le grand nuage de magellan

La dernière photo du télescope spatial Hubble, présentée lors du Congrès de l'Union Astronomique Internationale cette semaine à Prague, montre une région du Grand Nuage de Magellan remplie d'étoiles en formation. L'image révèle un grand nombre d'étoiles naissantes de faible masse coexistant avec de jeunes étoiles massives.

La pépinière d'étoiles LH 95 dans le Grand Nuage de Magellan
observée par Hubble



Le Grand Nuage est la deuxième galaxie satellite connue la plus proche de notre Voie Lactée, gravitant autour de notre galaxie en approximativement 1,5 milliard d'années. Des images de tels systèmes stellaires réalisées à partir d'observatoires terrestres existent déjà mais ne permettent d'étudier que les étoiles géantes bleues et non pas les étoiles de masse plus faible.
Cette image de Hubble fournit un échantillon extraordinairement riche d'étoiles nouvellement formées, situé à environ 180.000 années-lumière, et permettant un calcul plus précis de leur âge et de leur masse. Le Grand Nuage est une galaxie possédant relativement peu d'éléments plus lourds que l'hydrogène, ce qui permet aux astronomes d'étudier la formation des étoiles dans un environnement différent de celui de notre Voie Lactée
Les étoiles massives - celles d'au moins 3 fois la masse de notre Soleil – une fois formées, produisent des vents stellaires intenses et des niveaux élevés de rayonnement ultraviolet qui ionise le gaz interstellaire environnant. Le résultat est une nébuleuse d'hydrogène flamboyante en expansion au sein du nuage moléculaire qui s'était initialement effondré pour former ces étoiles. Le brouillard bleu qui s'étend sur toute l'image est en fait une partie de cette nébuleuse lumineuse.
Quelques parties denses de cette pépinière n'ont pas encore été complètement érodées par les vents stellaires et apparaissent comme des filaments poussiéreux plus sombres. Ceux-ci absorbent une partie de la lumière bleue des étoiles situées derrière eux, leur donnant un aspect plus rougeâtre. D'autres parties du nuage moléculaire se sont déjà contractées et forment des groupes d'étoiles naissantes, dont les plus faibles ont tendance à s'agglomérer.
Sur l'image, il existe au moins deux petits amas compacts liées à de tels groupes, un sur la droite, au-dessus du centre, et un à l'extrême gauche. Ces nurseries stellaires abritent des centaines d'étoiles naissantes jamais encore observées. De telles étoiles ont été également découvertes parmi les étoiles les plus lumineuses et les plus massives.
De nombreuses galaxies lointaines, spirales ou elliptiques, apparaissent également en arrière-plan. Le Grand Nuage et le Petit Nuage de Magellan peuvent être observés à l'oeil nu dans l'hémisphère austral.
le grand nuage de magellan
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# Posté le mercredi 23 août 2006 11:16

Modifié le lundi 16 juillet 2007 16:57

Naissance d'une étoile

Naissance d'une étoile
Les étoiles se forment dans les nébuleuses, des gigantesques nuages de gaz, constitués majoritairement d'hydrogène et d'hélium, froid et très peu denses: les nébuleuses. Certains de ces nuages ne produisent que certains types d'étoiles, d'autres donnent souvent des systèmes doubles ou multiples...On ne sait pas encore d'où vient cette spécialisation. La naissance d'une étoile n'est pas encore connue précisemment mais les grandes étapes ont été déterminées:



 La grande et célèbre nébuleuse d'Orion est l'une des plus célèbres du ciel, et facilemment observable. Elle abrite de nombreuses étoiles en formation.


Le nuage de gaz est lié par la gravité mais ne s'effondre pas à cause de turbulences internes, de sa rotation et peut être aussi à cause de champs magnétiques étendus. La formation d'une étoile débute pourtant avec une "victoire" de la gravité sur ces événements. Cette victoire peut être provoquée par des ondes gravitationnelle venant de l'extérieur, c'est à dire par l'influence de phénomènes extérieurs, comme l'explosion d'une étoile ou encore la rotation des bras d'une galaxie spirale.

A un certain endroit, donc, la matière se condense en une sorte de pâte (appelons la comme ça) qui se met à tourner de plus en plus vite. C'est cette vitesse qui met justement en danger sa cohésion: elle risque de se déchirer. Prenez un poid, attachez le à une corde et amusez vous à la faire tourner le plus vite possible (pas trop près des fenêtres tout de même); Plus la vitesse du poid sera grande, plus il aura tendance à s'en aller vers l'extérieur. C'est ce qui se passe dans une étoile: le danger est que cette corde casse. Le poid serait alors éjecté. Notre étoile se disloquerait complètement.

Cependant, un événement va intervenir pour empêcher cette destruction: l'excédent de moment angulaire (rotation) est transféré dans le gaz environnant. La "pâte" peut alors se scinder en plusieurs parties. ces parties se mettant à tourner les unes autour des autres, le supplément de vitesse est transféré dans les orbites. Plus tard, ces parties donneront un système multiple, c'est à dire plusieurs étoiles tournant les unes autour des autres. C'est également la raison pour laquelle on voit un nombre si important de système binaires (deux étoiles) ou multiples dans notre Univers.



Ensuite, le ou les noyaux denses continuent à s'effondrer, accumulant toujours plus de matière. En quelques centaines de milliers d'années leur taille atteint des proportions stellaires, devenant toujours plus chaudes et plus brillantes (par conversion de l'énergie gravitationnelle). Quand la température atteint un million de Kelvins le deutérium commence à fusionner en hélium. Des mouvements de convection se créent à l'intérieur de l'étoile et le deutérium capturé (toujours par accrétion) autour de l'étoile est entraîné dans le coeur pour fusionner pendant qu'un disque d'accrétion se forme autour de la proto-étoile. Celle-ci développe alors des vents qui arrêtent l'accrétion et chassent la matière environnante; celle-ci forme des jets polaires, perpendiculaires au disque d'accrétion entourant encore l'étoile.





Notre histoire ne s'arrête pas là. Dans le disque d'accrétion, les poussières finissent par s'agglomérer, formant des corps de plus en plus grands: des planétoïdes primitifs de quelques kilomètres de diamètre. Pendant ce temps, à une certaine distance de l'étoile (environ quatre unités astronomiques) l'eau de la nébuleuse peut se transformer en glace et s'incorporer aux astéroïdes.

Le temps passe et les astéroïdes, au rythme des collisions, deviennent de plus en plus gros. La chaleur est alors si importante que les corps entrent en fusion. Les éléments les plus lourds, attirés par la gravitation vont au centre pendant que les plus légers seront plutôt vers l'extérieur. C'est ainsi que dans les planètes telluriques (notre Terre, par exemple) on retrouve un noyau lourd composé de fer et de silicium pendant que les silicates se situent plutôt dans le manteau ou la croûte. Par la suite, d'autres matériaux légers ont été ajoutés par l'intense bombardement de météorïtes.

Pendant ce temps, le vent solaire chasse les poussières et les gaz vers l'extérieur du système et c'est ainsi que se forment les planètes géantes gazeuses. C'est également pourquoi elles se situent en bordure des systèmes telluriques (donc, si des astronomes découvrent des exoplanètes et parmi elles des géantes gazeuses proches de l'étoile, c'est que celles-ci s'en sont rapprochées, éliminant les planètes telluriques). La poussière peut également former des satellites autour des nouvelles planètes (pour notre Lune, le cas est cependant différent: les astronomes pensent que lorsque la Terre était encore en fusion, un autre corps géant l'a heurté, expulsant de la matière en orbite autour d'elle; ces poussières se sont finalement agglomérées pour former la Lune).

Dans notre système solaire, des planétoïdes errent encorent entre Mars et jupiter: des astéroïdes que l'attraction de jupiter emêche de former des objets plus grands. Il y a aussi de nombreux astéroïdes au delà de Pluton. Le nuage de Oort est un reste de l'ancien disque d'accrétion. A mi-chemin de l'étoile la plus proche, il est de temps en temps perturbé par une étoile ou un nuage interstellaire et nous envoie quelques uns de ses objets.



Voilà, c'est ainsi que se forme un système solaire tel que le notre. C'est également pourquoi les astronomes cherchent la perle rare, un système qui s'est formé comme le notre, abritant une ou plusieurs planètes telluriques qui, si elles sont situées à la bonne distance de leur étoile pourraient peut être abriter de l'eau, et, pourquoi pas, de va vie.



Cependant, récemment, un nouveau modèle a été proposé pour expliquer la formation des planètes gazeuses:

Les planètes gazeuses géantes telles que Jupiter ou Saturne se seraient formées en quelques centaines d'années et non, comme cela était admis, en quelques millions d'années. Les planètes en formation doivent survivre à l'action des étoiles proches, qui dispersent les gaz s'accumulant autour de la planète. Un processus de formation trop long signifierait la dispersion de ces gaz sous l'effet du rayonnement des étoiles. Autrement dit, si une géante gazeuse ne peut se former rapidement, elle ne se formera probablement pas du tout.

D'après le modèle standard de formation des planètes, le c½ur de ces dernières se forme graduellement par agrégation de la matière composant le disque protoplanétaire qui enveloppe l'étoile jeune. Ce processus prendrait un million d'années. Les géantes acquerraient ensuite leur enveloppe gazeuse sur une période allant de un à dix millions d'années. Le nouveau modèle suggère que le disque protoplanétaire commence à se fragmenter très tôt, des agglomérats de matière se forment rapidement et attirent les gaz qui constitueront l'enveloppe des géantes gazeuses.

Le modèle standard demeurerait valable pour expliquer la formation des planètes terrestres, comme la Terre ou Mars, qui s'étalerait sur de longues périodes, alors que le nouveau modèle expliquerait la formation des grandes planètes gazeuses.
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# Posté le mercredi 23 août 2006 11:07

Les anneaux planétaires

Les anneaux planétaires

Dans notre système solaire (qui compte en tout neuf planètes), quatre planètes sont pourvues d'anneaux : Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune. Nous remarquons que ces planètes sont toutes quatre gazeuzes. En effet, à l'heure actuelle nous ne connaissons encore aucune planète tellurique pourvue d'anneaux.

Comment a-t-on découvert ces anneaux ?
Neptune : Grâce à la sonde Voyager 2

Uranus : En 1977, une étoile est ocultée par un corps à proximité d'Uranus alors inconnu. D'après les calcules des scientifiques, il est impossible que ce corps soit un satellite, ils en concluent donc qu'Uranus est pourvue d'un anneau. Cette présence sera confirmée par la sonde américaine Voyager 2.

Jupiter : Par Voyager 1 et 2

Saturne : Ils furent découverts par Galilée en 1610, mais c'est Christiaan Huygens, en 1655, qui comprit leur nature. Les anneaux de Saturne sont très importants, ils sont aisément visible avec un téléscope d'amateur depuis la Terre.

Les anneaux de Saturne :
Ce sont les plus gros et donc ils sont plus faciles à étudier et à examiner. De plus on suppose que tous les anneaux de notre système solaire sont faits de la même manière. Donc autant étudier les plus gros pour avoir plus facile.

Les observations faites sur ces anneaux :

-On remarque que l'anneau ne touche pas la planète. C'est un corps qui semble « indépendant » de la planète, il se déplace lui aussi autour du Soleil à la même vitesse que Saturne.

-On remarque qu'en fait l'anneau est constitué d'un grand nombre de couches d'anneaux différentes. Néanmoins, cet anneau est divisé en trois grandes couches d'anneaux grâce aux deux écarts les plus importants :

Voici une description des principales couches d'anneaux de Saturne :
Il y a 3 anneaux principaux qui sont assez distincts. En partant de l'extérieur, on trouve tout d'abord l'anneau A, de 16 000 km de large, puis une zone obscure: la division de Cassini, qui couvre environ 3000 km, suivie de l'anneau B, le plus brillant, qui s'étend sur 26 000 km. À 32 000 km du sommet de la couche nuageuse de Saturne, on rencontre un anneau ténu, l'anneau C ou anneau de crêpe. Il s'étend sur 17000 km, sa partie extérieure touchant l'anneau B. Les anneaux B et C sont séparés par une division, la division française. Un quatrième anneau, l'anneau D, se poursuivrait jusqu'à la haute atmosphère de la planète, mais son existence est mise en doute par certains observateurs.
Par après, les sondes américaines Pioneer et Voyager ont permis la découverte de nouveaux anneaux: l'anneau F, à 140000 km du centre de Saturne, qui n'a que 500 km de large; l'anneau G, situé à 170 000 km et d'une largeur équivalente; l'anneau E, extrêmement ténu, à environ 230000 km, qui semble associé au satellite Encelade.



Qu'est-ce qui provoque ces écarts entre les anneaux ?
On remarque dans l'écart d'Encke et de Cassini qu'il y a chaque fois un Satellite (qui d'une taille plus importante que les constituants des anneaux) en orbite saturnienne. Ce sont sans doute ces satellites qui créents les écarts.

Mais au fait, qu'est-ce qui constitue les anneaux ?
Les anneaux sont constitués de fragments rocheux recouverts d'une couche de glace. La taille de c'est fragment est assez petite et reste de l'ordre du centimètre (même si l'on en trouve qui font 10 mètres et d'autres un micron...). La nature de ces fragments est encore incertaine, certains pensent qu'ils sont des débris de satellites qui auraient éclatés. L'existence des anneaux s'explique par leur faible distance à la planète. À une telle distance, aucun satellite ne peut subsister, il finirait par éclater.

Limite de roche:

Définition :
Distance limite en deça de laquelle un satellite d'une Planète se retrouverait disloqué par les forces gravitationnelles de la planète où il gravite.
Pour le cas du système Terre-Lune, cette limite se situe à 18 000 kilomètres.
La découverte a été faite par le mathématicien Français Edouard Roche et lui a donné son nom.

Observation :
On remarque pour les planètes gazeuzes de notre système solaire que les satellites se trouvent après la limite de roche et les anneaux avants.



Conclusion :
Nous savons encore peu de choses sur les anneaux planétaires. Beaucoup de leurs phénomènes restent inexpliqué (comme le renouvellement des petites particules de poussières qui finissent par s'écraser et se renouvèlent systématiquement). Espérons que la sonde Cassini pourra nous en apprendre plus. Cassini qui d'ailleurs a pris une splendide photo de Saturne.

Quatre mois avant d'atteindre son objectif final, le vaisseau spatial Cassini nous envoit une splendide photo de Saturne. Quand Cassini a pris cette photo, elle était à 69,4 millions de kilomètres de Saturne.
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# Posté le mercredi 23 août 2006 11:01

Modifié le lundi 16 juillet 2007 12:16

Comète

Comète
Une comète est un petit corps céleste fait de glace et de roche qui orbite autour du soleil.
leur aspect fait apparaître:
Le noyau composé de glace et de poussières.
Le noyau est la partie centrale de la comète. La plus grande partie de la masse de la comète est contenue dans cette partie. C'est cette partie que l'on peut observer à l'aide d'un télescope lorsque la comète se trouve loin du soleil. Le noyau est composé de glace et sa surface est recouverte de poussières noires. Peut être du carbone. On compare souvent la tête de la comète à une boule de neige sale. C'est en tout cas ce qu'a révélé une photographie de la comète de Halley prise en 1986 par la sonde Giotto. La taille d'une comète est modeste. La comète de Halley a pour dimension 15 km x 8 km. Lorsque le noyau s'approche du soleil (distance inférieure à 3 x (150 millions de km)) la chaleur provoque la transformation de la glace superficielle qui recouvre le noyau en différents gaz. Ce sont ces gaz qui vont constituer la queue de la comète. En se formant les gaz emportent avec eux de la poussière noire qui recouvre le noyau.
La queue est une projection de poussières et de gaz ionisé (vapeur d'eau à 80%, monoxyde de carbone, dioxyde de carbone, méthane, ammoniaque..).
La queue est toujours dirigée à l'opposé du soleil. C'est la force du vent solaire qui la repousse: La queue suit la comète quand elle s'approche du soleil et elle la précède quand elle s'en éloigne. La queue se développe au voisinage du soleil (elle peut atteindre une longueur de 250 millions de km) et disparaît quand elle s'en éloigne (distance supérieure à 3 x 150 millions de km). Au télescope on ne distingue alors que la tête de la comète. A l'approche du soleil et en présence de la pression exercée par le vent solaire (particules chargées) une comète peut développer 2 queues (voir image ci-dessus). Une queue faite de gaz ionisés (ou plasma ) et une queue faite de poussières et de gaz.
La chevelure (coma en anglais) entoure le noyau.
Lorsque la distance au soleil est inférieure à 150 millions de km un nuage vaporeux entoure le noyau: C'est la chevelure de la comète. La chevelure est faite de gaz et de poussières.
Les comètes tournent autour su soleil. Leur orbite est elliptique et très allongée. Elle atteigne le même point au bout d'un temps appelée période. Par exemple, la comète de HAlley dont l'orbite est dessinée ci-contre est parcourue en 76 ans. C'est la période la plus courte parmi les comètes connues.
Comète
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# Posté le mardi 22 août 2006 12:53

Modifié le lundi 16 juillet 2007 16:56

un astéroïde

un astéroïde
En juin 2004, un astéroïde d'environ 320 m de long pour une masse de 4 600 tonnes a été découvert par les astronomes dans sa course autour du soleil qui croise deux fois l'orbite terrestre à chacune de ses révolutions.
Pour la première fois, un géocroiseur (astéroïde évoluant à proximité de la Terre), nommé alors 2004 MNA a été classé au deuxième degré sur l'échelle de Turin a expliqué Donald Yeomans, scientifique de Jet Propulsion Laboratory de la NASA.
Les premiers calculs estimaient que l'objet pourrait croiser l'orbite de la Terre en avril 2029, avec une collision peu probable mais pas impossible.
Dès la découverte de ce géocroiseur menaçant, la NASA a alerté son réseau de détection au sol, notamment l'observatoire de Kitt Peak, dans l'Arizona, au sud-ouest des Etats-Unis.
Depuis, de nouveaux calculs (au 31 octobre 2005) ont repoussé la date de croisement des deux orbites au mois d'avril 2036 avec un degré de 1 sur 10 sur l'échelle de Turin. De plus, 2004 MNA a été renommé 99942 Apophis.
Les chances actuelles que ce géocroiseur touche la Terre sont de 0,018% soit 1 sur 5 560.

Conséquences d'une collision encore improbable
Le scientifique indique néanmoins que "dans l'hypothèse improbable où il entrerait bien en collision", les conséquences seraient dramatiques : du tsunami (raz-de-marée) s'il touche l'océan (qui couvre 77% de la surface de la Terre), ou des dégâts massifs sur les terres.
En effet, un impact contre la Terre dégagerait une énergie équivalente à 870 mégatonnes. A titre de comparaison, la bombe larguée sur Hiroshima le 6 août 1945 avait une puissance d'environ 15 kilotonnes.

Note
L'échelle de Turin qui comprend 10 degrés évalue les probabilités d'impact d'astéroïdes ou comètes avec la Terre.
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# Posté le mardi 22 août 2006 12:48

Modifié le lundi 16 juillet 2007 12:16