Du ciel et de la terre

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Photographie de Vesta prise par Hubble en 1996. A droite la modélisation faite à partir du cliché.

Vesta, du nom de la déesse romaine de la santé, est le troisième plus gros astéroïde de la ceinture du même nom, après Ceres et Pallas. D’un diamètre de 578 X 560 X 458 km, il peut même être visible dans certaines conditions à l’oeil nu.

 

Découvert par l’astronome allemand Olbers en 1807, il fait le tour du soleil en 3.63 années à une distance moyenne de 2.37 unités astronomiques (une UA égale la distance moyenne Terre Soleil soit 150 millions de km). La journée de Vesta dure 5.43 heures.

 

Au niveau du pôle sud de Vesta on peut voir la trace d’une gigantesque collision remontant à un milliard d’années. En sont nés de nombreux débris qui accompagnent Vesta dans son orbite et certains éjectas ont franchi l’espace pour tomber sur la Terre. La météorite de Tatahouine est réputée provenir de Vesta.

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Plan large : 910 x 565 pixels

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Vesta est donc un astéroïde rocheux semblable à notre Lune. Mais, vue de la Terre, sa surface semble bien moins altérée que celle de notre satellite.

 

Des astronomes ont fait une expérience en irradiant une roche basaltique du même type que celles de Vesta pour simuler le vent solaire et l’action de ses ions et électrons.

 

Peu à peu, la roche originale prend l’aspect d’un cailloux lunaire.

 

Pour les scientifiques la préservation de la surface de Vesta s’explique par l’existence d’un champs magnétique autour de l’astéroïde. Le coeur de Vesta est donc encore actif…

 

Sources nombreuses pour cet article dont Imago Mundi.

Je vous invite à consulter pour plus de précisions sur les conditions de l’expérience et la forme du champs magnétique possible, l’article publié par l’Observatoire de Paris.

 

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Pour terminer cette journée voici un cliché pris par le satellite Envisat le 21/07/2006 de l’est méditerranéen. Outre la Turquie, sont facilement reconnaissables la Crète et l’Ile de Chypre. De quoi faire de beaux rêves…

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Source ESA

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Pour compléter la note du 26/03/2006, voici de nouveaux clichés pris par Hubble cette fois, de la comète Schwassmann Wachmann 3 P/73.

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En approchant du soleil, les fragments ont continué leur division. Les scientifiques en dénombrent maintenant une quarantaine qui deviennent à leur tour chacun une mini-comète.

 

P/73 croisera la Terre vers le 12 mai à une distance d’environ 30 fois celle de la Terre à la Lune et sera au plus proche du soleil le 7 juin. Par contre la probabilité d’une pluie d’étoiles filantes comme annoncée s’avère de plus en plus faible.

Cliquez “ici” pour visionner une vidéo montrant la division récente du fragment B.

L’analyse des particules issues du coeur de la comète déliquescente est riche d’enseignement car les comètes sont des fossiles des premiers âges de notre système solaire. Ce qui explique l’intéret que toute la communauté scientifique porte à Schwassmann Wachmann 3 moribonde.

Source Hubble NASA

 

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Ce cliché pris en 1999 par Hubble est très connu. Il nous montre la danse fusionnelle de deux galaxies NGC 2207 et IC 2163, situées à 140 millions d’années-lumière de nous dans la constellation du Grand Chien. Le processus a débuté il y a 40 millions d’années et se terminera dans 500 millions d’années par la fusion complète des deux galaxies.

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Ces deux galaxies ont été revisitées récemment par le télescope infrarouge Spitzer. Cette image est en fausses couleurs : en bleu les étoiles prises par Hubble dans le visible, en rouge les nuages de poussières révélés par l’infrarouge.

 

Les nuages de poussières s’alignent comme des perles le long des bras spiraux des galaxies. Le choc de la rencontre crée des bouleversements gravitationnels qui font s’effondrer les nuages de gaz et permettent ainsi la genèse de nouvelles étoiles qui viennent illuminer leurs cocons.

 

Tout à fait à gauche du masque, le point rouge lumineux émet à lui seul 5% de la lumière infrarouge totale de l’ensemble des galaxies. Les scientifiques de Spitzer estiment que la densité d’étoiles massives est telle dans cette région que leur entrecroisement serait à l’origine d’un trou noir.

 

Les jeunes étoiles se cachent derrière leur masque, les grands yeux bleu sont les bulbes de chaque galaxie. Mesdames les étoiles continuez la danse, le bal est ouvert.

 

Source : Spitzer NASA

 

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Avant d’aller plus loin, une définition s’impose : un sursaut gamma, Gamma Ray Burst (GRB) en anglais, est l’émission très courte (entre quelques micro-secondes et 100 secondes) d’un flux de rayonnement dans les ondes gamma (comme dans le visible mais correspondant à des énergies de plusieurs milliards de degrés).

Ce sont les évènements les plus violents de l’univers depuis le Big Bang.

Leur première détection date de 1967 par un satellite espion américain (Vela qui signifie chien de garde en espagnol) qui recherchait la trace de photons gamma et donc le suivi des essais nucléaires soviétiques.

Assez rapidement les scientifiques s’aperçurent que les sursauts gamma provenaient de distances lointaines et d’un peu partout de l’univers. On en détecte à peu près un par jour.

Évènements énigmatiques, jusqu’à présent, les sursauts gamma étaient reliés théoriquement à l’absorption d’un pulsar par un trou noir, ou à la collisions de deux étoiles à neutrons et plus récemment à la fin d’étoiles massives.

Un article publié par l’Observatoire de Paris vient apporter une explication nouvelle sur l’origine de certains sursauts gamma.

Pour en revenir à la théorie, les scientifiques estiment qu’une étoile supermassive sur dix mille meurt en libérant un sursaut gamma.

En reprenant les statistiques concernant les sursauts gamma reliés à une supernova avérée, une équipe d’astrophysicien franco-suisse de l’Observatoire de Paris et de l’université de Genève, s’est aperçue d’une coïncidence troublante.

A titre d’exemple, le 25 avril 1998 a été enregistré un sursaut gamma GRB980425 dans la galaxie ESO-184-G82. Cette galaxie est une spirale barrée éloignée de 125 millions d’années-lumière de nous.

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la galaxie ESO-184-G82 et la zone compacte d’étoiles massives

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(plan large)

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source ESA/Université de Copenhague

 

 

Ce cliché a été pris par Hubble le 12 juin 2000.

 

La supernova correspondante à GRB980425 provenait d’une zone calme de la galaxie mais située à 3000 années-lumière d’une région contenant beaucoup d’étoiles très massives dans un amas stellaire compact.

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Source Observatoire de Paris

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Plan large : 745 x 710 pixels

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Or cette même distance d’environ 3000 années-lumière d’une zone compacte d’étoiles massives étaient relevée sur les autres supernovae reliées à l’émission de sursauts gamma.

Quelle peut en être l’explication ?

Dans les amas compacts d’étoiles, le jeu des forces gravitationnelles est énorme.

Un peu comme dans un billard, il arrive que l’une d’entre-elles soit la cible particulière de ses soeurs. Elle subit le choc d’abord en se mettant à tourner très rapidement sur elle-même pour finir par être expulsée à très grande vitesse de son lieu de naissance.

L’étoile va ainsi traverser l’espace pendant deux ou trois millions d’années en parcourant 3000 années-lumière tout en tournant toujours sur elle-même et en laissant des traces de son passage. ( voir note du 22/01/2006 )

Elle va finir par s’effondrer sur elle-même dans une supernova en libérant un sursaut gamma.

Les chercheurs pensent que le sursaut gamma provient dans ce cas de la rotation rapide de l’étoile entraînant une asymétrie (une onde de choc) lors de la libération d’énergie finale.

J’ai été époustouflé par cet article car de l’observation statistique d’évènements énigmatiques naît une explication tout à fait logique et finalement assez simple d’un des aspects de ce mystère de l’univers.

Sources principales de cet article :

Planetastronomy ( le compte rendu des conférences astronomiques est très agréable à suivre)

Observatoire de Paris

 

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Nanedi Valles sur la carte locale de Mars

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L’image ci-dessous a été prise par la caméra haute résolution par la sonde spatiale européenne Mars Express le 3 octobre 2004 avec des détails de 18 m par pixels.

Nanedi Valles est un champs de vallées s’étendant sur 800 km du Sud Ouest au Nord Est situé par 6° Nord et 312° Est dans la région de Xanthe Terra au sud ouest de Chryse Planitia. La vallée sur cette image s’étend entre 800m et 5 km de large et s’enfonce de 500 m par rapport aux terrains environnants.

Les méandres font penser à une érosion due à un flot continu d’eau bien que certains scientifiques défendent la thèse d’un effondrement due à une circulation d’eau souterraine. Sur une telle distance et en voyant plusieurs méandres se rejoindre, la première hypothèse me semble la plus vraisemblable.

Toute cette région est une zone d’étude particulièrement intéressante pour de futures recherches géoligiques.

Sur ce cliché le nord se trouve à droite.

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Nanedi Valles (plan large)

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Source de cet article et des clichés : ESA/DLR/FU Berlin/G. Neukum

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Ici nous ne pouvons admirer les étoiles de l’hémisphère sud. Près la Croix du Sud, dans la constellation de la Carène, existe une nébuleuse appelée, vu sa forme, ” le trou de la serrure”.

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NGC 3324 dite le “trou de serrure”

Source NOAO/APOD

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Au coeur de cette nébuleuse, à près de 8000 années lumière de nous, est tapi un monstre stellaire : Eta Carinae.

 

Déjà en 1843, l’astronome John Herschel avait noté lors d’une escale au Cap de Bonne Espérance, un regain d’activité extraordinaire puisqu’elle était devenue la deuxième étoile la plus brillante du ciel après Sirius. Longtemps les savants crurent qu’ Eta Carinae était sujette à de longs sursauts d’une vingtaine d’années, mais moins impressionnants que celui de 1843.

 

Bien que cachée derrière son écrin de poussières, Eta Carinae divulgue ses secrets grace aux yeux perçants des télescopes en particulier infrarouges, car cette étoile est l’une des sources les plus puissantes en infrarouge de la galaxie.

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Eta Carinae vue en infrarouge par Chandra

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Intrinsèquement, Eta Carinae est 4 millions de fois plus lumineuse que le soleil pour une masse au moins cent fois plus grande. C’est une étoile double : 70 masses solaires pour l’une , 30 pour l’autre.

 

Les savants estiment qu’il y a deux mille ans, l’une des deux étoiles à fini de brûler son hydrogène pour entamer les éléments plus lourds. Elle est devenue une géante rouge. Lorsque les deux étoiles se rapprochent un peu plus dans leur danse orbitale, de fort vents stellaires sont échangés, ce qui a provoqué l’explosion de 1843 et l’expulsion dans l’espace d’une masse de matière calculée à 11 fois celle de notre soleil.

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Eta Carinae vue par Hubble (plan large)

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Les deux lobes vus sur ce cliché pris par Hubble ont été baptisé Nébuleuse Homunculus (NGC 3372). Ils s’étendent à la vitesse de 600 km/s sur près d’une année lumière de part et d’autre d’un anneau perpendiculaire de poussières et de gaz chauds.

 

Ce scénario de deux étoiles enlacées dans une danse de mort évoque SN1987A (voir note du 17/04/2006)

 

D’ici quelques centaines de milliers d’années, voire même seulement de milliers selon certains, le ciel austral va être illuminé des feux crépusculaires d’une supernovae. Sans danger vu la distance mais assurément spectaculaire : peut-être nos descendants pourront-ils lire leur journal dehors la nuit sous la lumière d’une étoile morte…

 

 

NB Sources nombreuses dont Imago Mundi. J’ai délibérément simplifié les données consultées pour écrire cet article.

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Depuis mon enfance, l’existence de la ceinture d’astéroïdes entre Jupiter et Mars m’a toujours fait rêver. Voici un article qui est venu réveiller ces souvenirs.

Le professeur Sean N. Raymond a publié une thèse en 2005 sur l’existence de planètes comme la nôtre dans d’autres systèmes solaires.

Lors d’une conférence d’astrobiologie à Washington, il s’est intéressé à l’histoire de notre système solaire.

Si dans un premier temps, les planètes possédaient une orbite quasi-circulaire autour du soleil, de profonds changements ont eu lieu au bout de 700 millions d’années.

Jusqu’à cette époque, il est théoriquement possible qu’une planète, baptisée Artemis, pouvait exister entre Jupiter et Mars, approximativement là où se trouve maintenant la ceinture d’astéroïdes.

Le professeur Sean N. Raymond, et son équipe, a réalisé des simulations de ce qu’était devenue Artemis à partir de la modification d’orbite de Jupiter.

Si Artemis était d’un tiers de masse terrestre, Mars était soit éjectée du système solaire, soit détruite par une collision, Mercure dans la plupart des cas finissant par plonger dans le Soleil.

Si Artemis avait une masse équivalente à celle de Mars, l’une ou l’autre était éjectée du système solaire, les autres planètes voyant leur orbite grandement modifiée.

Une planète comme Artemis n’était donc pas viable longtemps dans notre système solaire. Peut-être existe-t-elle toujours quelque part dans l’espace ?

La ceinture d’astéroïdes n’est pas le reliquat d’une hypothétique planète de la taille d’Artemis. Mais elle est le témoin des évènements mouvementés et des collisions qui eurent lieu à cette époque.

Sources de cet article :

Techno-Science

Sean N. Raymond Home page

article de 2003 simulations dans le système solaire

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Vue d’artiste de Phoenix Mars Lander (plan large)

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Dans la série des petites sondes peu onéreuses qui vont être envoyées vers Mars, la prochaine se nomme Phoenix Mars Lander.

 

Phoenix, car elle prend la succession de Mars Polar Lander qui s’était écrasée sur Mars en 1999.

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fusée Boeing Delta 2925

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Elle partira en août 2007 du Cap Canaveral en Floride à bord d’une fusée Boeing Delta 2925 pour un voyage de dix mois, avant de rejoindre le pôle nord martien pour une période minimum de 150 jours.

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Descente en parachute du Phoenix

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Sa mission principale : l’étude du sol et des glaces, des particules volatiles comme des corps organiques nécessaires à la vie.

 

Elle sera équipée d’un bras robotique pouvant creusé le sol gelé, d’un spectromètre de masse ainsi que d’un petit four destiné à l’analyse des échantillons prélevés.

 

Sa caméra haute résolution, construite sur un mât de deux mètres, prendra des clichés couleurs, 3 D et en perspective des alentours.

 

Son autre activité sera météorologique. Elle étudiera l’atmosphère jusqu’à vingt kilomètres de hauteur. Les scientifiques attendent particulièrement beaucoup du printemps où une masse importante de glace s’évapore pour former des nuages.glacés.

 

Elle récoltera donc des données sur la formation des nuages, leur durée, et sur les brouillards et autres tempêtes de poussières.

 

Beaucoup de sondes se sont détruites lors de la traversée de l’atmosphère martienne, d’où l’apparition d’”air-bags” sur les dernières posées. Cliquez “ici” pour visionner une simulation impressionante de l’arrivée du Phoenix sur Mars.

 

Souhaitons bon vol au Phoenix…

 

Sources de l’article :

 

Techno-Science

 

Flashespace

 

Phoenix Mars Lander

 

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Ma’adim Vallis (plan large)

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Source : ESA/DLR/FU Berlin

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Ce cliché de Ma’adim Vallis a été pris par la sonde Mars Express de l’ESA, la résolution est de 16 m par pixel.

Cette vallée s’étend sur près de 900 km. Elle prend sa source dans le bassin d’impact Eridana et se termine dans le cratère de Gusev. Elle atteint à certains endroits 2 km de profondeur pour une largeur moyenne de 5 km pouvant aller jusqu’à 20 km.

 

Le cratère de Gusev abrite le robot Spirit qui vient d’établir son quartier d’hiver sur une pente pour recharger ses batteries. Une de ses six roues est apparemment inutilisable. L’autre robot Opportunity vient lui de quitter le cratère Erebus (400 m de large) pour se diriger vers le cratère Victoria (800 m de large).

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Opportunity en route vers le cratère Victoria (plan large)

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Source : JPL/NASA

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Pour en revenir à Mars Express, la sonde de l’ESA a à son bord un spectromètre observant dans le visible et l’infrarouge, baptisé OMEGA. Son but est l’analyse de la présence d’eau et des minéraux de la planète. Sur Terre, l’instrument est placé sous l’autorité du professeur Jean-Pierre Bibring de l’Institut d’Astrophysique à Orsay. Celui-ci vient de publier un article dans la revue américaine Science renouvelant l’étude de l’histoire géologique de Mars.

 

Jusqu’à présent, après observation, comme sur la Lune, du nombre des cratères de la planète (plus un terrain est ancien, plus il est cratérisé), l’histoire de Mars se divisait en trois périodes : la plus ancienne le Naochien, puis l’Hesperien et enfin l’Amazonien.

 

Le professeur Bibring, au vu des résultats apportés par OMEGA, propose une nouvelle classification historique de Mars fondée sur sa minéralogie et son interaction avec l’eau.

 

Le Siderikian est la période la plus récente et la plus longue. Elle commence il y a 3.8 milliards d’années. La fameuse couleur rouge de Mars provient de la lente altération des matériaux en contact avec l’atmosphère et son oxygène même présente en quantité tenue, plutôt que due à l’action de l’eau.

 

L’ère la plus ancienne, entre 4.5 et 4.2 milliards d’années, est le Phyllosian (pour phyllosilicates). L’atmosphère de Mars est alors chaude et humide. C’est à cette époque que les conditions étaient les plus favorables à l’éclosion de la vie. Les grandes quantités d’eau disponibles ont permis la formation sur de longues périodes d’argiles.

 

Elle a été suivie par l’ère Theiikian, entre 4.2 et 3.8 milliards d’années. Elle voit de grandes éruptions volcaniques produitent des sulfates qui au contact de l’eau donnent des pluies acides. L’eau, quand à elle, s’est soit volatilisée dans l’espace, soit enfouie dans les profondeurs du sol. Mars prend son aspect froid et désolé actuel.

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Source IAS/OMEGA/ESA (plan large)

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Cette carte montre la répartition des éléments minéraux hydratés à la surface de Mars. En rouge les phyllosilicates, en bleu les sulfates, en jaune les autres minéraux hydratés.

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La région de Marwth Vallis (plan large)

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Source IAS/OMEGA/ESA

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A gauche la carte de Marwth Vallis a été établie par l’instrument MOLA de la sonde Mars Global Surveyor. A droite ont été rajouté les zones de minéraux hydratés détectés par OMEGA. Flèche rouge, elles ne se trouvent pas dans la vallée mais sur les flancs des cratères érodés.

 

Dans les vallées, l’eau n’a pas coulé suffisament longtemps pour modifier les minéraux locaux.

 

De nombreuses questions subsistent au vu de la présentation du professeur Bibring.

 

Nous ne connaissons pas l’histoire géologique ancienne de notre Terre, le sol étant constamment renouvelé. Il est donc impossible de savoir si dans ces premiers temps une forme de vie fut possible.

 

D’autre part, les zones argileuses ont bien pu se former sous la surface.

 

Les grandes vallées qui ont transporté des quantités phénoménales d’eau ne l’ont fait que sur des périodes trop courtes, géologiquement parlant pour permettre l’éclosion d’une vie durable comme sur Terre. Par contre cette érosion a mis à jour les zones argileuses qui ont pu conserver intactes les traces d’une vie organique originale.

 

C’est donc vers ces zones que seront dirigés de futurs robots martiens.

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Sources ESA/OMEGA/HRSC (plan large)

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Sources de cet article :

 

ESA

 

NASA/JPL/Rovers martiens

 

Flashespace

 

Futura-sciences

 

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