est recouvert d'un matériau sombre. Les scientifiques planétaires ont ensuite nommé cette caractéristique sombre Cassini Regio en son honneur, ainsi que la mission Cassini.

  D'une longueur de 1 492 km, Iapetus est la troisième plus grande lune de Saturne et le seul grand satellite de la planète sur une orbite très inclinée, qui entraîne la lune dans la même direction que celle de Phoebe. Parmi les lunes du système solaire qui présentent une rotation bloquée, Iapetus est de loin la plus éloignée de sa planète. La densité de la lune n'est que légèrement supérieure à celle de l'eau gelée, ce qui indique que la roche ne représente peut-être qu'un quart de sa composition.

  Alors que Iapetus fait le tour de Saturne, la poussière qui migre dans le sens opposé de l'anneau Phoebe se répand sur Cassini Regio comme des insectes sur un pare-brise, mais la forme de la tache sombre ne peut pas être entièrement expliquée par cette simple accumulation de matériau. D'une part, le côté sombre de Iapetus est beaucoup plus rouge que Phoebe.

  

  En 2010, John Spencer du Southwest Research Institute de Boulder au Colorado et Tilmann Denk de l'Université libre de Berlin ont proposé que les dépôts sombres, reflétant aussi peu de lumière solaire que l'asphalte frais, réchauffent l'hémisphère principal juste assez pour que les molécules de glace sublimer, se tournant directement vers un gaz. Ces molécules migrent de l'hémisphère chaud le plus chaud vers l'hémisphère arrière plus froid, où elles gèlent à nouveau à la surface. La lenteur de rotation de Iapetus produit des températures diurnes exceptionnellement élevées et des taux de sublimation de la glace d’eau pour un facteur de réflexion donné. Ainsi, une fois que cette migration thermique a commencé (grâce aux dépôts initiaux de Phoebe), elle peut être maintenue. Lorsque la glace de surface quitte Cassini Regio, il reste un résidu d’Iapetus mélangé à du matériel de l’anneau Phoebe.

  À la veille du Nouvel An 2004, la sonde Cassini a approché Iapetus pour la première fois et les scientifiques planétaires ont été captivés par les images qu’ils ont renvoyées.

  Le corps fortement creusé de cratères présentait de nombreux grands bassins d'impact - le plus grand du système de Saturne -, mais sa caractéristique remarquable était une arête évidente courant presque exactement le long de l'équateur, donnant à la lune glacée l'aspect d'une noix. La crête s'étend sur 1 300 km et traverse complètement Cassini Regio. À certains endroits, il perce des sommets isolés pouvant atteindre 19 km, rivalisant avec le volcan géant martien Olympus Mons, mais situé dans un monde cinq fois plus petit.

  

  Cette vue colorée de la lune de Saturne, Hyperion, reproduite par Cassini en 2005, révèle des détails précis à la surface de l'étrange surface de la lune. La teinte naturellement rougeâtre de l'Hyperion a été réduite et les autres couleurs ont été accentuées pour mieux montrer les variations de couleur subtiles sur la surface. La faible densité et la faible gravité de l’Hyperion se combinent pour préserver les formes originales de ses cratères. Les impacts tendent à comprimer la surface poreuse au lieu de la faire exploser et le peu d’éjecta produit est plus susceptible de quitter la lune que de recouvrir les anciens cratères.

  NASA / JPL-Caltech / Institut des sciences spatiales

  Il n’ya rien de pareil ailleurs dans le système solaire et une explication tout à fait satisfaisante de son origine échappe aux scientifiques. A-t-il éclaté ou a-t-il poussé de l'intérieur, alors que Iapetus était jeune et que son intérieur était encore chaud? Ou bien s'agit-il des restes acculés d'un anneau qui ont été provoqués par un impact ou qui se sont formés lorsqu'un petit satellite est passé trop près et a été écrasé sous les marées de Iapetus?
  
  Une étude menée en 2014 par Erica Lopez Garcia de la Brown University a examiné la topographie de la crête et a révélé des pentes à prédominance triangulaire, à l'instar de ce que l'on obtiendrait en versant lentement du sucre dans un tas, suggérant une source externe. Mais de nouveaux modèles explorant de possibles mécanismes de formation interne continuent à apparaître. "Je pense que plus de gens sont favorables à l'explication en anneau, mais le débat est toujours en cours", a déclaré Francis Nimmo, spécialiste en sciences planétaires à l'Université de Californie à Santa Cruz.

  L'interprétation de l'anneau est étayée par des renflements équatoriaux sur d'autres lunes du système, notamment Atlas, Pan et Daphnis, qui accumulent des particules lors de leur orbite autour de l'anneau A de Saturne. Et puis il y a Rhea, la deuxième plus grande lune de Saturne, qui peut conserver ou non un anneau ténu aujourd'hui. «Sur Rhea, nous avons trouvé des points bleuâtres très inhabituels le long de son équateur, qui sont maintenant interprétés comme une preuve de la ré-accumulation d'un très fin anneau de débris entourant cette lune dans un passé pas si lointain», explique Schenk.

  Hyperion, la plus grande lune de Saturne de forme irrégulière, se trouve à l’intérieur de Iapetus et mesure 360 ​​km sur 266 km. Un survol de Cassini en 2005 a révélé une apparence spongieuse bizarre, un seul cratère géant entouré d’une profusion de plus petits et environ la moitié de la densité moyenne de la glace pure et solide, l’un des matériaux les moins denses du système solaire extérieur. Cela signifie que Hyperion doit vraiment être une éponge, pleine de minuscules trous qui réduisent considérablement sa masse globale et sa gravité de surface. La fraction de pores élevée de Hyperion lui permet de préserver les anciens cratères, car les impacts les plus récents éjectent moins de débris pour les recouvrir.

  

  Mais la caractéristique la plus inhabituelle de la lune est sa rotation. La forme irrégulière de Hyperion, son orbite excentrique et sa proximité avec Titan, la grande lune de Saturne, créent des conditions qui l’extraient de toute sorte de rotation stable et l’empêchent même de se verrouiller étroitement sur Saturne. Sa période de rotation et la direction de son axe de rotation peuvent changer de façon imprévisible au fil des jours ou des semaines, alors que Hyperion s'écroule sur son orbite. Autrefois considéré comme unique, nous savons maintenant que le spin chaotique de Hyperion est partagé par au moins deux des lunes de Pluton, Nix et Hydra, grâce aux grands couples générés par Pluton et sa plus grande lune, Charon.

  Blanche-neige
  
  En 1981, Voyager 2 a photographié des parties d'Enceladus, une lune de taille moyenne, à haute résolution, révélant des creux, des escarpements, des groupes de crêtes et des plaines sans cratère - tous les types de terrain indiquant des forces internes avaient relativement modifié la surface de façon récente. «Nous savions qu'Enceladus avait quelque chose de spécial, car il reflète presque toute la lumière du soleil qui le frappe. Il y avait des marques indiquant une vie géologique active », explique Ed Stone, responsable scientifique du projet pour les missions Voyager. Cette diversité était surprenante pour un satellite de 504 km seulement, ce qui a amené certains à suggérer qu’Encelade avait besoin d’une source de chaleur interne de taille inattendue pour alimenter ces changements.

  Peu de temps après le survol, les chercheurs ont remarqué qu'Enceladus gravitait autour du large anneau diffus de Saturne, qui s'étend de 211 000 km à 298 000 km (211 000 km) et s'épaississait à l'opposé de la lune. Les grains de glace dans l'anneau E ont des temps de survie limités en raison de collisions avec des ions de haute énergie piégés dans le champ magnétique rotatif de Saturne. Ce processus, appelé pulvérisation cathodique, élimine des grains de glace de la taille d'un micromètre en décennies et décompose des particules plus petites en quelques années seulement. Donc, pour que l’anneau E existe, un approvisionnement régulier de nouvelles céréales doit être éjecté d’Encelade. Au début des années 1980, plusieurs scientifiques ont suggéré que les impacts des météorites, des geysers ou des éruptions volcaniques soient des mécanismes d'éjection possibles, mais la question demeurait hypothétique.

  «Avant Cassini, personne n'aurait imaginé la présence d'un océan sous la surface d'Encelade», déclare Nimmo. «Je pense que la récente éruption de geysers a été l’une des plus grandes surprises de la science planétaire.»

  

  Des arcs rougeâtres inhabituels traversent la surface de la Téthys, la lune riche en glace de Saturne, dans cette mosaïque aux couleurs éclatantes. Les arcs ne font que quelques kilomètres de large mais s'étendent sur plusieurs centaines de kilomètres. Parmi les traits les plus étrangement colorés des lunes vues par Cassini, leur origine reste un mystère.

  NASA / JPL-Caltech / Institut des sciences de l'espace / Paul Schenk, Institut lunaire et planétaire

  Les observations de Cassini en 2005 ont révélé qu'Enceladus était l'un des corps les plus extraordinaires du système solaire. Au pôle sud de la Lune, quatre tranchées chaudes et à peu près parallèles, surnommées les «rayures du tigre», jaillissent de panaches de vapeur d'eau, d'hydrogène et d'hydrocarbures qui se renforcent et s'affaiblissent régulièrement lorsque Encelade tourne autour de Saturne. «Le mécanisme d'éruption est compris, du moins dans ses grandes lignes», explique Nimmo. «Les bandes de tigre semblent être des fissures remplies d’eau, reliées à un océan situé au-dessous, qui ouvrent et ferment toutes les orbites sous l’influence des marées.» L’eau exposée au vide bout et gèle simultanément, créant de la vapeur et des cristaux de glace que nous voyons dont certaines retombent pour peindre le paysage aussi blanc que de la neige fraîchement tombée.

  En raison d’interactions gravitationnelles mutuelles, Encelade orbite deux fois sur Saturne pour chaque orbite de son voisin plus éloigné, Dione. Cette résonance orbitale entraîne Encelade dans une orbite légèrement excentrique où les marées chauffent l'intérieur de la lune. «De toute façon, le chauffage des marées est légèrement plus fort aux pôles, de sorte que vous pouvez obtenir une boucle de rétroaction: la région polaire se réchauffe, elle devient plus déformable, ce qui entraîne un réchauffement supplémentaire des marées, etc.», note Nimmo. "Mais pourquoi cela ne s'est produit qu'au pôle sud est un mystère."

  Il existe certainement des preuves que d'autres parties de la surface ont été plus chaudes dans le passé. Certains cratères d'impact semblent avoir coulé, indiquant une glace chaude près de la surface, et il semble assez clair que différentes parties d'Encelade ont été chauffées à des moments différents. «Il y a même des caractéristiques qui ressemblent un peu aux anciennes rayures du tigre, bien que cela soit controversé», explique Nimmo. «Il est difficile de dire à partir d'observations si l'activité était épisodique, mais le fait de voir des zones fortement cratérisées et très légèrement cratérisées, mais pas des zones modérément cratérisées, suggère que l'activité n'était pas continue.»

  

  Cassini a survolé les panaches et échantillonné leur composition, ce qui montre que près de 98% du gaz contenu dans les panaches est de la vapeur d'eau, environ 1% de l'hydrogène et le reste est un mélange d'autres molécules, notamment du dioxyde de carbone, du méthane et de l'ammoniac. Le phosphore reste le seul élément essentiel à la vie sur Terre qui n’a pas encore été trouvé dans les panaches d’Enceladus, mais il est probablement présent. Avec les ingrédients nécessaires - une mer souterraine chaude, une quantité abondante d'hydrogène que les organismes pourraient potentiellement exploiter comme source d'énergie chimique et des geysers livrant des échantillons dans l'espace - Encelade est sans doute la cible la plus probable et la plus excitante pour la recherche de la vie.
   

  Des lunes mystérieuses

  Bien qu’il soit difficile de dominer Enceladus, les lunes de taille moyenne voisines, Dione et Tethys, séduisent les scientifiques planétaires avec des caractéristiques encore inexpliquées. «Sur Dione, un magnifique ensemble de fractures tectoniques a été observé, certaines dans un état de conservation très vierge», dit Schenk. Une paire de dépressions murées inhabituelles dans le terrain lisse de la lune pourrait être des évents volcaniques; La moitié de la surface de Dione est recouverte d'anciens dépôts de glace d'origine volcanique. et certains proposent que Dione possède une mer souterraine.

  Sur Téthys, une immense zone de faille appelée Ithaca Chasma parcourt près des trois quarts de la circonférence de la lune, et les caméras de Cassini ont détecté un ensemble de mystérieux arcs rouges qui semblent s'être formés très récemment. "Ainsi, alors qu'Encelade volait notre attention, ces lunes ont également montré des signes d'activité intermittents", ajoute Schenk.

  Le 15 septembre 2017, Cassini a plongé dans l'atmosphère de Saturne, mettant fin à sa mission. Les scientifiques vont exploiter les données que Cassini a fournies sur ces mondes divers pour les décennies à venir. Même du point de vue de ses plus petits satellites, Saturne fait signe. Quand reviendrons-nous?

  Source: http://www.astronomy.com/
  Lien: http://astronomy.com/magazine/2019/08/saturns-small-wonders?utm_source=asyfb&utm_medium=social&utm_campaign=asyfb&fbclid=IwAR07KqXL-YLy1qTnMepUBdlb0VKU88IB_oDFmTmhS4UjYHHMjh6VlnyyzGY

   

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  LE 15.11.2019: Actualité de la météo,de l'astronomie et de la science/ Qu'est-ce qui crée les ondes gravitationnelles?

  • Par dimitri1977
  • Le 15/11/2019
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  Qu'est-ce qui crée les ondes gravitationnelles?

  Tout comme un bateau crée des vagues sur un lac en se glissant dans l’eau, les étoiles et autres corps de l’univers créent des ondulations dans la structure de l’espace-temps.

  Par David J. Eicher  | Publié: Lundi 1 juillet 2019

  SUJETS CONNEXES: LES PLUS GRANDS MYSTERES | VAGUES GRAVITATIONALES

  

  BANG WAVY. Les explosions de supernova, comme celle qui a produit la nébuleuse du crabe (M1) dans la constellation du Taureau en 1054, sont d'importants producteurs d'ondes gravitationnelles.

  NASA / The Hubble Heritage Team

  En 1916, Albert Einstein a révolutionné notre compréhension de l'univers en publiant sa théorie générale de la relativité. Le physicien d'origine allemande y décrit la relation complexe entre le tissu de l'espace-temps et la masse des corps célestes. L'espace-temps est la combinaison de trois directions spatiales (hauteur, largeur et profondeur) avec la dimension temporelle.

  La manière la plus simple d'interpréter les interactions gravitationnelles, a déclaré Einstein, consiste à considérer le continuum espace-temps comme un matériau étirable qui se plie sous la forme d'objets massifs «assis» à l'intérieur. Bien que cette analogie en deux dimensions ne représente pas ce qui se passe dans un espace-temps en quatre dimensions, elle sert de modèle capable.
  
  
   

  

  MOTEUR CENTRAL. Les trous noirs sont d'importants créateurs d'ondes gravitationnelles. Cette illustration montre le supermassif central qui alimente la galaxie active PKS 0521–36.

  Dana Berry / STScI

  Lorsque vous tendez une feuille de plastique souple et que vous placez une balle de softball dessus, la gravité autour de la balle pousse la feuille vers le bas et courbe le tissu. La même chose se produit dans l'univers à quatre dimensions. Des objets presque massifs, dotés de grandes forces de gravitation, constituent le «tissu» de courbes et d'étirements spatio-temporels.

  Les objets massifs provoquent également un autre effet dans la structure de l'espace-temps. Tout comme un bateau crée des vagues sur un lac en se glissant dans l’eau, les étoiles et autres corps de l’univers créent des ondulations dans la structure de l’espace-temps. Les astronomes appellent ces ondes ondulées gravitationnelles.

  Les objets immenses comme les trous noirs créent des ondes gravitationnelles plus grandes que les objets moins massifs. De même, les objets se déplaçant rapidement dans l'espace créent des ondes gravitationnelles plus soutenues que celles se déplaçant plus lentement. Lorsque ces signaux d'ondes gravitationnelles atteignent finalement la Terre, ils sont extrêmement faibles. Comme les vagues dans l'eau, les ondes gravitationnelles diminuent à mesure qu'elles se déplacent de leur origine. Il est donc difficile de détecter et d’interpréter les ondes gravitationnelles une fois qu’elles nous arrivent de divers endroits éloignés.

  Mais après des années de recherche, fin 2015, les chercheurs ont finalement détecté le premier signal clair d'une onde gravitationnelle traversant la Terre. Ce signal, appelé GW150914, provient de la fusion de deux trous noirs d'une masse combinée d'environ 60 soleils. Depuis lors, les scientifiques ont confirmé les signaux des ondes gravitationnelles provenant de quatre autres paires de trous noirs confondus, ainsi que d’une paire d’étoiles à neutrons fusionnantes.

  Grâce à ces détections, les astronomes savent maintenant que l’interaction de deux corps compacts et massifs produit habituellement des ondes gravitationnelles. Les interactions peuvent se situer entre des trous noirs binaires ou des étoiles à neutrons, mais aussi entre des galaxies fusionnantes ou des étoiles normales se rencontrant simplement.

  

  STAR SPINNING. Les ondes gravitationnelles proviennent d'une variété d'objets, notamment des pulsars, des étoiles à neutrons en rotation rapide. À l'aide de l'explorateur de chronométrage par rayons X Rossi de la NASA, des astronomes ont découvert en 2003 la limite supérieure du spin d'un pulsar, basée sur un éclatement sur un pulsar, illustrée dans cette série d'illustrations.

  Dana Berry / STScI

  Les astronomes utilisent une technique appelée interférométrie pour aider à détecter ces faibles signaux d’ondes gravitationnelles. Deux grandes masses de test très éloignées servent de détecteurs. Les masses sont libres de se déplacer dans toutes les directions et les lasers mesurent en permanence la distance exacte qui les sépare. Lorsqu'une onde gravitationnelle les traverse, l'ondulation cosmique provoque une légère fluctuation de leur distance. C'est une technique ingénieuse, et les scientifiques ont utilisé de tels dispositifs dans plusieurs endroits du monde pour chasser les ondes gravitationnelles.

  L'observatoire d'ondes gravitationnelles à interféromètre laser avancé (LIGO), un projet conjoint du MIT et de Caltech, est implanté sur deux sites: l'un à Hanford (Washington) et l'autre à Livingston (Louisiane). En collaboration avec LIGO, la collaboration entre Virgo, dirigée par les Français et les Italiens, exploite l’interféromètre Advanced Virgo, un troisième détecteur d’ondes gravitationnelles qui permet aux chercheurs de mieux cerner les sources des événements d’ondes gravitationnelles similaires à ceux de ces dernières années. 

  Avant tout sur ces projets terrestres, l’Agence spatiale européenne (ESA) envisage de lancer l’antenne spatiale à interféromètre laser (LISA) en 2034. Pour tester les technologies spatiales nécessaires à une mission aussi gigantesque, l’ESA, avec l’aide de la NASA , a lancé le satellite LISA Pathfinder en 2016. Puisque Pathfinder a largement dépassé les attentes, le projet LISA constituera probablement le meilleur observatoire pour la détection des ondes gravitationnelles et fournira aux astronomes des indices significatifs sur l'interaction de la matière et de l'espace-temps, ainsi que sur la manière dont l'univers être.

  Source: http://www.astronomy.com/
  Lien: http://astronomy.com/magazine/greatest-mysteries/2019/07/26-what-creates-gravitational-waves?utm_source=asyfb&utm_medium=social&utm_campaign=asyfb&fbclid=IwAR1FipTaZHaBU7YwE-s5XPJm_jBjJceAu7fMpE86CFJieSC5UKUU6X8rnSg

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  LE 8.11.2019: Actualité de la météo,de l'astronomie et de la science/ Pourquoi l'univers fabrique-t-il tant de petites étoiles?

  • Par dimitri1977
  • Le 08/11/2019
  • Dans Actualité de la météo,de l'astronomie et de la sciences à la une du jour
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  Pourquoi l'univers fabrique-t-il tant de petites étoiles?

  Dans les régions qui forment des étoiles, les objets de faible masse sont considérablement plus nombreux que leurs grands frères. Les astronomes veulent savoir comment cela se passe.

  Par Bruce Dorminey  | Publié: Jeudi 24 janvier 2019

  

  Emmitouflés dans la poussière, les étoiles qui se forment dans le nuage de Lupus 3 restent en grande partie dissimulées aux yeux des astronomes. Pour des raisons que les scientifiques tentent encore de comprendre, la plupart des étoiles en développement ont des masses considérablement plus petites que le Soleil.

  ESO / F. Comerón

  Une dérive dans une mer de nains rouge pâle, le soleil se démarque comme une pierre précieuse jaune vif. Les astronomes estiment que ces naines rouges de faible masse représentent 70 à 80% du contenu stellaire de notre galaxie. Pourquoi? Sommes-nous ici pour poser cette question uniquement parce que la vie est née sur une planète entourant une étoile plusieurs fois la masse de ses voisins?

  Les étoiles sont un élément fondamental du cosmos. Leurs naissances, leurs vies et leurs morts affectent profondément l'évolution des galaxies partout dans le monde et le potentiel de vie d'une planète à se développer à la suite de la formation d'une étoile. En tant que tels, ils sont en définitive la clé du futur à long terme de l'univers.

  "[Mais] la théorie de la structure et de l'évolution des étoiles comporte un élément manquant: elle ne permet pas de prédire les masses d'étoiles qui se forment dans notre univers", déclare Charles Lada, astrophysicien expérimenté au Centre d'astrophysique Harvard-Smithsonian.

  "La distribution des masses stellaires à leur naissance, la fonction de masse initiale (ou FMI) est la condition fondamentale la plus fondamentale qui doit être déterminée par l'observation pour permettre la construction d'une théorie complète et prédictive de la formation d'étoiles", écrit Lada. en astrophysique au cours de la prochaine décennie: le télescope spatial James Webb et ses installations simultanées. « Avec la connaissance du FMI et de la façon dont cette fonction varie dans l' espace et dans le temps, on peut, en principe, prédire l'évolution future de tous les systèmes stellaires, de amas galactiques étoiles aux galaxies massives. »
  
  A la limite

  Les astronomes sont sans doute le plus intrigués par le fait que sur les quelque 400 milliards d’étoiles de la Voie Lactée, quelque 300 milliards semblent être des nains rouges, également appelés «nains M.». Encore plus troublant: selon certaines estimations, le FMI culmine à environ un dixième de la masse solaire. C'est terriblement proche de la masse minimale nécessaire pour déclencher la fusion de l'hydrogène chez les plus petites naines rouges, ce qui correspond à environ 0,08 masse solaire. Au-dessous de cette limite se trouvent des naines brunes - des étoiles défaillantes sans masse suffisante pour fondre l'hydrogène en hélium.

  Les étoiles se forment à partir du gaz interstellaire diffus et froid qui constitue les nuages ​​moléculaires. Ces nuages ​​couvrent environ 100 années-lumière et contiennent entre 10 000 et 1 million de masses de matériau solaires. «Il est remarquable, écrit Lada dans le même livre, que le processus physique de la formation d'étoiles. . . sous l'action de la gravité, transforme une petite fraction de ce matériau, en réduisant sa taille de plus de huit ordres de grandeur et en augmentant sa densité de plus de vingt ordres de grandeur, en de nombreux objets de masse suffisante pour la fusion de l'hydrogène. ”

  Les astronomes tentent toujours de comprendre comment cela se passe. "Comme nous n'avons pas encore de théorie complète sur la formation des étoiles, nous n'avons pas encore de théorie acceptée sur la manière dont le FMI a été constitué", a déclaré Lada.

  

  La nébuleuse de Carina (NGC 3372) est la région la plus brillante formant des étoiles dans le ciel. Il a déjà produit des milliers d'étoiles et des milliers d'autres poussent dans des nuages ​​sombres d'hydrogène froid.

  NASA / ESA / N. Smith (Université de Californie, Berkeley) / Équipe Hubble Heritage (STScI / AURA)

  Comprendre le FMI est important en partie parce que les étoiles de différentes masses jouent différents rôles dans la vie d'une galaxie, explique Chris McKee, professeur émérite de physique et d'astronomie à l'Université de Californie à Berkeley. Les étoiles les plus massives créent des éléments lourds et dynamisent le milieu interstellaire par leur rayonnement, leurs vents stellaires et leurs explosions de supernova. Leurs petits frères et sœurs, cependant, sont ceux qui dominent la masse totale d'étoiles.
   

  Une star est née

  Un nuage moléculaire qui s’effondre donnera naissance à des étoiles d’un éventail de masses défini par le FMI. La recherche sur l'origine du FMI a débuté il y a environ 60 ans. En 1955, Edwin Salpeter, physicien théoricien à l’Université Cornell, a avancé l’idée que les populations stellaires doivent avoir ce qu’il a appelé une fonction de masse initiale. Parfois appelée fonction de Salpeter, elle décrit la répartition des masses parmi un groupe d'étoiles nouvellement formé avant qu'aucune d'entre elles ne soit capable de perdre de la masse ou d'exploser en tant que supernovae.

  Les nuages ​​moléculaires sont froids - généralement environ 10 kelvins environ - et leur température est similaire dans une large plage de densités, a déclaré l'astrophysicien Matthew Bate de l'Université d'Exeter au Royaume-Uni. La chose surprenante à propos du FMI est que partout où nous regardons dans notre galaxie, les étoiles semblent toujours avoir la même répartition des masses stellaires, dit-il.

  Et la masse stellaire typique est à peu près la masse minimale à laquelle la fusion nucléaire peut avoir lieu, explique Mark Krumholz, astronome à l'Université nationale australienne de Canberra. «La similitude entre le sommet du FMI et la masse de la fusion nucléaire semble ne pas être une coïncidence, mais il est difficile de trouver une explication physique qui les relie», a-t-il déclaré. Après tout, le milieu interstellaire à partir duquel se forment les étoiles est un gaz froid et de faible densité. Pourquoi devrait-il connaître la première chose à propos de la fusion nucléaire?

  Selon Lada, l'effondrement d'un nuage moléculaire en étoiles peut produire le FMI de deux manières: la fragmentation turbulente et la fragmentation thermique de Jean. La turbulence supersonique se déplaçant à travers un nuage moléculaire géant entraîne une fragmentation turbulente: les nuages ​​se divisent en filaments, en nappes denses et en noyaux moléculaires, laissant derrière eux des vides de faible densité. Dans la fragmentation thermique de Jeans, un nuage se fragmente lorsque la force de gravité vers l’intérieur dépasse la force exercée par la pression thermique du gaz. Ainsi, les nuages ​​denses et froids sont plus susceptibles de s’effondrer que les nuages ​​plus chauds, plus raréfiés. Ce dernier processus tire son nom du regretté physicien britannique Sir James Jeans, qui a montré qu'une fois qu'un nuage de gaz atteindrait une masse critique, la gravité l'emporterait et tout le nuage - ou une poche individuelle dans le nuage - se fragmenterait les noyaux.

  Selon Patrick Hennebelle, astrophysicien à l'AIM / CEA Saclay en France, un noyau dense ayant une masse égale à quelques fois la masse de l'étoile finale se forme à l'intérieur du nuage moléculaire, la gravité déclenche son effondrement. La protostar augmente alors le reste du noyau parent, dit-il. Les masses initiales de ces noyaux moléculaires denses sont régies par leur propre fonction de masse noyau (CMF). Et de nombreux chercheurs pensent maintenant que la compréhension du FMC est la clé pour comprendre les origines du FMI.

  Mais l’histoire se complique lorsque vous considérez que le noyau peut se fragmenter lorsqu’il s’effondre, et que la protostar peut projeter le matériau en excès au fur et à mesure de son accrochage. Le CMF contrôle-t-il la forme du FMI? Les observations montrent qu’à tout le moins, les deux semblent présenter de fortes similitudes.

  

  Le bord du nuage moléculaire RCW 108 apparaît à droite de cette image. Le rayonnement à haute énergie et les vents stellaires de l'amas d'étoiles NGC 6193 à gauche érodent lentement le nuage.

  ESO

  «Le noyau dense s’effondre jusqu’à ce que ses densités et températures centrales deviennent des étoiles et soient suffisamment élevées pour que la combustion nucléaire commence à brûler», déclare Lada. «Cela marque la naissance d'une nouvelle étoile.» Il ajoute que cela commence également le processus d'inversion de l'effondrement du matériau de base restant, permettant ainsi à l'étoile de sortir de son nuage de naissance.
   

  Nous savons que toutes les étoiles de faible masse forment des noyaux denses qui n’ont pas beaucoup plus de masse que les étoiles qu’elles produisent, explique Steven Stahler, astrophysicien théorique à l’UC Berkeley. La vraie question, dit-il, est donc la suivante: pourquoi la nature crée-t-elle des noyaux denses avec des masses de type stellaire?
  
  En appuyant sur la gâchette

  La majeure partie de la formation d'étoiles dans la Voie lactée se produit dans un disque relativement mince et à moins de 30 000 années-lumière du Sagittaire A *, le trou noir supermassif situé au centre de la galaxie. Les astronomes estiment que 15 000 pépinières d'étoiles peuplent notre galaxie - et elles ont toutes commencé par former des nuages ​​moléculaires froids. Dans la plupart des cas, des ondes de densité à grande échelle se déplaçant à travers les bras en spirale ont provoqué l’effondrement de ces nuages. Mais l'onde de choc d'une supernova ou d'une bulle stellaire se dilatant à partir d'une étoile de type O ou B de masse élevée peut également déclencher une fragmentation dans les noyaux stellaires.

  À ce jour, les astronomes n'ont détecté qu'une faible variation dans la distribution de masse des étoiles. "Cela milite pour un processus de régulation qui décide ce que les stars de masse devraient avoir", dit Krumholz.

  Quel pourrait être ce processus? Les noyaux moléculaires de masse supérieure sont trop massifs pour équilibrer la pesanteur thermique et la pression thermique. Ils sont généralement caractérisés par des mouvements turbulents importants et des pressions internes plus élevées, explique Lada. "Lorsque de tels objets turbulents s'effondrent, ils peuvent se fragmenter et former de multiples noyaux protostellaires qui évoluent ensuite pour devenir des [étoiles] binaires."

  Il ajoute que plus le noyau est massif et turbulent, plus il peut se fragmenter facilement. Cela pourrait expliquer pourquoi les étoiles massives sont plus susceptibles d'être trouvées dans les systèmes binaires que les étoiles de faible masse.

  Mais Bate pense que le retour du rayonnement émis par les protostars de faible masse est l’un des éléments clés pour déterminer le FMI. Il soutient que le rayonnement chauffe le gaz dans le nuage moléculaire environnant, ce qui empêche toute fragmentation ultérieure.

  

  Bien que le petit nuage magellanique (SMC) ne compte qu'une fraction des éléments lourds de notre galaxie, elle produit des étoiles avec le même éventail de masses que la Voie Lactée. La région de formation d'étoiles N90 figure parmi les meilleures du SMC.

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

  Un FMI universel?
   

  Bien entendu, les meilleures observations du FMI proviennent de régions relativement proches formant des étoiles dans la Voie Lactée. Mais à notre connaissance, le FMI dans les galaxies à disques comme le nôtre est universel, dit McKee. Une des grandes questions à laquelle sont confrontés les astronomes est de savoir si le FMI reste constant dans le temps et dans l’espace.

  "Jusqu'à présent, rien n'indique que le FMI ait considérablement varié au cours du temps cosmique", a déclaré Lada. Pourtant, il pourrait y avoir une exception dans les premiers stades de l'univers. Les astronomes pensent que les premières étoiles, dites étoiles de la population III, étaient les plus massives et possédaient le moins de métaux. (Les astronomes qualifient tous les éléments plus lourds que l'hélium de «métaux».) Une fois que ces premières étoiles ont commencé à produire des éléments plus lourds, cependant, les générations suivantes ont incorporé ces métaux et la masse stellaire typique a chuté de manière significative.

  Bate dit qu'il n'est toujours pas clair si le FMI variera jamais. Il se demande si la fonction de masse serait la même, même dans les environnements extrêmes situés près des centres de galaxies massives, où le rayonnement doit être beaucoup plus élevé, ou au début de l'univers, lorsqu'il n'y avait pas de poussière interstellaire.

  Quelques observations suggèrent la possibilité de différents FMI. Dans un article publié en 2009 dans les Avis mensuels de la Royal Astronomical Society, Bate écrit que les observations d'étoiles en orbite autour du Sagittaire A * montrent que le FMI, situé près du centre de la galaxie, pourrait être «trop lourd», biaisé en faveur d'étoiles massives. Il en va de même pour les étoiles du groupe des Arches, le groupe ouvert le plus dense de la Voie lactée, situé à environ 25 000 années-lumière de la Terre dans la constellation du Sagittaire. Même dans ce cas, il note que le FMI apparemment très lourd dans le groupe Arches pourrait être dû à son évolution plutôt qu'aux conditions à sa naissance. L'effet inverse peut se produire dans les noyaux encombrés de galaxies elliptiques géantes, où des observations indirectes indiquent un excès d'étoiles de faible masse.

  Les différences dans la quantité de métaux à travers l'univers et au fil du temps semblent avoir un effet relativement faible sur le FMI. «Vous pouvez aller dans le petit nuage magellanique où il y a environ un cinquième de la poussière et des métaux trouvés dans la Voie lactée et vous ne trouvez aucune différence détectable», explique Krumholz. Selon McKee, vous ne vous attendriez pas à voir beaucoup d'effet tant que la teneur en métal est supérieure à quelques dix millièmes de la valeur actuelle. Il explique que la principale différence entre les premières étoiles sans métal et celles qui naissent aujourd’hui est que les plus anciennes sont nées dans un cadre dominé par la matière noire, tandis que les plus récentes se forment en raison de leur propre gravité.
  
  Nouvelle technologie, nouvelles réponses

  Les chercheurs affirment que la modélisation informatique nouvelle et améliorée aidera les théoriciens à affiner leurs calculs du FMI. Mais les améliorations d'observation pourraient s'avérer encore plus importantes. Le satellite Gaia de l'Agence spatiale européenne permet aux astronomes d'affiner leurs estimations de masse pour les étoiles situées dans des amas lointains. Et le télescope spatial James Webb de la NASA permettra aux astronomes d'observer directement le FMI dans de tels groupes. Cela révélera également le FMI dans certaines galaxies avec des conditions plus extrêmes que la nôtre.

  Sur le terrain, le télescope Large Survey Synoptique et le très grand télescope européen, tous deux en construction au Chili, devraient permettre de recueillir de la lumière et de trouver une solution pour faire progresser notre connaissance du FMI et de ses éventuelles variations.

  Et l’Atacama Large Millimeter / Subillimeter Array (ALMA) permet d’observer des régions interstellaires denses jusqu’à présent obscurcies par la poussière. Une hypothèse principale de la théorie actuelle est que la distribution des masses de régions liées par gravitation dans les nuages ​​moléculaires détermine le FMI, dit McKee. «ALMA est l'instrument idéal pour tester cela, en particulier pour les étoiles de grande masse», dit-il.

  

  L'amas d'étoiles R136 se situe au cœur de la nébuleuse de la Tarentule dans le Grand Nuage Magellan. Il regroupe certaines des stars les plus hautes du groupe local, mais également un très grand nombre d'étoiles plus petites, trop sombres pour voir à travers 160 000 années-lumière d'espace.

  NASA / ESA / P. Crowther (Université de Sheffield)

  Cependant, Lada souligne que nous ne disposons pas encore de la technologie nécessaire pour construire certains des télescopes nécessaires à la production de cartes à haute résolution angulaire du gaz et de la poussière à travers des nuages ​​moléculaires entiers. Idéalement, cela nécessiterait des télescopes millimétriques et submillimétriques dotés d'ouvertures de 50 à 100 mètres et des caméras spectroscopiques capables d'une résolution de plusieurs millions de pixels.
   

  «Nous savons comment construire les [télescopes], mais nous sommes loin de réaliser la technologie permettant de produire des caméras millimétriques et submillimétriques avec une capacité spectroscopique et des millions, voire des centaines de pixels», explique Lada. Avec une telle capacité, nous pourrions apprendre comment les nuages ​​moléculaires se forment et évoluent pour produire la fonction de masse fondamentale qui produit à son tour le FMI, dit-il.

  Un mystère intriguant

  En fin de compte, lorsqu'il s'agit de comprendre pourquoi la nature produit une telle abondance d'étoiles de faible masse, les astronomes se retrouvent avec plus de questions que de réponses. Pourquoi le FMI ne se prête-t-il pas aux étoiles massives de type O, aux naines brunes ou même aux planètes géantes gazeuses?

  Bien entendu, en tant qu’habitants d’un système solaire dominé par ce qui semble être une étoile naine jaune de type G assez ordinaire, le FMI observé peut être précisément la raison pour laquelle nous sommes ici pour poser de telles questions. Si le FMI avait été conçu pour ne produire que des nains bruns ou des géantes gazeuses - ou des étoiles massives de type O, B ou A de courte durée - la route vers la vie aurait été beaucoup plus dure.

  Néanmoins, les naines jaunes ne sont pas non plus le résultat préféré du FMI. Les petits nains M favorisés par le FMI ont une durée de vie allant de 50 à 100 milliards d’années, suffisamment de temps pour que la vie apparaisse et se reproduise plusieurs fois sur n’importe quelle planète semblable à la Terre qui pourrait entourer une telle étoile. En revanche, notre Soleil a déjà atteint la moitié de sa vie en tant qu’étoile stable et sa phase finale en tant que géant rouge mourant promet d’être assez chaotique.

  Les minuscules naines rouges ne sont probablement pas les meilleures étoiles pour héberger des planètes sur lesquelles la vie pourrait évoluer. Après tout, ils ont tendance à être beaucoup plus actifs que le Soleil, particulièrement tôt dans leur vie. Des éjections de masse coronale potentiellement néfastes pour la vie et de fortes éruptions stellaires se produiraient probablement à une distance frappante de toute planète extrasolaire pouvant être habitable. Donc, il est probablement exagéré de dire que le FMI est ajusté à vie comme nous le connaissons.

  Cependant, il reste crucial de résoudre les complexités du FMI pour les chercheurs dans presque tous les domaines de l'astronomie et de l'astrophysique. Avec l'avènement de nouveaux télescopes et technologies dans les années à venir, le FMI ne sera peut-être pas un mystère pour les astronomes des générations futures.

  ESO / APEX (MPIfR / ESO / OSO) / A. Hacar et al./DSS2

  La bande poussiéreuse observée dans cette section du nuage moléculaire Taurus cache partiellement plusieurs étoiles naissantes, ainsi que les nuages ​​de gaz denses qui sont sur le point de s’effondrer en de nouveaux soleils. Ce segment du nuage couvre environ 10 années-lumière.

  Source: http://www.astronomy.com/
  Lien: http://www.astronomy.com/magazine/2019/01/why-does-the-universe-make-so-many-tiny-stars?utm_source=asyfb&utm_medium=social&utm_campaign=asyfb&fbclid=IwAR07fLD-YOR-b-iqylZAtmQnqmbwkzrKoBFMsSaeQTG2PbZ33bBHbxI_oew

   

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  LE 8.11.2019: Actualité de la météo,de l'astronomie et de la science/ Un univers de galaxies

  • Par dimitri1977
  • Le 08/11/2019
  • Dans Actualité de la météo,de l'astronomie et de la sciences à la une du jour
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  Un univers de galaxies

  L'univers est inondé d'îlots de matière - quelque 100 milliards de galaxies constituent les éléments de base du cosmos.

  Par David J. Eicher  | Publié: vendredi, 22 février 2019

  

  Notre galaxie, la Voie lactée, éclate de couleurs dans cette image prise dans le haut désert d’Atacama au Chili, peut-être le ciel le plus sombre de la Terre. L'arc semi-circulaire de la Voie lactée est parsemé de lumière bleuâtre et rosâtre provenant d'amas d'étoiles et de nébuleuses incandescentes. Les grands et petits nuages ​​magellaniques se situent au-dessus et à droite de la voie lactée.

  P. Horalek / ESO

  Le soir du 4 octobre 1923, près de Los Angeles, un jeune astronome monta dans sa voiture et entreprit une randonnée motorisée jusqu'au mont Wilson. Là, il est arrivé à l'observatoire qui abritait le télescope Hooker de 100 pouces, à l'époque le plus grand télescope du monde. 
   

  Edwin Hubble était un astronome de quatrième année au mont Wilson; il aimait utiliser le télescope Hooker parce qu'il s'intéressait, entre autres, à l'étude des «nébuleuses» en spirale. Ces mystérieux nuages ​​de gaz étaient dispersés dans le ciel et personne ne comprenait leur nature. Au début des années 1920, Hubble s'était assigné la tâche de les comprendre. 

  Il pointa le grand télescope vers son objet préféré: la nébuleuse d'Andromède, M31. Ce nuage en forme de spirale est à peine visible à l'œil nu sous un ciel clair et sans lune. Il a ensuite capturé son image sur une plaque photographique. Hubble était enthousiasmé par le résultat. Sur celui-ci, il trouva une nova présumée, une étoile en train d'exploser. La nuit suivante, il photographie à nouveau M31, dans l’espoir d’attraper la nova et de l’enregistrer sous une meilleure stabilité atmosphérique. La deuxième plaque enregistrait bien la nova, mais à ce qu'il savait, il avait également capturé une plaque qui deviendrait légendaire dans l'histoire de la science. 

  Son temps d'observation écoulé, il retourna dans son bureau pour analyser la capture. Soudainement, Hubble réalisa de manière étonnante: la nova n'était pas une nova du tout, mais un type particulier d'étoile qui changeait sa luminosité, une variable céphéide. En vérifiant les assiettes précédentes, il fut en mesure de confirmer cela et il réalisa que la faiblesse de l'étoile avait des implications incroyables.

  L’étoile et la nébuleuse qui l’entoure doivent se trouver à un million d’années-lumière, soit trois fois plus que quiconque à l’époque ne croyait à la taille de l’univers. Aujourd'hui, grâce à de meilleures mesures, les astronomes savent que l'objet se trouve à 2,5 millions d'années-lumière. 

  Aidé en partie par les travaux antérieurs de Vesto M. Slipher et de son propre collègue Milton Humason, Hubble avait tout de suite découvert que l'univers était bien plus vaste que tout le monde l'avait pensé et que les nébuleuses spirales comme Andromeda étaient en réalité des galaxies lointaines. C'étaient des systèmes entiers d'étoiles et de gaz, séparés de notre propre Voie Lactée par une longue randonnée.

  

  L'astronome Edwin Hubble a exposé le «Nébuleuse d'Andromède» avec le télescope Hooker à l'observatoire du mont Wilson, près de Los Angeles, le 5 octobre 1923. Au début, il était excité, croyant avoir enregistré une nova, une étoile explosive. Il a marqué l'étoile qui se trouve entre deux marques de graduation qu'il a tirée en haut à droite de la plaque avec la lettre N. L'étoile s'est avérée être une variable céphéide et Hubble l'a utilisée pour prouver que la distance à la galaxie d'Andromède était beaucoup plus grand que les astronomes pensaient.

  Gracieuseté des observatoires Carnegie / Cindy Hunt

  Dès 1912, à l'observatoire Lowell de l'Arizona, Slipher avait enregistré les vitesses apparentes des nébuleuses en spirale et, grâce aux travaux de Hubble, il était clair que l'univers était en expansion - les galaxies s'éloignaient les unes des autres au fil du temps. L'univers était non seulement beaucoup plus vaste qu'on ne le croyait auparavant, mais il grandissait avec le temps. 
   

  En 1929, les astronomes avaient rassemblé une image cosmique du passé. Si vous retracez l’histoire de nombreuses galaxies dans le passé, cela signifie que le cosmos a commencé avec un petit point infiniment dense à son origine. Cette recherche était une extension du travail effectué à l'origine par l'astronome belge Georges Lemaître. Les astronomes ont compris que ce point d’origine cosmique, appelé plus tard Big Bang, était le début de l’univers, et cela a dû se passer il y a des milliards d’années, ont-ils calculé. Le Big Bang avait commencé l'expansion qui éloignait toutes les galaxies à mesure que le temps passait. L'univers entier semblait voler en éclats.

  Dans les années 1930, Hubble commença à étudier et à classer les galaxies selon leurs divers types dits morphologiques, la gamme de structures que les astronomes voyaient sur les photographies. Il finit par assembler les types de galaxies qu'il observa dans un diagramme en forme de diapason. Elle contenait des galaxies spirales, des galaxies spirales barrées - des spirales contenant un «barreau» linéaire de matériau passant par leur centre - des galaxies lenticulaires (en forme de lentille) et des galaxies elliptiques. Il a également identifié des galaxies irrégulières, des nuages ​​d'étoiles et des gaz sans forme organisée. Plus tard, les astronomes ont identifié des galaxies particulières, des systèmes qui semblaient être en proie à des événements explosifs ou perturbateurs. Ils ont également identifié une classe de galaxies appelées sphéroïdes nains, qui semblaient être nombreuses dans l'univers local.

  Dans les années 1950, l’astronome français Gerard de Vaucouleurs de l’Université du Texas avait étendu le système de classification de Hubble à un système plus complexe prenant en compte de nombreuses propriétés observées des galaxies. De Vaucouleurs a produit un complot pseudo-tridimensionnel montrant les relations des galaxies, surnommé le «citron cosmique» en raison de sa forme. De Vaucouleurs a inclus des détails sur les barres dans les galaxies, des descriptions des anneaux de matière visibles dans celles-ci et une évaluation de la manière dont les bras spiraux d'une galaxie étaient enroulés de manière lâche ou serrée. Il a également inclus des détails d'évaluation sur la nature des galaxies irrégulières et particulières. 

  La dernière génération d’astronomie extragalactique s’est lancée dans des analyses beaucoup plus sophistiquées que le catalogage. En utilisant le télescope spatial Hubble, les astronomes ont estimé à environ 100 milliards le nombre de galaxies dans le cosmos. Et le nombre peut être beaucoup plus grand que cela. Quelque 2 000 milliards de galaxies existaient probablement dans l'univers primitif, mais il semble clair que les galaxies proches les unes des autres sont rassemblées par gravité et se combinent au fil du temps cosmique. Malgré l'expansion universelle, les galaxies normales telles que la Voie lactée sont probablement constituées de dizaines ou plus de protogalaxies qui ont fusionné pour former des systèmes plus vastes. Vous pouvez voir ces taches primitives de matière, ces protogalaxies bleuâtres, dans l'univers primitif dans les images de Hubble Ultra Deep Field.

  

  L'une des plus grandes galaxies du ciel, et celle que la plupart des gens disent ressembler à une soucoupe volante, est la galaxie de Sombrero (M104) en Vierge. Il consiste en un grand disque en rotation surmonté d'une bande de poussière bien visible, consumé par un halo rougeoyant de gaz et d'étoiles. Il se trouve à 10 millions d'années-lumière et représente environ la moitié de la taille de la Voie lactée, avec un diamètre de 49 000 années-lumière.

  NASA et l'équipe du patrimoine Hubble (AURA / STScI)

  Notre propre galaxie
   

  Alors que les astronomes ont étudié un plus grand nombre de galaxies au cours des dernières décennies, ils ont découvert beaucoup de choses, mais il est impossible d'ignorer que l'univers est incroyablement grand. Si vous regardez une galaxie dans l'oculaire de votre télescope ce soir, les photons frappant votre œil ont voyagé à la vitesse la plus rapide du monde: 300 000 km / s. Néanmoins, il leur a fallu 2,5 millions d’années à cette vitesse pour nous parvenir de la galaxie d’Andromède. Et cet objet est presque sur notre porte cosmique. 

  Bien entendu, la connaissance de notre propre galaxie, au sens primitif du terme, remonte à l’Antiquité. Le nom Voie lactée vient du latin via lactea, qui dérive de l'idée originale, le terme grec galaxías kýklos, «cercle laiteux». La bande de la Voie lactée visible dans notre ciel, principalement lors des soirées d'été et d'hiver, est la lumière non résolue de milliards d'étoiles se trouvant sur le plan de notre galaxie. 

  Mais ce n'est que depuis quelques décennies que nous avons compris que la Voie lactée est l'une des 100 milliards de galaxies de l'univers et que son disque s'étend sur environ 100 000 années-lumière. Il contient environ 400 milliards d'étoiles, bien que nous ne sachions pas exactement combien car les étoiles naines sont faibles et difficiles à voir sur de longues distances. Pendant des décennies, les astronomes ont cru que la Voie lactée était une simple galaxie spirale. Mais des études menées au cours de ce siècle ont montré que la Voie lactée était une spirale barrée et que notre Soleil et notre système solaire se situaient à quelque 26 000 années-lumière du centre, dans l'un des bras de la galaxie. 

  La Voie Lactée consiste en un disque brillant, un plateau d’étoiles et de gaz qui tourne lentement et contient la plupart des étoiles que nous voyons. Notre Soleil tourne autour du centre de la galaxie une fois tous les 220 millions d'années, ce qui signifie que nous avons effectué une rotation autour du centre de la galaxie environ 20 fois depuis la formation du système solaire. Au loin, au centre de la galaxie, se trouve un trou noir supermassif contenant environ 4,3 millions de fois la masse du Soleil. Les astronomes ont récemment découvert que les trous noirs supermassifs au centre des galaxies sont la norme. Presque toutes les galaxies, à l'exception des nains, en ont. 

  Le disque de la galaxie est encapsulé par un halo d'un petit nombre d'étoiles, avec d'énormes sphères d'étoiles anciennes appelées amas d'étoiles globulaires et une grande enveloppe de matière noire. Les astronomes ne savent pas encore en quoi consiste la matière noire, mais ils savent qu’elle est là en raison de son influence gravitationnelle sur la matière visible qu’ils peuvent observer. 
  
  Le groupe local

  La voie lactée n'est pas seule dans le cosmos. Il appartient à un groupe d'au moins 54 objets appelé le groupe local de galaxies, un nom que Hubble a donné à ce nuage d'objets local alors qu'il cartographiait le cosmos proche. Les principaux membres du groupe local sont la Voie lactée, la galaxie d’Andromède et la galaxie du moulin (M33). Mais chacune de ces trois grandes spirales a aussi un nuage de galaxies. Les satellites de la Voie lactée comprennent les grands et petits nuages ​​de Magellan, visibles à l'œil nu dans l'hémisphère sud, ainsi que de nombreuses galaxies naines. Le diamètre du groupe local est d'environ 10 millions d'années-lumière, soit environ 100 fois le diamètre de la voie lactée. 

  

  La galaxie Whirlpool de Canes Venatici, une autre galaxie située près de la Grande Ourse, porte également le nom de M51 et constitue une cible de choix pour le télescope. Une paire de galaxies en interaction, le Whirlpool, est passée devant un petit intrus, NGC 5195, qui tire des matériaux d'un des bras spiraux de la plus grande galaxie. La paire se trouve à 23 millions d'années-lumière et le disque de M51 s'étend sur 60 000 années-lumière.

  Tony Hallas

  Et en nous dirigeant vers l'univers plus profond, nous rencontrons plus d'exemples de ces 100 milliards de galaxies. Ces îles majestueuses d'étoiles et de gaz existent dans des groupes, comme notre groupe local, mais également dans de plus grands assemblages appelés grappes et de très grands assemblages appelés superamas. En dépit de l'expansion globale de l'univers, ce qui signifie que la plupart des galaxies s'éloignent les unes des autres à mesure que le cosmos grandit, la gravité maintient de plus en plus de galaxies liées les unes aux autres au cours de leurs voyages. Notre groupe local, par exemple, est membre du groupe de galaxies de la Vierge, ainsi nommé parce que son centre richement peuplé se situe dans la constellation de la Vierge dans notre ciel. 
   

  La grappe de la Vierge contient au moins 1 500 galaxies et est centrée à 54 millions d'années-lumière de la Terre. Vous pouvez voir certaines des galaxies les plus brillantes près du cœur du groupe de la Vierge dans des télescopes amateurs, dans un tableau appelé chaîne de Markarian. Cette gamme de galaxies contient des galaxies elliptiques supermassives telles que M49, M84, M86, M87 et autres, ainsi qu’une variété de galaxies spirales. Pour les astronomes de l’arrière-cour, ce terrain de jeu de types de galaxies est l’un des secteurs du ciel les plus fascinants. Il est plus visible lors des soirées de printemps par temps clair et sans lune. 

  La plupart des galaxies de la Vierge Cluster contiennent des trous noirs supermassifs dans leurs centres. M87 est un bon exemple. Alors que le trou noir central de la Voie Lactée pèse 4,3 millions de masses solaires, le colossal trou noir de M87 contient une masse estimée de 5 à 7 milliards de soleils, environ 1 000 fois plus massive que la nôtre. M87 est l’une des plus grandes galaxies de notre monde - c’est ce que l’on appelle une galaxie cD, synonyme de dominante centrale, et elle a «mangé» de nombreuses petites galaxies qui l’entouraient jadis. C'est ce que font les galaxies massives: elles consomment leurs partenaires de voisinage. 
  
  Superamas

  Une grappe contenant 1 500 galaxies est une chose, mais il existe également des assemblages beaucoup plus vastes de galaxies. La grappe de la Vierge elle-même est membre du soi-disant superamastre de la Vierge, ou superamas locaux, qui contient des milliers de galaxies à une échelle encore plus grande. Le superamas de la Vierge abrite notre Voie lactée, le groupe local, le groupe de la Vierge et, au total, une centaine de groupes et de groupes de galaxies. Ce cadre incroyablement vaste couvre environ 110 millions d'années-lumière et fait partie des 10 millions de superamas qui composent le cosmos dans son ensemble. 

  Malgré le grand nombre de galaxies présentes dans le superamas de la Vierge, les astronomes savent maintenant que la majeure partie de l'espace de ce volume est essentiellement vide et constituée de grands vides. Les diamètres de ces vides vont de dizaines à des centaines de millions d'années-lumière. Les chaînes filamentaires des galaxies tournent autour des vides sombres. Sur les grandes échelles, les galaxies en amas et superamas sont comme des bulles de savon, les galaxies recouvrant les surfaces et les vides se trouvant entre les deux. 

  À la fin des années 1980, les astronomes avaient identifié la Grande Muraille, une nappe de galaxies mesurant 500 millions d'années-lumière. Plus récemment, le Sloan Digital Sky Survey a révélé la Sloan Great Wall, un assemblage de galaxies au moins deux fois plus grandes que la Grande Muraille, qui couvre une longue dimension de quelque 1,4 milliard d'années-lumière. 

  

  M83, une magnifique galaxie spirale barrée dans la constellation méridionale de Hydra, est souvent appelée la galaxie des moulins à vent du sud. Elle ressemble à la Voie Lactée dans son ensemble mais est considérablement plus petite, ne couvrant que 60 000 années-lumière. Hubble a capturé ce portrait en gros plan du centre de M83, qui flotte majestueusement dans l'espace à environ 15 millions d'années-lumière.

  NASA, ESA et l’équipe Hubble Heritage (STScI / AURA)

  Lorsque les astronomes ont découvert de plus en plus de galaxies lointaines, ils ont constaté qu’une masse importante semblait tirer sur l’univers local, nous entraînant dans la direction des constellations méridionales Triangulum Australe et Norma. Appelée le Grand Attracteur, cette anomalie, distante de 200 millions d'années-lumière, laisse les astronomes perplexes. Ils ont finalement découvert qu'une masse encore plus importante dans cette direction nous entraînait. Cette structure de mammouth, appelée le superamas de Shapley, se trouve à 650 millions d'années-lumière et contient la plus grande concentration de galaxies de notre partie locale du cosmos. 
  
  La grande image
   

  D'autres découvertes surprenantes ont également eu lieu. En 2014, les astronomes ont identifié un nouveau superamas basé sur les mouvements relatifs des galaxies analysées de manière plus sophistiquée que jamais. Les astronomes de l'Université d'Hawaï ont conclu à l'existence du superamas de Laniakea et l'ont baptisé du nom hawaïen du mot «immense ciel». 

  Laniakea, parfois aussi appelé le superamas local, contient environ 100 000 galaxies, y compris le groupe local et la voie lactée. Cet amas massif et tous ses membres voyagent ensemble dans l'espace, mais toutes les galaxies qu'il contient ne sont pas liées gravitationnellement. Certains vont se séparer du reste du cluster à mesure que le temps passe. 

  Le superamas de Laniakea comprend quatre composants principaux: le superamas Vierge, le superamas Hydra-Centaurus, le superamas Pavo-Indus et le superamas Sud. Globalement, Laniakea contient environ 500 amas et groupes de galaxies. Et autour de Laniakea dans l'univers local se trouvent d'autres superamas de galaxies - le superamas de Shapley, le superamas de Hercules, le superamas de Coma et le superamas de Persée-Poissons. Chacune de ces structures contient des centaines d'amas de galaxies et est reliée par le tissu de structure cosmique. 

  Et à partir des années 1980, les astronomes ont trouvé des preuves de structures encore plus grandes que les superamas. Au début, les objets maintenant appelés grands groupes de quasars (LQG) déroutaient les astronomes. En 1982, l'astronome écossais Adrian Webster découvrit ce qui allait devenir le Webster Large Quasar Group, une collection de cinq quasars s'étendant sur 330 millions d'années-lumière. Maintenant, près de deux douzaines de LQG sont connus. Une structure connue sous le nom d'Huge LQG contient 73 quasars sur un diamètre d'environ 4 milliards d'années-lumière. Cette structure massive, rejetée par certains astronomes, pourrait tenir le titre comme la plus grande collection de matières connexes dans le cosmos. 

  Vraiment, l'univers est si grand qu'il est difficile à comprendre. D'une part, l'énormité de l'univers nous fait nous sentir petits. Nos vies brèves se déroulent si rapidement et nous disparaissons, ignorant pour la plupart le cosmos incroyablement grand qui nous entoure. Mais le fait que nous soyons sensibles, que nous puissions méditer sur les étoiles et les galaxies éloignées de nous, fait de la vie dans l'univers une chose vraiment incroyable. Et nous commençons à peine à connaître le monde immense des galaxies.

  Hubble Legacy Archive, ESA et NASA

  Perseus A, également appelé NGC 1275, est une galaxie éruptive située au cœur du cluster de Perseus, composé de quelque 1 000 galaxies situées à environ 240 millions d'années-lumière. Le membre dominant du groupe Perseus, Perseus A, est une galaxie de Seyfert avec un noyau actif, alimenté par un trou noir de 340 millions de masse.

  Source: http://www.astronomy.com/
  Lien: http://www.astronomy.com/magazine/2019/02/a-universe-of-galaxies?utm_source=asyfb&utm_medium=social&utm_campaign=asyfb&fbclid=IwAR10eWQLs0Fj-TMv3vYjMp-sjarsNd8pMfIzTLnX_Sv5MJlO_fTrodsyyaM

  solaire en son noyau.

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  LE 8.11.2019: Actualité de la météo,de l'astronomie et de la science/ Un guide de notre quartier galactique.

  • Par dimitri1977
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  Un guide de notre quartier galactique

  La Voie lactée et Andromède dirigent une collection hétéroclite de quelques dizaines de galaxies.

  Par Richard Talcott  | Publié: vendredi, 22 février 2019

  

  La galaxie d’Andromède (M31) est le plus grand membre du groupe local. Cette vue montre les bras spiraux poussiéreux qui composent son disque et son renflement galactique jaunâtre. Notez également deux de ses galaxies satellites: M32 (à gauche du centre) et NGC 205 (en bas à droite).

  Hunter Wilson

  Il y a un siècle, la plupart des astronomes croyaient que notre galaxie était l'univers entier. Cela a brusquement changé en 1923 lorsque l'astronome américain Edwin Hubble a découvert des étoiles variables céphéides dans la grande «nébuleuse spirale» de la constellation d'Andromède. Parce que les périodes de ces étoiles sont en corrélation avec leurs luminosités, Hubble pourrait en déduire leurs distances. Il a conclu que les étoiles - et la nébuleuse spirale à laquelle elles appartiennent - doivent se trouver bien au-delà de la Voie Lactée.

  Cette galaxie spirale, maintenant connue sous le nom de galaxie d’Andromède (M31), partage de nombreuses caractéristiques avec la nôtre. Les deux sont des galaxies spirales barrées avec des centaines de milliards d'étoiles et de disques couvrant plus de 100 000 années-lumière. Et bien que les astronomes aient longtemps pensé que M31 surpassait deux ou trois fois la Voie lactée, des études récentes laissent penser que les deux pourraient avoir des masses similaires.

  Ces deux géants - voisins cosmiques distants de 2,5 millions d'années-lumière - ancrent notre groupe local de galaxies. Cette collection gravitationnellement liée couvre environ 10 millions d'années-lumière et contient plus de 54 membres. Du moins, c'est le nombre d'astronomes détectés jusqu'à présent. La découverte de petites galaxies assombries taxe même les plus grands télescopes de la Terre. Il est donc probable que de nombreuses autres se cachent à l'ombre de leurs grands frères. Trouver ces compagnons à faible luminosité et étudier leurs interactions avec leurs frères et sœurs aidera les astronomes à comprendre l’évolution et le destin ultime de notre galaxie natale.
  
  Les rois et leur cour

  Après M31 et la Voie Lactée, il y a une grosse baisse de taille. Le troisième membre en importance du groupe local, la galaxie du pinwheel (M33), ne représente que le dixième de la taille de ses grands voisins. Située à quelque 2,75 millions d'années-lumière de la Terre à Triangulum, M33 est la seule spirale sans barres du groupe Local. Certains astronomes soupçonnent qu’il s’agit d’un compagnon ou même d’une galaxie satellite d’Andromède.

  Il ne fait aucun doute que le quatrième plus gros composant du groupe local, le Grand nuage de Magellan (LMC), est une galaxie satellite à la nôtre. À une distance de 160 000 années-lumière, il ressemble à l'œil nu à un morceau détaché de la Voie lactée. Le LMC réside à la frontière entre Dorado et Mensa et ne se lève jamais pour les observateurs des latitudes nord-nord. Classée comme une galaxie irrégulière, la LMC détient environ un cinquième de la masse de M33.

  

  Le troisième membre en importance du groupe local, la galaxie du pinwheel (M33), réside dans la constellation du Triangulum. Il ne représente qu'environ un dixième de la taille de la galaxie d'Andromède et de la Voie lactée.

  Tony Hallas

  Pour chacun de ces membres massifs, le groupe local héberge plus d'une douzaine de galaxies naines. Beaucoup se promènent autour des membres les plus gros comme des papillons de nuit autour d'un réverbère. La galaxie Andromède héberge au moins 15 galaxies satellites, dont deux (les petits elliptiques M32 et NGC 205) qui apparaissent au travers de télescopes situés dans la cour arrière dans le même champ de vision que leur hôte. La Voie lactée compte plus d'une douzaine de satellites, notamment le LMC et son voisin, le Petit nuage de Magellan (SMC), à Tucana. Curieusement, M33 n’a pas de satellite confirmé.
   

  Loin des grandes galaxies et de leur entourage, plusieurs autres petites galaxies semblent être indépendantes du point de vue de la gravitation. La plupart d'entre elles sont obscures et les astronomes ont du mal à les faire sortir des étoiles au premier plan de la Voie Lactée. Les membres les plus externes du groupe local semblent être Sextans A et Sextans B, une paire de minuscules galaxies irrégulières situées à environ 4,35 millions d'années-lumière.
  
  Un microcosme cosmique

  Le groupe local présente un défi familier à la plupart des scientifiques: les gros objets sont plus faciles à trouver et à analyser que leurs petits cousins ​​plus omniprésents. Par exemple, les biologistes peuvent observer et étudier les éléphants plus facilement que les créatures microscopiques qui les dépassent un million de fois. Les astronomes stellaires n'ont aucun problème à voir des étoiles massives et très lumineuses à travers la galaxie, mais ils doivent chercher en profondeur pour découvrir des nains rouges plus petits et plus faibles qui constituent 75% de la Voie lactée. Parmi les 100 étoiles les plus brillantes du ciel nocturne, seules cinq font également partie des 100 plus proches. Et aucun nain rouge ne brille assez pour pouvoir le voir à l'œil nu.

  Pour les astronomes galactiques, le groupe local constitue un laboratoire presque parfait pour explorer les galaxies les plus petites et les plus communes. Notre collection de quartiers comprend trois spirales, deux elliptiques, neuf irréguliers (y compris le LMC et le SMC) et au moins 40 galaxies naines elliptiques, naines irrégulières et sphéroïdales naines. Pour vraiment comprendre l'univers dans son ensemble, les scientifiques doivent étudier ces abondantes galaxies naines et leur relation avec leurs rares maîtres.

  

  La galaxie irrégulière du nain Sagittaire est le feu follet de la lumière bleuâtre au centre. Il se trouve à environ 3,4 millions d'années-lumière de la Terre.

  ESO / M. Bellazzini et al.

  Fantôme dans la machine
   

  Pour ce faire, les astronomes souhaiteraient un inventaire complet du groupe local. Ce n'est pas aussi facile que cela puisse paraître. Toute galaxie inconnue devrait être ultrafaint, étalée si finement qu'elle se fondrait dans le ciel ou se cacher derrière le disque poussiéreux de la Voie lactée.

  En novembre 2018, une équipe d'astronomes a annoncé la découverte d'une galaxie vérifiant toutes ces cases. Nommé Antlia 2, ce nouveau membre du groupe local est un satellite de la Voie lactée que les chercheurs ont surnommé une «galaxie fantôme». C'est une description pertinente. L'objet est un nain géant, si cela a du sens. Bien que son diamètre soit similaire à celui du LMC, il émet 10 000 fois moins de lumière. Il semble beaucoup trop sombre pour sa taille ou beaucoup trop grand pour sa luminosité.

  L’équipe, dirigée par Gabriel Torrealba de l’Institut d’astronomie et d’astrophysique de Taipei (Taiwan), a découvert Antlia 2 en fouillant dans les données du satellite Gaia de l’Agence spatiale européenne. Lancé en décembre 2013, Gaia a créé un catalogue d'étoiles contenant des mesures de haute précision de près de 1,7 milliard d'étoiles.

  Les chercheurs ont examiné les données à la recherche d'étoiles RR Lyrae - des cousins ​​de plus faible luminosité aux variables céphéides que Hubble avait utilisées pour découvrir la nature galactique de M31. Les RR Lyraes sont de vieilles étoiles avec peu d'éléments lourds que l'on trouve dans les plus jeunes comme le Soleil. Comme ils apparaissent dans tous les satellites nains connus de la Voie lactée, l’équipe les a recherchés comme traceurs pour des nains non détectés auparavant.

  Antlia 2 soulève de grandes questions pour un nain. Sa faible masse est typique des galaxies satellites, mais son grand volume ne l’est pas. Bien que les forces de marée provenant de la Voie lactée devraient dépouiller les étoiles de la galaxie et lui faire perdre de la masse, le processus devrait faire en sorte que le volume d’Antlia 2 diminue et ne grossisse pas. «Antlia 2 est un boulet bizarre», a déclaré Matthew Walker, membre de l'équipe de Carnegie Mellon University. "Nous nous demandons si cette galaxie n'est que la partie émergée d'un iceberg et si la Voie Lactée est entourée d'une importante population de nains presque invisibles, similaires à celle-ci."

  

  Contrairement à la plupart des galaxies naines irrégulières du groupe local, NGC 6822 contient de nombreuses étoiles bleues massives et les régions formant des étoiles rougeâtres qui les donnent naissance.

  Équipe d'étude des galaxies de groupes locaux / NOAO / AURA / NSF

  Bien qu'Antlia 2 se trouve actuellement à quelque 425 000 années-lumière du centre de la Voie lactée, son orbite la rapproche de 150 000 années-lumière. Cependant, cela devrait être encore assez éloigné pour garder le nain intact pendant plusieurs milliards d'années.

  Mais tous les satellites de la Voie Lactée n'auront pas cette chance. L'un de ceux-ci, connu sous le nom de sphéroïde nain du Sagittaire, a traversé le disque de notre galaxie à plusieurs reprises et se dissout progressivement en un flot d'étoiles lorsque les marées de la Voie lactée le séparent. Le centre de cette galaxie se situe à environ 82 000 années-lumière du centre de la Voie lactée. Le Canis Major Dwarf est encore plus proche (à 42 000 années-lumière) et également perturbé. Finalement, notre galaxie consommera ces satellites et de nombreux autres, faisant croître la Voie lactée tout en réduisant le nombre de ses compagnons.
  
  Une collision magellanique

  Bien sûr, une bataille entre la voie lactée poids lourd et une galaxie satellite poids mouche ne peut se terminer que dans un sens. Mais que se passe-t-il lorsque deux autres combattants égaux s'affrontent? Vous vous retrouveriez probablement avec quelque chose comme les nuages ​​de Magellan: des galaxies de forme irrégulière connaissant beaucoup de formation d'étoiles.

  L'astronome Sally Oey de l'Université du Michigan a dirigé une équipe internationale qui a utilisé les données de Gaia pour étudier les mouvements de 315 étoiles dans le SMC. En octobre 2018, les scientifiques ont annoncé que les étoiles situées dans la partie sud-est du SMC s'éloignaient de la masse de la galaxie pour se diriger vers le LMC. Des modèles informatiques montrent que les deux galaxies se sont probablement heurtées il y a quelques centaines de millions d'années.

  Ces deux guerriers de poids moyen vont probablement se rencontrer encore et encore, pour finalement se fondre dans une seule galaxie. Mais la bataille ultime du groupe local se jouera lorsque ses deux poids lourds entreront en collision. Les observations montrent que M31 est sur une trajectoire de collision avec la Voie Lactée. Les galaxies massives feront une passe proche dans un peu moins de 4 milliards d’années. De fortes forces de marée les déformeront tous les deux, transformant leurs disques ordonnés en éclaboussures de gaz et d’étoiles. Deux à trois milliards d'années plus tard, ils vont enfin fusionner en une seule et même galaxie elliptique que les astronomes ont surnommée Milkomeda.

  M33 sera probablement en orbite pendant un certain temps avant que les galaxies combinées ne tombent elles aussi sous leur charme gravitationnel. Les autres galaxies du groupe local feront de même, mais il faudra peut-être des dizaines de milliards d’années avant qu’elles ne fusionnent.

  Avec quelques milliards d'années de temps libre, les futurs astronomes devraient avoir une bonne idée du groupe local et de ses membres, et s'en servir comme pierre angulaire pour mieux comprendre l'évolution de l'univers. Pas un mauvais héritage pour une collection hétéroclite de quelques dizaines de galaxies.

  Marco Lorenzi

  Le grand nuage magellanique, la plus grande galaxie satellite de la Voie lactée, se trouve à 160 000 années-lumière. La nébuleuse rouge Tarantula (à gauche) est la plus grande région connue pour la formation d'étoiles dans le groupe local.

  Source: http://www.astronomy.com/
  Lien: http://www.astronomy.com/magazine/2019/02/welcome-to-the-neighborhood?utm_source=asyfb&utm_medium=social&utm_campaign=asyfb&fbclid=IwAR1A7_g9XNDLYFL2Sr_UfLURUV6Rtj-NLRaqsJUYMlkMUOkarcHcnuMY-YI

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