Du ciel et de la terre

De l’origine des ravines martiennes

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Nous avons eu souvent ici l’occasion de découvrir, au fil des images envoyées par les sondes spatiales martiennes, l’existence de ravines fraîches sur le sol martien, assez semblables à l’effet que l’eau peut avoir par érosion sur les reliefs terrestres.

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Ces ravines sont visibles dévalant les dunes de sable ou partent, souvent à mi-pente, des dénivelés rocheux des jantes des cratères martiens.

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A leur découverte la polémique a été vive entres scientifiques pour déterminer l’origine de ce phénomène, sachant que l’eau ne peut subsister pour des raisons de pression atmosphérique sous forme liquide à la surface de la planète rouge. Sont-elles dues a de l’eau ou de la saumure (plus stable chimiquement) dévalant rapidement la pente, à des glissements de sables fins, ou à de la glace de gaz carbonique ?

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Une nouvelle étude parue dans l’édition de novembre de Geology répond en partie à cette question. Elle est dirigée par Sirena Diniega (NASA-JPL). A partir des données fournies par la défunte sonde Mars Global Surveyor et par l’actuelle Mars Reconnaissance Orbiter, les chercheurs ont étudié 18 ravines récentes sur des dunes de sable, toutes présentant le même aspect : bassin de départ, longues ravines sur les pentes s’étendant de 50 mètres à 3 kilomètres et un “delta” en réception où se déposent les matériaux transportés par le flux le long de la ravine. Les dunes se situent par environ 40° de latitude sud.

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3 ravines récentes vues par MRO ; crédit image : NASA, JPL, University of Arizona

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Plan large : 945 x 723 pixels

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Les savants ont remarqué que ces ravines se sont formées pendant l’hiver, période à laquelle l’eau est le moins susceptible de fondre. Par contre à cette époque se déposent sur la surface martienne du givre constitué de glace de dioxyde de carbone. Ces dépôts peuvent être suffisamment importants pour déclencher des glissements de terrains par accumulation de leurs poids. De même à l’approche du printemps, la glace de dioxyde de carbone se sublime, la libération du gaz carbonique déstabilisant les matériaux et déclenchant la création des ravines.

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Note personnelle

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Bien sur cette étude ne s’attache qu’à une sorte de ravines, toutes situées sur des dunes de sable, à la même latitude. Elle ne peut donc expliquer entièrement ce phénomène, mais elle nous rappelle l’importance, un peu mise de côté pour d’autres hypothèses plus “alléchantes”, (en avoir l’eau à la bouche), des processus liés au gel et au dégel saisonnier du gaz carbonique sur Mars.

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Source principale : site NASA-JPL,Mars Reconnaissance Orbiter

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Mercure : Basho et Tolstoï

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Mercure : Basho et Tolstoï ; crédit image : NASA, JHUAPL, Carnegie

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Plan large : 815 x 1 024 pixels

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Plan très large (à regarder bien sur en priorité) : 3 440 x 4 321 pixels

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Cette magnifique mosaïque d’images a été réalisée par la sonde Messenger lors de son survol de Mercure le 14 janvier 2008. Près de l’horizon ont été mis en évidence par les scientifiques travaillant sur Messenger deux cratères d’impacts.

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Le cratère Basho est large de 80 kilomètres, mais ses éjectas brillants s’étendent sur une grande distance. Leur luminosité fait penser qu’il est relativement récent géologiquement parlant. A noter la couleur sombre de sa jante, correspondant peut-être à des matériaux souterrains différents de ceux de la surface et excavés lors de l’impact. Basho a été nommé en l’honneur du poète japonais Matsuo Basho, vivant au XVIIe siècle, célèbre pas ses haïkus.

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A son nord-est, voici le bassin d’impact Tolstoï, nommé bien sur en l’honneur du célèbre écrivain russe. Beaucoup plus large que Basho, puisqu’il s’étend sur 390 kilomètres, il est entouré d’un large anneau de matière sombre englobant des terrains plus lumineux. Se pourrait-il qu’il s’agisse de la même matière remontée des profondeurs de Mercure observée sur le cratère Basho ?

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C’est l’une des nombreuses questions que les futures observations de Messenger en orbite définitive autour de Mercure en 2011, permettront peut-être de résoudre.

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Source : site Messenger

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Passage à l’heure d’hiver dans la nuit de samedi à dimanche

29 octobre 2010 - Énergie et climat

Le passage à l’heure d’hiver a lieu dimanche 31 octobre 2010 à 3 heures du matin. Vous devrez reculer de 60 minutes votre montre, il sera donc 2 heures du matin.

L’heure d’été a été instituée en France en 1975 suite au choc pétrolier de 1974, avec l’objectif d’effectuer des économies d’énergie en réduisant les besoins d’éclairage. Il s’agit principalement de faire correspondre au mieux les heures d’activités avec les heures d’ensoleillement pour limiter l’utilisation de l’éclairage artificiel. Deux estimations réalisées en 1996 et 2006 chiffrent l’économie d’énergie entre 0,7 et 1,2 TWh chaque année.

Appliqué au Royaume-Uni et en Irlande depuis la première guerre mondiale et en Italie depuis 1966, le régime de l’heure d’été a été introduit dans l’ensemble des pays de l’Union européenne au début des années 1980. Pour faciliter les transports, les communications et les échanges au sein de l’Union européenne, il a été décidé d’harmoniser par directive du Parlement européen et du Conseil, les dates de changement d’heure. Ainsi, depuis 1998 pour l’ensemble des pays de l’Union européenne, le passage à l’heure d’été intervient le dernier dimanche de mars à 2 heures du matin et le passage à l’heure d’hiver intervient le dernier dimanche d’octobre à 3 heures du matin. Le régime de l’heure d’été consiste à ajouter 60 minutes à l’heure légale au cours de la période estivale (de fin mars à fin octobre).

crédit photo : Arnaud Bouissou/MEEDDM

Source : Ministère de l’Ecologie, de l’Energie, du Développement durable et de la Mer

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Grâce à la vision infrarouge, six galaxies spirales mises à nu !

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A l’occasion d’une recherche consacrée à l’évolution des galaxies spirales dirigée par Preben Grosbol de l’ESO, voici six magnifiques clichés effectués au foyer du VLT (Very Large Telescope construit sur le Mont Paranal au Chili) par la très sensible caméra infrarouge HAWK-1. La vision infrarouge permet à l’observateur de s’affranchir d’une partie de l’obscurcissement du aux poussières, révélant ainsi le cœur même des galaxies.

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Six galaxies spirales ; crédit image : ESO, P. Grosbol

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Plan large : 768 x 1 024 pixels

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Plan très large : 1 200 x 1 600 pixels

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De gauche à droite et de bas en haut, voici donc quelques détails sur cette charmante revue de nus galactiques :

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NGC 5247 est une galaxie spirale dominée par deux gros bras, située entre 60 et 70 millions d’années lumière dans la Constellation de la Vierge.

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M100 ou NGC 4321 est l’exemple type d’une galaxie spirale parfaite avec des bras spiraux très importants et bien définis. Elle se situe à 55 millions d’années lumière de la Terre dans la Constellation de la Chevelure de Bérénice.

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Un exemple parfait de galaxie spirale barrée se découvre ici avec NGC 1300. Les bras spiraux prolongent de façon spectaculaire l’imposante barre centrale. Elle se trouve à une distance d’environ 65 millions d’années lumière de nous dans la Constellation de l’Éridan.

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NGC 4030, une autre galaxie spirale plus compacte, se trouve à environ 65 millions d’années lumière de nous dans la Constellation de la Vierge. En 2007, l’astronaute et astronome amateur japonais, Takao Doi y a découvert une supernova qui fut brièvement aussi brillante que la galaxie toute entière !

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NGC 2997, située à quelques 30 millions d’années lumière dans la Constellation de la Machine Pneumatique est l’élément le plus brillant du groupe local galactique du même nom.

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Enfin voici NGC 1232, fort belle galaxie située à environ 65 millions d’années lumière dans la Constellation de l’Éridan. Elle est considérée comme représentant l’élément intermédiaire entre galaxie spirale “classique” et galaxie spirale barrée.

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Pour mémoire notre Voie Lactée est une galaxie spirale barrée.

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Source : site ESO

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Sombres reflets dans la Croix du Sud

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IRAS 12116-6001 est une nébuleuse par réflexion située dans la Constellation de la Croix du Sud. Dans le visible rien de vraiment spectaculaire, mais voici ce qu’elle devient vue en infrarouge par le télescope spatial de la NASA : WISE.

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IRAS 12116-6001, nébuleuse dans la Croix du Sud ; crédit image : NASA, JPL-Caltech, UCLA

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Plan large : 1 024 x 1 024 pixels

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Plan très large : 1 600 x 1 600 pixels

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Les couleurs sont conventionnelles et correspondent aux différentes longueurs d’ondes infrarouge observées. La lumière des étoiles proches est reflétée par les imposants nuages de poussières. Ces derniers se réchauffent très légèrement et deviennent alors visibles en infrarouge. C’est dans ce type de nébuleuses que se créent, par effondrement des nuages sur eux-mêmes, les futures générations d’étoiles.

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Sur la droite de l’image, la brillante étoile bleue est Epsilon Crucis, la cinquième étoile la plus lumineuse de la Croix du Sud. Appelée Intrometida en portugais, elle se situe à 285 années lumière de nous. A sa droite, l’étoile apparaissant en vert est IRAS 12194-6007, une étoile en fin de vie.

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Source principale : site NASA Science

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NN Serpentis, de la vie mouvementée des enfants d’un couple stellaire

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Les couples d’étoiles ont quelques fois des vies tumultueuses, difficilement supportables pour leur entourage. Leurs attractions gravitationnelles conjuguées leurs laissent peu de chances de posséder une progéniture, euh pardon, des systèmes planétaires à long terme.

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Pourtant nous avons découvert dans la note du 23 octobre 2010, l’existence d’une exoplanète orbitant autour de la binaire HR 7162.

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En voici un autre exemple, mais encore plus extraordinaire !

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NN Serpentis est un couple d’étoiles très liées situé à 1 650 années lumière de la Terre. Couple peu banal puisque constitué d’une naine blanche et d’une petite étoile, une naine rouge, d’un dixième de masse solaire.

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La naine blanche est le reste incandescent d’une étoile morte. Elle possède une masse solaire recroquevillée dans un volume de 2,3 fois celui de notre Terre, avec une température de surface de l’ordre de 49 700° C soit 9 fois plus chaude que celle de notre Soleil !

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Ces deux étoiles orbitent très près l’une de l’autre en trois heures et sept minutes, ce qui provoque donc toutes les trois heures et sept minutes une éclipse qui par chance est juste dans l’axe de visée de la Terre.

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Les variations très minimes de la luminosité de l’éclipse au fil du temps, ont permis aux astronomes d’en déduire la présence de deux ou trois exoplanètes orbitant autour de NN Serpentis.

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Reprenant les mesures et travaux précédents une équipe de scientifiques, dirigée par K. Beuermann (Institut für Astrophysik, Göttingen, Allemagne), confirme la présence de deux exoplanètes dans le système de NN Serpentis. Leur étude est parue dans les Lettres en ligne d’Astronomy & Astrophysics du 21 octobre.

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NN Serpentis, vue d’artiste ; crédit : Stuart Littlefair, Univ. of Sheffield

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Plan large : 928 x 1 300 pixels

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L’exoplanète la plus grande possède 5,9 masses joviennes (Jupiter) et orbite en 15,5 années autour de la binaire, tandis que l’autre exoplanète est 1,6 fois plus massive que Jupiter et orbite en 7,75 années terrestres.

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Des chiffres de distances assez étonnants pour une petite binaire d’étoiles très proches l’une de l’autre. Mais leur présence dépend de scenarii encore plus époustouflants !

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La naine blanche actuelle est le reliquat d’une étoile ayant brûlé la totalité de ses réserves d’énergies. Dans le passé les deux étoiles devaient orbiter l’une autour de l’autre, à une distance plus grande, probablement de l’ordre de deux années terrestres. Comme le fera notre Soleil plus tard, avant de mourir, elle est devenue une géante rouge. A ce stade son enveloppe externe s’est tellement dilatée qu’elle a englouti son compagnon ! Ainsi 75% de sa masse ont été perdus par la géante rouge ! De tels transferts de masse ont modifié et transféré l’attraction gravitationnelle d’une étoile à l’autre, d’autant que les deux étoiles se sont rapprochées, modifiant l’attraction gravitationnelle de l’ensemble de la binaire. Des planètes existantes autour d’elles ont vu ainsi leurs orbites dramatiquement changées ou même être libérées du système.

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L’autre scénario concernant les exoplanètes du système NN Serpentis est tout aussi stupéfiant ! Elles sont peut-être des nouvelles-nées âgées seulement d’un million d’années ! L’étoile principale a éjecté la plus grosse partie de sa matière avant de se transformer en naine blanche, développant ainsi un très important disque protoplanétaire autour d’elle. Dans ce cas, il est possible que les planètes massives se soient créées après la mort de l’étoile qui a permis leur création !

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Source principale : Space . com Science via ULG

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Prédire l’avenir des étoiles, l’exemple d’Oméga du Centaure

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L’amas globulaire Oméga du Centaure, visible à l’œil nu dans le ciel austral, est une cible de choix pour tous les astronomes. Déjà Ptolémée l’avait identifié, il y a plus de 2 000 ans, mais alors il lui apparaissait comme une étoile unique.

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Oméga du Centaure est l’un des 150 amas globulaires de notre Voie Lactée. Ses dix millions d’étoiles sont toutes liées entre elle par la gravité. Nous avons déjà vu dans des articles précédents qu’ils sont soupçonnés abriter les très rares et très recherchés “trous noirs intermédiaires”, dont la masse est supérieure à celle des trous noirs stellaires et nettement inférieure à celle des trous noirs centraux galactiques.

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Les techniques modernes permettent maintenant de discerner individuellement les étoiles au sein d’un amas. C’est ainsi que deux astronomes, Jay Anderson et Roeland van der Marel du Space Telescope Science Institute à Baltimore, Maryland, ont analysé les données recueillies par le télescope spatial Hubble d’Oméga du Centaure entre 2002 et 2006.

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Habituellement lorsque notre regard plonge dans l’espace, il remonte dans le temps. Cette fois-ci en étudiant les déplacements des étoiles du centre de l’amas, au fil des observations d’Hubble, les astronomes ont effectué oeuvre d’anticipation. Ils ont réalisé une simulation numérique des déplacements pour en deviner la position de ces mêmes étoiles dans 10 000 ans !

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En voici le résultat : sur l’image du bas nous voyons les futurs positions des étoiles appartenant à l’encadré figurant sur l’image du haut.

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Déplacements des étoiles centrales d’Oméga du Centaure ; crédit image : NASA, ESA, STScI (Anderson, van der Marel)

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Plan large : 1 024 x 819 pixels

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Plan très large : 3 000 x 2 400 pixels

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Source : Hubblesite

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Opportunity, sol 2382

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Tandis que Spirit, le petit robot martien, est toujours silencieux depuis le 22 mars 2010, son jumeau Opportunity continue son petit chemin sur les plaines martiennes en direction du cratère Endeavour. Au Sol 2393 (17 octobre 2010) il a franchi le cap des 24 kilomètres parcourus depuis son arrivée sur Mars.

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Voici une mosaïque de clichés réalisée à partir des prises de vue effectuées par Opportunity au Sol 2382 (6 octobre 2010). L’angle de vue est de 90° centré sur l’Est.

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Opportunity, sol 2382 ; crédit image : NASA, JPL-Caltech

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Plan large : 431 x 1 024 pixels

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Plan très large : 1 145 x 2 719 pixels

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Source : site Mars Rover Exploration Mission

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Éruptive Vénus ?

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Que Vénus ait eu un passé volcanique, aucun scientifique n’en doute puisque près de 1 000 volcans ont été répertoriés sur sa surface. La grande question est de savoir si ce volcanisme est encore actif de nos jours.

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Il est impossible de visualiser directement le sol vénusien rendu opaque par l’épaisse couche nuageuse de l’atmosphère. Les savants doivent donc utiliser d’autres longueurs d’ondes pour scruter les mystères de la planète jumelle de la Terre comme radar, infrarouge ou micro-ondes.

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Une nouvelle étude à paraître dans la revue Geophysical Research Letters semble apporter un élément de réponse à la question du volcanisme actif sur Vénus. Son auteur principale est Natalia Bondarenko, planétologue à l’Université de Californie, Santa-Cruz.

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Les chercheurs ont analysé les données recueillies par la sonde Magellan de la NASA, au début des années 1990 dans la gamme des micro-ondes. Les micro-ondes permettent d’enregistrer l’émission de chaleur en provenance de la surface de Vénus.

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Dans la région de l’hémisphère nord vénusien Bereghinia Planitia, ils ont découvert un flux de 85° Celsius supérieur à ce qui était prévu. Il pourrait correspondre à une coulée de lave en cours de refroidissement. Selon Bondarenko, le débit a moins de 100 ans sinon il n’aurait pu être identifiable en micro-ondes.

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Bereghinia Planitia, points chauds ; crédit image : GRL, Bondarenko et autres

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La découverte de Bondarenko, n’est pas une preuve en soi de l’existence d’un volcanisme actif sur Vénus. Son équipe espère découvrir l’existence d’un phénomène identique sur d’autres endroits de la surface vénusienne dans les archives de Magellan.

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Pour mémoire, l’équipe de Suzanne Smrekar utilisant les données infrarouge recueillies par la sonde Venus Express de l’ESA, a repéré sur l’hémisphère sud de Vénus trois “points chauds”, semblables à celui d’Hawaï sur Terre par exemple, dont les derniers écoulements de lave pourraient remonter à 250 000 ans ; ce qui est très récent à l’échelle géologique d’une planète (voir note du 11 avril 2010).

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Source : ScienceNews

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Une exoplanète dans une binaire d’étoiles

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Inrakluk est une binaire d’étoiles située à 49 années lumière de la Terre dans la constellation de la Lyre. Leurs masses respectives sont de 1,07 et 0,71 masses solaires. Dans les catalogues stellaires elle est répertoriée sous HR 7162 ou HD 176051.

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Constellation de la Lyre ; crédit image : astrosurf.com

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Voici Inrakluk propulsée sur le devant de l’actualité astronomique avec la publication d’une étude en 5 articles présentés par Matthew Muterspaugh (Tennessee State University) dans Astrophysical Journal annonçant la découverte d’une exoplanète de type Jupiter orbitant autour de l’étoile la plus importante (voir article en PDF).

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Il s’agit là de deux premières.

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Tout d’abord par la méthode. Les chercheurs ont utilisé une technique prometteuse, mais qui n’avait pas encore porté ses fruits en matière de recherche d’exoplanètes. L’astrométrie est la science fondamentale en astronomie, celle qui permet de mesurer la position et la distance d’une étoile dans le ciel. Avec les derniers progrès techniques et les nouvelles générations de télescopes spatiaux, ces mesures peuvent être faites très précisément pour ce qui concerne les étoiles ou les objets proches par exemple. Suffisamment précisément pour que les légères perturbations de position de l’étoile occasionnées par la présence d’une exoplanète orbitant autour d’elle soit identifiables.

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Innovation aussi quand à la théorie.

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Pour la première fois une exoplanète, une géante gazeuse probablement similaire à notre Jupiter, a été détectée autour d’une binaire d’étoiles. Jusqu’à présent la théorie, du fait des interactions gravitationnelles entre les deux étoiles, estimait qu’une exoplanète de type jovien, dans un tel système, n’avait pas suffisamment de temps de se condenser, ses poussières et gaz étant rapidement chassés par la gravitation des deux étoiles parentes.

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Mutterspaugh et ses collègues apportent une réponse concrète et théorique par la découverte de leur nouvelle exoplanète. Pour eux, dans les parties les plus denses du nuage de gaz et de poussières primordial entourant les proto-étoiles, se produit un phénomène d’effondrement gravitationnel, le même processus à l’origine de la formation des étoiles.

Cet effondrement est si rapide qu’il permet à une exoplanète géante de se former et de subsister si elle se situe à la bonne distance pour résister à l’attirance gravitationnelle des étoiles parentes.

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Source principale : Tennessee State University

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