Du ciel et de la terre

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La première carte de Noël arrive. Elle nous est envoyée par l’équipe du Hubble Heritage Team. Dirigeons-nous vers la Constellation des Poissons.

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Les environs de M74, Crédit image : NASA, ESA, Digitized Sky Survey 2

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Plan large : 1 016 x 1 024 pixels

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Plan original : 1 280 x 1 290 pixels

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Cette galaxie spirale parfaitement visible de face, se trouve à 32 millions d’années lumière de nous. Elle est à la tête d’un groupe local d’une demi-douzaine de galaxies. Comprenant environ 100 milliards d’étoiles, elle est légèrement plus petite que notre Voie Lactée.

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Découverte en 1780 par l’astronome français Pierre Méchain, Messier l’ajouta à son catalogue quelques semaines plus tard sous le numéro 74. Répertoriée aussi sous NGC 628, elle a été surnommée par les astronomes amateurs la « galaxie fantôme » devant la difficulté de la trouver à l’aide de leurs petits télescopes, M74 étant l’objet le moins lumineux du catalogue Messier.

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Voici maintenant le travail réalisé par l’équipe du télescope spatial Hubble entre 2003 et 2005.

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M74 : Crédit image : NASA, ESA, Hubble Héritage Team

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Plan large : 1 024 x 788 pixels

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Plan original : 1 600 x 1 200 pixels

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Cette image est composite au travers des spectres du visible, de l’infraouge, de l’hydrogène ionisé et combinée à des données enregistrées par le Canada France Hawaï Telescope et le Gemini Nord, lui aussi installé à Hawaï.

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Les bras spiraux émanent du noyau central bien symétriquement et sont parsemés d’amas de jeunes étoiles bleues. Comme des décorations sur une couronne de Noël, ils sont ponctués de bulles roses. Ce sont de grands nuages d’hydrogène ionisé par le souffle de toutes jeunes étoiles en formation. Les astronomes les appellent région HII.

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Source : The european homepage for the NASA, ESA, Hubble Space Telescope

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Le professeur Andrew Coates, chercheur à l’UCL du Mullard Space Science Laboratory, vient de signer un article dans les Geophysical Research Letters du 28 novembre 2007, en compagnie de F. Crary, G. Lewis, D.Young, J. Waite Jr et E. Sittler Jr. Les savants ont repris les enregistrements réalisés par le spectromètre installé sur la sonde Cassini lors de 16 de ses passages rapprochés au-dessus de la plus grosse lune de Saturne : Titan (5 150 km de diamètre).

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A la grande surprise des scientifiques, ils ont découvert la présence dans la haute atmosphère de Titan d’ions négatifs. Présence inattendue car l’atmosphère de Titan manque d’oxygène. Elle est principalement composée d’azote et de méthane. Ces ions négatifs ont mille fois la masse de l’hydrogène. Ils sont les maillons sur lesquels peuvent s’accrocher des atomes de carbone supplémentaires et former ainsi des hydrocarbures aromatiques polycycliques, les molécules de bases pour les toutes premières formes de vie.

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Nous les avons souvent rencontrées ces molécules, au fil des articles, dans l’espace, par exemple dans les disques de poussières entourant les jeunes étoiles, ou, sur Terre, sur les grilles refroidies de nos barbecues et dans les gaz d’échappement des voitures. Pour les chercheurs, il est probable que ces ions, nés dans la haute atmosphère, lorsqu’ils se rapprochent de la surface, forment la brume épaisse qui cache Titan aux regards. C’est d’ailleurs de la déception des scientifiques, lorsque la sonde Voyager en 1980 leur montra cette brume, que naquît le projet Cassini et son aterrisseur Huygens.

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Titan et le pôle sud de Saturne, crédit image : NASA, JPL, Space Science Institute

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Plan large : 956 x 1 024 pixels

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Pour illustrer cet article, régalons-nous de ce cliché pris par la sonde Cassini le 26 décembre 2005, lorsqu’elle se trouvait à 26 000 kilomètres de Titan. Il est réalisé au travers de filtres qui reconstituent, en couleurs, ce que pourrait enregistrer un oeil humain. Titan se présente sur fond de Saturne dont nous pouvons voir le pôle sud illuminé par le Soleil.

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Source principale : site Cassini-Huygens, NASA

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Nous avons déjà évoqué ici des étoiles se déplaçant très rapidement en train de quitter la Voie Lactée. Ce soir nous allons rencontré la championne de vitesse toutes catégories confondues. Son dossard est RX J0822-4300.

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Un article paru le 20 novembre dans l’Astrophysical Journal lui est consacré. Il est signé par Frank Winkler du Middlebury College (Vermont) et Robert Petre du Goddard Space Flight Center (NASA). Les astronomes ont utilisé, à trois reprises sur un durée de cinq ans, le télescope spatial Chandra rayons X pour observer les vestiges d’une supernova : Puppis A. Comme son nom l’indique, elle est située dans la Constellation de la Poupe à une distance d’environ 7 000 années lumières. L’explosion d’une étoile massive, il y a 3 700 ans, a engendré une étoile à neutrons très dense, RX J0822-4300.

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Puppis A Crédit image : NASA, Chandra, ROSAT, NOAO et autres

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Plan large : 906 x 564 pixels

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L’image ci-dessus des rémanents de Puppis A est composée. A partir des enregistrements dans la lumière visible réalisés par le télescope de 0,9 mètres du Cerro Tololo Inter-American Observatory, ont été juxtaposées les données du télescope spatial rayons X : ROSAT, en rose. Dans l’encadré est figuré le déplacement de RX J0822-4300 entre 1999 et 2005.

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A cette distance le déplacement apparent de l’étoile à neutrons pendant ces cinq années est équivalent au diamètre d’une pièce par rapport à la taille d’un terrain de football. Après calculs, les astronomes annoncent une vitesse réelle de l’étoile un peu inférieure à 5 millions de km/h ! D’autres étoiles ont déjà été repérées en train de s’enfuir de notre galaxie, mais jamais à de telles vitesses. Dans leur cas, il semble que leur accélération soit due à une interaction gravitationnelle avec le trou noir central galactique.

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RX J0822-4300 a déjà parcouru 20 années lumière ! Il lui faudra pour quitter notre Voie Lactée, vu son diamètre, encore quelques millions d’années. Bien sur un tel phénomène interpelle les chercheurs. Il arrive que l’explosion d’une supernova ne soit pas symétrique, ce qui implique un effet de fusée à l’étoile. Les modèles théoriques sont pour l’instant incapables d’expliquer l’hyper-vitesse de l’étoile à neutrons, ni son manque apparent de pulsations. La question est posée : quel « canon » a-t-il permis de tirer un tel « boulet » cosmique ?

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Source : site Chandra X-Ray Observatory

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Saturne, Mimas, Epimetheus, Crédit image : NASA, JPL, Space Science Institute

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Plan large : 1 020 x 916 pixels

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Ce soir retour vers Saturne car j’aime beaucoup l’angle de vue de ce cliché pris par la sonde Cassini le 6 novembre 2007. La sonde regarde vers le côté non illuminé des anneaux. Elle se trouvait à 2,8 millions de kilomètres de Mimas au premier plan (397 kilomètres de diamètre). 48 000 kilomètres plus loin, nous voyons un autre monde glacé : Epimetheus (116 kilomètres de diamètre). La résolution au niveau des lunes est approximativement de 17 kilomètres par pixel.

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Source : Cassini-Huygens site NASA-JPL

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James Clek Maxvell Telescope (crédit image JCMT)

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Plan large : 660 x 359 pixels

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Un article signé par Floris Van Der Tak du SRON (Institut Néerlandais pour la Recherche Spatiale), Suzanne Aalto ( Chamlers University of Technology, Onsala, Suède) et Rowen Meijerink University of California) vient d’être publié dans le journal scientifique Astronomy & Astrophysics.

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Van Der Tak est le premier à avoir observé, dans l’infrarouge lointain, des nuages de particules acides en dehors de notre Voie Lactée. Pour se faire il a dirigé le James Clerk Maxwell Telescope, situé sur les hauteurs d’Hawaï, sur deux galaxies Arp 220 et M82.

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Pourquoi un tel type de recherche est-il important ? La formation des étoiles et des planètes est un processus délicat. Pourquoi l’effondrement des nuages froids de gaz et de poussières ne se produit-il pas partout dans l’univers ? Quelles sont les conditions de formation des étoiles et des planètes ? Quand le processus commence-t-il et pourquoi s’arrête-t-il ? Toutes ces questions sont loin d’être complétement résolues par les astronomes.

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La quantité des molécules acides d’eau dans les nuages primordiaux semble avoir un effet inhibiteur sur ce processus, explique Van Der Tak. Mais comment reconnaître des molécules d’eau acides au travers des nuages de molécules d’eau de notre atmosphère. L’astronome a réussi pour la première fois à repérer de tels nuages dans d’autres galaxies que notre Voie Lactée grâce à l’implantation élevée du James Clerk Maxwell Telescope ( 4 092 mètres d’altitude).

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Leur présence s’explique de deux manières différentes commente Van Der Tak : dans Arp 220, elle est due au rayonnement X provenant des alentours du trou noir central, tandis que pour M82, elle provient du rayonnement ultraviolet des jeunes étoiles chaudes en formation. Par conséquence, la génération de nouvelles étoiles s’éteint au fur et à mesure que sont créées de nouvelles particules d’eau acide.

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Ce champs d’investigation est amené à connaître de nouveaux développements dans les futures recherches scientifiques. Ainsi l’année prochaine, l’ESA (European Space Agency) enverra dans l’espace le télescope infrarouge Herschel, Van Der Tak a déjà réservé des plages d’observations dans l’infrarouge lointain. Sur Terre, dans le désert de l’Atacama au Chili, à 5 000 m d’altitude, est en train de s’implanter ALMA un réseau de 80 antennes qui permettront de dresser des cartes détaillées de l’Univers dans la gamme des ondes submillimétriques et de l’infrarouge lointain.

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Je n’ai pas souvent l’occasion d’évoquer ici le travail des néerlandais dans la recherche astronomique et spatiale, le SRON est partie prenante dans l’élaboration de ces différents instruments.

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Après la difficulté des mots, détendons notre esprit avec ce cliché illustrant le communiqué de presse du SRON. Il a été pris par le télescope spatial Hubble. M82, plus connue sous son nom familier du Cigare (voir note du 18 mars 2006), est située à 12 millions d’année lumière de nous dans la Constellation de la Grande Ourse.

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Galaxie du Cigare, M82, vue par Hubble, crédit image : Hubble, NASA, ESA

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Plan large : 1 024 x 789 pixels

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Plan original : 2 509 x 1933 pixels

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Source principale : SRON

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Dans le ciel de novembre la planète Mars brille de tous ses éclats. Elle sera au plus près de la Terre à une distance de 88 millions de kilomètres le 18 décembre 2007. En attendant elle est déjà très visible, même en ville et malgré la pleine lune au dessus de l’horizon est en début de nuit, et de l’horizon ouest au matin, dans la constellation des gémeaux. La nuit du 26 au 27 novembre, vers 22 h, elle sera juste à côté de la lune. Il sera difficile, si le ciel est dégagé, de ne pas la repérer.

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Puisque Mars est le sujet du jour, voici un cliché pris par la caméra haute résolution HiRISE, installée sur la sonde Mars Reconnaissance Orbiter, le 4 novembre 2007.

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Glissement de terrain dans Shalbatana Vallis

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Plan original : 2 048 x 5 377 pixels

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La sonde se trouvait par 5,3° de latitude nord et 316,3° longitude est, au-dessus de Shalbatana Vallis. La résolution est de 25 cm par pixel. Cette grande vallée, qui prend naissance dans Ganges Chasma, possède des rives abruptes et un plancher plat. Récemment, une partie de la paroi s’est effondrée créant le glissement de terrain que nous pouvons observer ici.

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Glissement de terrain dans Shalbatana Vallis (détail en fausses couleurs)

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Plan large : 1 024 x 768 pixels

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Plan original : 2 048 x 1 536 pixels

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Le détail ci-dessus nous permet de visualiser une partie de la région d’origine du glissement de terrain : un aiguillon rocheux qui s’est effondré. Les fausses couleurs démontrent les différences de textures des matériaux, les zones en bleu plus vif ne sont que peu recouvertes de poussières et sont donc beaucoup plus récentes que celles des terrains environnants.

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Sur l’image générale, il est aussi à noter la hauteur par rapport au plancher de la vallée du front d’avancée du glissement de terrain. Il est entouré par un champs de dunes.

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Crédit images : NASA, JPL, University of Arizona

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Sources principales :

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Ciel des Hommes

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HiRISE

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Planémo entouré d’un disque de poussières , illustration de l’artiste Jon Lomberg

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Plan large : 630 x 441 pixels

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Les planémos sont des objets trop petits pour être considérés comme des étoiles et flottant librement dans l’espace (voir note du 07/08/2006). Une article à paraître dans l’Astrophysical Journal Letters, et signé par le docteur Alexander Scholz (Université de St Andrews, GB) et le professeur Ray Jayawardhana (Université de Toronto) présente une nouvelle étude sur les planémos dont la découverte remonte seulement à l’an 2000.

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Le débat est largement ouvert sur l’origine des planémos : minuscules étoiles, (naines brunes), ou planètes géantes expulsées par des frondes gravitationnelles loin de leurs étoiles mères ou, au contraire, créées à partir de la contraction d’un nuage de gaz et de poussières primordial ?

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Les astronomes ont étudié, à l’aide du télescope spatial infrarouge Spitzer, 18 planémos situés dans la pépinière d’étoiles d’Orion. Ils ont tous environ 3 millions d’années, l’âge où les étoiles sont encore entourées de leurs disques de poussières et où sont en train de se former leurs futurs systèmes planétaires. Résultat de l’étude : environ un tiers d’entre eux sont entourés des mêmes disques de poussières. Ce qui tend à prouver que des systèmes planétaires peuvent très bien se former loin des étoiles, autour d’objets ne représentant qu’un pour cent de la masse de notre Soleil par exemple; des planètes orbitant autour d’un objet central à peine plus gros qu’elles !

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La découverte de cette possibilité n’est pas nouvelle, simplement l’étude est réalisée sur un échantillon important de planémos. Sans pouvoir annoncer une certitude, elle conforte aussi la théorie d’une naissance possible des planémos sans la présence d’étoiles. Certains cosmologistes prennent par ailleurs en compte cette donnée pour expliquer une « petite » partie de la masse manquante de l’Univers.

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Source principale :

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University of St Andrews

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H1504+65, vue d’artiste, source University of Leicester

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Plan large : 855 x 880 pixels

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Nous avons souvent rencontré au fil des notes les naines blanches, ces reliquats d’étoiles semblables à notre Soleil (entre 0,07 et 8 à 10 masses solaires) qui finissent leur vie en se recroquevillant sur elles-même après avoir expulsé dans l’espace la majeure partie de leur masse. Ces noyaux denses d’étoiles (la masse du Soleil dans un volume comparable à celui de notre Terre) sont condamnés à se refroidir lentement. Ils sont composés de carbone et d’oxygène entourés d’une atmosphère d’hydrogène et d’hélium.

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Toutes les observations concordaient jusqu’à ce que fut découverte en 1986, dans la constellation du Dragon, une naine blanche extraordinaire. Au lieu des 5 000 à 15 000 degrés habituels de température de ses consoeurs, celle-ci présentait une chaleur d’environ 200 000 degrés ! Et surtout H1504+65, tel est son nom, ne possédait pas une atmosphère d’hélium mais de carbone. La chaleur s’explique facilement par l’extrême jeunesse de la naine blanche. H1504+65 aurait tout au plus une centaine d’année ! Mais qu’en est-il de l’atmosphère de carbone ?

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Un article publié dans la livraison du 22 novembre 2007 de la revue anglaise Nature, apporte une nouvelle analyse sur l’origine d’un tel phénomène. Il est signé par deux astronomes de l’Université de l’Arizona : Patrick Dufour et James Liebert (co-découvreur de H1504+65) ainsi que leurs collègues de l’Université de Montréal et de l’Observatoire de Paris.

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En recherchant dans le catalogue d’étoiles du Sloan Digital Sky Survey (un programme d’observation systématique du ciel), les astronomes ont découvert quelques 10 000 nouvelles naines blanches dont une dizaine possédant une atmosphère de carbone.

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En créant des modélisations, ils se sont aperçus que la dizaine de naines blanches hors norme avaient toutes une température comprise entre 18 000 et 23 000 °. Pour les chercheurs, qui reprennent dans leur étude le comportement des atomes de carbone, d’oxygène et d’hélium en fonction de la température du coeur restant de l’étoile, il s’agit là de la première reconnaissance d’un nouveau stade d’évolution de la vie des étoiles, non encore abordé par la théorie.

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Jusqu’à présent la limite supérieure de la masse des étoiles susceptibles de se transformer soit en naine blanche, soit en étoile à neutrons après supernova était très floue aux environs de 8 à 10 masses solaires. Les résultats sont encore imprécis, mais les astronomes pensent que les naines blanches à atmosphère de carbone correspondent exactement à cette limite possible, aux environs de 9 à 10 masses solaires, avant que l’étoile n’explose en supernova. Nous assistons en direct à la naissance d’une nouvelle classe d’étoiles dans l’école du savoir stellaire.

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Pour l’instant, de nouvelles observations sont prévues pour tenter de préciser la masse de ces naines blanches extraordinaires.

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Sources principales :

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University of Arizona

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Chandra X-Ray Observatory

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Europe, crédit image : NASA, JPL

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Plan large : 913 x 913 pixels

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J’ai beaucoup hésité à rendre compte de cet article paru sur Astrobiology Magazine le 19 novembre dernier, compte tenu de sa difficulté. Mais les occasions d’évoquer Europe , le deuxième et le plus petit des quatre satellites galiléens de Jupiter, étant rares dans l’actualité, autant en profiter. Je vais délibérement simplifier les analyses chimiques exposées par Kevin Hand, planétologue au JPL, pour dévoiler ici un petit bout d’Europe.

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Crédit image : NASA, JPL

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Plan large : 640 x 422 pixels

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Sur cette vue de Jupiter, prise en 1979 par la sonde Voyager 1, sont visibles Io à gauche et Europe à droite.

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Europe, découverte par Galilée en 1610, est un corps légérement plus petit que notre Lune avec un diamètre de 3 122 km. Depuis les années 1970, a été émis l’hypothèse que ce corps rocheux, doté très certainement d’un noyau métallique, cache sous son enveloppe glacée un océan d’eau liquide.Les chiffres varient : la couche glacée est estimée avoir entre 4 km et 50 km d’épaisseur. Elle est très fracturée et géologiquement parlant assez récente, preuve de l’intense activité qui agite Europe par suite des forces de marées jupitériennes et de celles de l’océan liquide qu’elle recouvre. Tous les scientifiques sont d’accord sur la présence d’eau liquide. Il pourrait atteindre 100 km de profondeur et contiendrait deux fois le volume de toute l’eau existant sur Terre !

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Vue en coupe d’Europe, crédit illustration : NASA, JPL

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Plan large : 640 x 409 pixels

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Toute la question réside maintenant sur la nature de cette eau. Le planétologue Kevin Hand, raisonne en s’inspirant des conditions de la formation des océans sur Terre, en les adaptant à la situation particulière d’Europe.

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Jusqu’à présent, les scientifiques admettent communément la présence de sels comme sur Terre dans les eaux d’Europe. Encore que là, il s’agisse de sulfate de magnésium au vu des relevés spectrocospiques déjà effectués principalement au niveau des failles sur la couche glacée. Si la présence d’hydrogène est importante comme sur Jupiter, l’océan d’Europe pourrait contenir aussi beaucoup d’acide sulfurique. Hypothèse déjà avancée par un autre chercheur Brad Dalton du Ame’s Reseach Center de la NASA.

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Kevin Hand note qu’à long terme, la composition de l’océan peut être influencée par les échanges avec la surface. Or la volcanique et proche Io dépose sur Europe des éléments chimiques comme le soufre. Enfin il est aussi possible que le fond de l’océan connaisse comme sur Terre une activité hydrothermale riche en soufre. Bref, souligne Brad Dalton, la présence d’acide sulfurique n’est guère propice à l’éclosion de la vie dans cette soupe peu apétissante. Encore que certaines bactéries se développent sur Terre dans un tel environnement.

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En conclusion les chercheurs proposent un modèle d’océan à la composition proche des lacs de soude qui existent sur notre planète en particulier dans la vallée du Rift africain, et semblable à celle qui devait constituer les océans du tout début de l’histoire de la Terre.

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Hypothèse difficile à vérifier tant qu’aucune sonde n’aura été voir sur place. Un projet est en cours d’élaboration entre la NASA et l’ESA, tendant à visiter sérieusement l’univers jupitérien à l’horizon 2015. On peut rêver qu’un jour des forages seront fait directement dans la couche glacée d’Europe. Mais forer une banquise d’au moins quatre kilomètres d’épaisseur est déjà difficile sur Terre, alors sur Europe…

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Sources :

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Astrobiology Magazine

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Wikipédia

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Note dédiée en particulier à Charles Lycaon dont je connais l’intérêt pour Europe !

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Système Terre-Lune, crédit image : NASA, JPL-Caltech

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Plan large : 1 019 x 1 024 pixels

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Plan original : 1 572 x 1 580 pixels

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Observer les étoiles lointaines apporte de précieux renseignements sur l’histoire de notre propre système solaire.

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Pour preuve, un article paru dans l’Astrophysical Journal du 20 novembre 2007, signé par Nadia Gorlova (University of Florida) et George Rieke (University of Arizona) à la tête d’une équipe d’astronomes composée de Zoltan Balog, James Muzerolle, Kate Y. L. Su, Erick T. Young (University of Arizona), et Valentin D. Ivanov (ESO).

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Les scientifiques ont étudié, à l’aide du télescope spatial infrarouge Spitzer, 400 étoiles, toutes âgées d’environ 30 millions d’années, à la recherche de poussières révélatrices de collisions entre deux objets planétaires rocheux.Une seule d’entre-elles a montré aux yeux sensibles de Spitzer, la présence de telles poussières.

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L’idée sous-jacente de ce travail était de retrouver autour d’autres étoiles les conditions qui ont existé autour de notre Soleil, lorsque Lune et Terre se sont créées. La théorie prévoit que lorsque notre Soleil avait entre 30 et 50 millions d’années d’âge, notre proto-Terre a été heurtée par un corps d’une grosseur équivalente à celle de Mars. Une partie du manteau de notre planète a été sous le choc propulsé dans l’espace, les poussières en orbite terrestres se sont alors agglomérées pour former la Lune actuelle.

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L’ensemble des planètes d’un système solaire se forme relativement rapidement à l’échelle astronomique, entre 10 et 50 millions d’années dès la naissance de l’étoile centrale. Le fait que les scientifiques ne trouvent qu’une seule étoile possédant des nuages de poussières à cet âge de son existence, tend à prouver que la naissance de lunes, semblables à celle qui embellit nos nuits et à permis la stabilisation de la vie sur Terre, est un phénomène relativement rare, présent dans 5 à 10 % des systèmes planétaires. Voir même beaucoup moins.

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Encore faut-il relativiser ce chiffre. Les autres nombreuses lunes du système solaire par exemple se sont formées en même temps ou ont été capturées par gravité par leurs planètes. Même si la grande majorité des planètes rocheuses n’ont pas de lunes comme la nôtre, les astronomes estiment qu’elles sont des milliards dans notre Galaxie. Et 5 à 10 % de milliards de planètes rocheuses, cela fait quand même beaucoup de lunes potentielles ressemblant à la Lune !

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Voir sur le même sujet l’article du 16 novembre 2007.

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Source : NASA, site Spitzer Space Telescope

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