UNE COMÈTE

Les comètes (du grec kometes qu'il signifie «un astre avec chevelure») sont corps plus petits, avec les tailles qui vont de certains mètres à quelques kilomètres de diamètre, composés de glace et silicate. Il s'agit basiquement de grandes «boules de glace sale». Ses orbites, normalement très allongées, les mènent à passer la plupart de temps très éloignés du Soleil, dans des régions froides du Système solaire. Mais quand ils s'approchent de l'astre un roi, ils se chauffent et la glace (principalement d'une eau) est sublimée et passe de l'état solide à un gaz. Ce gaz, qui échappe au noyau solide de la comète, traîne avec soi des particules de poussière et «un coma« forme des nuages étendus autour de la comète appelées «une chevelure« o. Les matériels qui forment la chevelure sont traînés en sens opposé au Soleil par le vent solaire et donnent lieu aux "queues" cometarias. Après son pas près du Soleil, les particules de la chevelure et de la queue d'une comète restent distribuées le long de son orbite et quand la Terre, dans son tour autour du Soleil, croise l'une de ces orbites, les soi-disant pluies d'étoiles se produisent. Ce phénomène se produit quand des particules minuscules de poussière originaires de la comète entrent dans l'atmosphère terrestre à une grande vitesse et ils se désintègrent par friction, en produisant la trace lumineuse que nous nommons un météore ou une étoile filante.
Au moins 3 types de comètes existent : ceux «d'une courte période» ou de la «famille de Jupiter», des objets avec une période orbitale plus petite que 20 ans et orbites à peine inclinées au sujet de l'écliptique (le plan de l'orbite terrestre); ceux de type «Halley«, avec des orbites plus allongées, des périodes de dizaines d'années et les inclinaisons qui peuvent être très grandes; et ceux «d'une longue période», avec orbites alargadísimas et les périodes qui vont des milliers d'années aux objets qui ont passé par la proximité du Soleil une fois unique depuis les origines du Système solaire.

La grande comète de 1997, l'Hale-Bopp, photographié á côté de la galaxie d'Andrómeda et le double tas de Perseus. Des crédits : Vicente Aupí (Observatoire de Torremocha del Jiloca).

Un glossaire : “100 concepts basiques d'Astronomie”

Les gars et sa vision de la science

Parfois je me demande comment les gars nous voient, nous, les hommes de science, ce qu'ils pensent sur ce que nous faisons, dans quel univers ils croient que nous s'en tirons. Je me réfère à ceux qui sont encore dans primaire, dans les premières étapes de formation, quand tout est nouveau, fascinant. Quand on est vraiment réceptif et l'avenir d'un enfant peut complètement changer par certaines expériences.

Aujourd'hui j'ai reçu un message de mes neveux César et David, avec quelques dessins, dans lesquels je peux voir directement ce qu'ils pensent à l'Astronomie et à l'image qu'ils ont sur moi, comme enquêteur. Dès que je le partage avec vous. De petits détails pareils font que vaut la peine l'investigation et la divulgation.

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UNE EXPANSION DE L'UNIVERS

On a observé que les distances entre les grandes structures de l'univers (le tas et un supertas de galaxies) augmentent d'une manière progressive. Ce fait observacional s'appelle expansion de l'univers et il a été découvert par Edwin Powell Hubble et Milton Lasell Humason en 1929. Si prennent deux tas de galaxies n'importe quelles, la distance entre ceux-ci grandit sans cesse, et le fait non parce que l'on déplaît aux galaxies ou aux tas, mais parce que grandit l'espace qui sert d'intermédiaire entre ceux-ci. De plus, les plus distants entre soi les tas réfléchis se trouvent, plus rapide, elle est, l'augmentation de la distance. L'intensité de l'expansion de l'univers à tout instant de son histoire est évaluée au moyen du paramètre de Hubble, l'H. L'actuelle valeur du paramètre de Hubble reçoit le nom de constante de Hubble et est symbolisée comme H0. L'expansion de l'univers ne touche pas des systèmes liés de gravitatoriamente c'est-à-dire le processus ne modifie pas les distances entre les atomes de nos corps, entre la Terre et le Soleil ou même entre les étoiles de la Galaxie ou entre les galaxies appartenant au même tas. Les observations indiquent que l'expansion de l'univers s'excite de plus en plus, pour les motifs qui ne sont pas encore clairs.

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UN DÉPLACEMENT AU ROUGE

Les ondes électromagnétiques, comme par exemple la lumière, se caractérisent par sa longueur d'onde c'est-à-dire par la distance qui sert d'intermédiaire entre deux crêtes ondulatoires consécutives. Une onde n'importe quelle, soyez ou non électromagnétique, il peut être émis par une longueur d'onde déterminée mais tout de suite on peut voir affectée par la multitude de processus qui font que le récepteur la capte avec une longueur d'onde distincte.
Dans le cas du son, quand il change la longueur d'onde il se trouble, le ton (le caractère perçu pointu ou grave). Dans le cas de la lumière, les changements de longueur d'onde supportent des modifications en couleur.
Le déplacement au rouge n'est qu'un changement dans la longueur d'onde de la radiation électromagnétique. Une onde électromagnétique émise avec une certaine longueur d'onde (une couleur déterminée) est captée par une longueur d'onde (une couleur) distincte. Quand cette altération implique un rougeoiement du ton de la lumière ou, en général, un allongement de la longueur d'onde, on parle d'un déplacement vers le rouge. Bien que le déplacement vers le rouge soit le plus populaire, il faut insister pour ce qu'il est aussi possible que se produise un raccourcissement des longueurs d'onde de la radiation : dans ce cas on parle d'un déplacement au bleu.
Dans le cas de la radiation électromagnétique en général, et très en particulier s'il s'agit de la lumière, ce changement de longueur d'onde peut découler de trois différents processus physiques : auxquels l'émetteur et le receveur s'éloignent entre soi (l'effet Doppler), auquel l'émetteur se trouve soumis à un champ gravitationnel plus intense que le récepteur (un déplacement au gravitationnel rouge) ou à l'expansion de l'univers (un déplacement au cosmologique rouge). Quand un émetteur et un receveur s'approchent, quand le récepteur expérimente un champ gravitationnel plus intense ou quand on contracte l'univers, alors l'effet contraire, le déplacement se produit au bleu. Le déplacement se représente au rouge avec la lettre z. La variable z adopte des valeurs positives quand il s'agit d'un déplacement au rouge et de négatifs s'il s'agit d'un déplacement au bleu.
Comme il a été indiqué, le déplacement (ou envers le bleu) peut avoir trois causes physiques bien différenciées envers le rouge. Mais il y a l'une d'elles qui ressort par son importance et par la fréquence avec laquelle il apparaît dans des contextes physiques, et surtout dans des problèmes astronomiques : l'effet Doppler.
Le changement est connu comme effet Doppler dans la longitude d'une onde comme conséquence du mouvement de l'émetteur au sujet du récepteur. Nous observons cet effet de nombreuses fois dans la vie quotidienne. Quand une voiture nous s'approche à une grande vitesse, nous percevons que le son du moteur (une onde, finalement) est plus pointu que quand il s'éloigne de nous. Cette perception découle du fait dont quand la voiture s'approche, les ondes sonores émises semblent se rejoindre et diminue sa longitude, tandis que se produit l'effet contraire quand la voiture éloigne, la situation dans laquelle les ondes semblent se séparer, ce qu'il fait que sa longitude augmente.
Cet effet est très important dans l'astrophysique, où il acquiert une importance appliqué aux ondes électromagnétiques, surtout au cas de la lumière. Quand un objet qui émet une lumière, comme une étoile ou une galaxie, s'approche de nous (ou nous à l'objet), nous voyons ses ondes comprimées de lumière, avec une longueur d'onde plus petite que la correspondante à l'émission : la couleur se déplace vers le bleu. Si le corps émetteur s'éloigne de nous (ou nous du corps émetteur), alors nous voyons que sa lumière se déplace vers le rouge, ses ondes s'allongent. L'effet rend plus intense plus grand tout ce qui est la vitesse relative entre l'émetteur et le receveur, ce qui permet d'utiliser l'effet Doppler pour calculer la vitesse des astres au sujet de nous.
Cet effet reçoit son nom de l'autrichien physicien Christian Doppler, et il a été clef dans la découverte de l'expansion de l'univers par Edwin Hubble. Cependant, il faut éclaircir que les déplacements au rouge dont tant il s'agit dans une cosmologie ne découlent pas de l'effet Doppler, mais d'un effet indépendant, celui du déplacement au rouge cosmologique, mis en rapport à l'expansion de l'univers, et non avec le déplacement des galaxies proprement dites dans le sein de l'espace.

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DES ASTÉROÏDES

Ce sont des corps plus petits du Système solaire, majoritairement composés de silicates et de métaux. La majorité d'eux sont petits, de quelques mètres jusqu'à dizaines heures de kilomètres, et des formes très irrégulières. Certains atteignent quelques centaines ou jusqu'à mille kilomètres de diamètre. C'est le cas de Ceres, le premier astéroïde, découvert en 1801 par Giusseppe Piazzi.

Un astéroïde (433) Eros. Une reconstruction des images prises pour la sonde spatiale NEAR-Shoemaker en février 2000. Des crédits : NEAR Project, NLR, JHUAPL, Goddard SVS, NASA.

Presque tous les astéroïdes se trouvent dans la région entre Mars et Jupiter connue comme ceinture principale. C'était le premier anneau de corps le moindre connu (le deuxième a été le transneptuniano). Dans les premières étapes de l'évolution du Système solaire des millions de corps se sont formés de jusqu'à quelques centaines de km de diamètre, à partir de l'agrégation en silicates et en métaux qui abondaient dans la région des planètes terrestres. Tandis que ceux qui se sont formés dans la région intérieure à Mars se sont ajoutés en donnant lieu aux planètes terrestres, ceux qui se sont formés un peu plus loin de Mars n'ont pas pu s'ajouter pour former une autre planète. La proximité de Jupiter a modifié ses orbites de telle manière que, après avoir heurté, entre soi ils le faisaient aux vitesses si hautes que, au lieu de s'ajouter pour former un plus grand objet, (comme il lui a succédé aux objets les plus intérieurs), plus de petits ont cassé les objets fragmentaires.
Non tous les astéroïdes sont dans la ceinture principale; certains ont été éjectés de celui-ci gráce à des perturbations gravitationnelles et des collisions mutuelles. Les orbites de certains de ces astéroïdes éjectés s'approchent à la Terre et tous le celui-là dont la distance minimale au Soleil est plus petite que 1,3 fois la distance de la Terre sont considérés comme Astéroïdes Voisins (ou NEA, de l'anglais near earth asteroids). Quelques NEA sont potentiellement dangereux étant donné qu'ils peuvent heurter avec la Terre.

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UNE MÉTÉORITE

Les petites particules (jusqu'à environ dix mètres) qui orbitent autour du Soleil reçoivent le nom de météorites. Ces particules sont associées aux comètes et aux astéroïdes, mais ils peuvent aussi avoir été arrachés des satellites ou de planètes après des chocs violents avec d'autres corps.

Un fragment de la météorite de Port Lápice photographié in situ par Alejandro Sánchez. L'exemplaire s'exhibe actuellement dans le Musée national de Sciences naturelles. Des crédits : Alejandro Sánchez (Université Complutense de Madrid).

Quand l'une de ces particules extraterrestres pénètre dans l'atmosphère terrestre, il se chauffe par frottement avec l'air, devient incandescent et un météore ou une étoile filante donne lieu à un dénommé scintillement de lumière. Ils s'appellent bolides, ces météores dont la luminosité est supérieure à celle de la planète Vénus.
Parfois, le météorite responsable d'une étoile filante ou d'un bolide pas volatiliza complètement dans le processus et il survit entier ou fragmenté jusqu'à arriver au sol. À ce fragment de roche provenante de l'espace nous le nommerons météorite. L'observation des bolides permet de reconstruire parfois les trajectoires et de déduire la zone de la surface où ils sont tombés, ce qu'il aide à la récupération de météorites pour son étude postérieure. Les météorites peuvent être rocheuses, métalliques, ou un mélange des deux. Son étude nous informe sur la composition et l'histoire des corps du système solaire. Plus de 31 000 météorites ont été récupérées; la chute de plus de 1000 d'eux a été observée par un témoin.

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UNE PLANÈTE

L'Union Astronomique Internationale, dans son assemblée plénière célébrée à Prague en août 2006, a établi une définition du terme planète, au moins en ce qui concerne le Système solaire. Ainsi, une planète est un corps céleste que : (a) il orbite autour du Soleil; (b) il possède assez de masse comme pour que sa propre gravité domine les forces présentes comme corps rigide, ce qui implique une forme à peu près arrondie déterminée par l'équilibre hidrostático; (c) est l'objet clairement dominant dans son voisinage, ayant nettoyé son orbite de corps similaires à lui. Selon cette définition, Pluton arrête d'être une planète, pour se mettre à être le prototype d'un nouveau type d'objets : les planètes naines. Dans la catégorie de planètes naines Pluton, Ceres et Eris se trouvent. C'est pourquoi, le Système solaire reste avec huit planètes : Un mercure, Vénus, la Terre, Mars, Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune. Dans notre système solaire il y a deux types de planètes, gazeux et rocheux, et des deux types des planètes ont été découvertes en orbitant d'autres étoiles différentes du Soleil.

Saturne, observé par la mission Cassini-Hyugens, avec le Soleil occulte par l'éclipse due au disque de la planète. Bien qu'existe une certaine quantité de matériel autour de ce géant gazeux en forme de nombreux satellites et anneaux multiples, Saturne domine tout l'ensemble. Des crédits : Cassini Imaging Team, SSI, JPL, CELA, NASA.

Les planètes gazeuses sont celles-là constitués principalement par des gaz, en particulier un hydrogène et un hélium. Dans notre Système solaire ils appartiennent à cette catégorie Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune, bien que la glace soit dans ci-mentionnés un composant substantiel dans sa composition. Selon ses mécanismes de formation, les planètes gazeuses n'ont pas pourquoi posséder un noyau solide rocheux, mais ils peuvent consister en continu de gaz peu à peu plus denses qu'ils acquièrent finalement les propriétés d'un fluide quand il se trouve sous surpression. Dans le cas de Jupiter et Saturne, l'hydrogène gazeux dans l'état moléculaire laisse passer à l'état connu comme «un hydrogène métallique» avec quelques propriétés particulières. La majorité immense des planètes extrasolaires découvertes jusqu'à la date est planètes gazeuses par suite, au moins en partie, à que les actuelles méthodes de détection discriminent mieux des planètes de plus grande masse.
Les planètes rocheuses, aussi nommées telluriques, sont les planètes formées principalement par des silicates, dans lesquels les atmosphères sont secondaires et sont influés par l'activité géologique et, dans le cas de la Terre, par l'activité biologique. Dans le Système solaire quatre planètes rocheuses existent : Un mercure, Vénus, la Terre et Mars.

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