Le Nuage Noir

« Le Nuage Noir » est un roman de science-fiction de l’astrophysicien britannique Fred Hoyle, paru en 1957. Je l’ai découvert il y a quelques années, en version originale, « The Black Cloud » ; j’avais trouvé cette histoire géniale, au point que, ne le trouvant pas en français, je pensais qu’il n’avait jamais été traduit, ce que je trouvais dommage, je m’étais mis en tête d’essayer de le faire. Il faut avouer que le beau projet n’est pas allé beaucoup plus loin que la première page ! Et puis, il y a peu, (…) –
Réflexions
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L’océan d’Encelade se trouve à seulement quelques kilomètres en dessous de sa croûte glacée


Nous avons déjà souvent parlé d’Encelade, satellite de Saturne, qui montre le phénomène étonnant de l’émission de jets d’eau vaporisée au niveau de son pôle Sud. La sonde Cassini l’a étudiée de près depuis de nombreuses années et les planétologues sont arrivés à la conclusion qu’il existait un vaste océan d’eau liquide sous la croûte de glace d’Encelade.

Qui plus est, les données accumulées permettent de dire que cet océan est chaud, probablement à plusieurs dizaines de degrés celsius. Mais l’une des questions qui restent en suspens est liée à ces geysers visibles au pôle sud. Comment l’eau parvient-elle à s’échapper à travers la croûte de glace ? Ou encore : quelle est l’épaisseur exacte de cette croûte glacée, et est-elle la même partout à la surface d’Encelade ?
Les données obtenues avec la sonde Cassini étaient parfois contradictoires quant à l’épineuse question de l’épaisseur de glace surplombant l’océan liquide. Mais aujourd’hui, une équipe internationale de planétologues comprenant des chercheurs du Laboratoire de Planétologie Dynamique de Nantes (CNRS/Université de Nantes/Université d’Angers) propose un nouveau modèle d’Encelade qui permet de mettre en accord les différentes données. Leur principale conclusion est que la couche de glace de Encelade n’aurait pas la même épaisseur partout, et montrerait de fortes variations, allant de plus de 30 km dans certaines zones à moins de 5 km, justement au niveau du pôle Sud, là où de vastes crevasses peuvent laisser s’échapper la précieuse eau salée riche en matière organique…
Les planétologues publient leur étude dans la revue Geophysical Research Letters. Ils y montrent que la couche de glace de Encelade peut être beaucoup plus fine que ce que les premières mesures de Cassini avaient laissé présager (entre 30 et 60 km) et même ses secondes mesures, qui en 2015 avaient permis de déduire la présence d’un océan global sous la glace, mais avec une épaisseur moyenne de glace de 20 km. Quant aux données recueillies sur le champ de gravité et la topographie du satellite saturnien, celles-ci semblaient incompatibles avec une couche aussi épaisse…

Le nouveau modèle de structure interne d’Encelade que proposent Ondrej Cadek (Université de Prague) et ses collaborateurs franco-belges introduit une couche un peu particulière dans les 200 premiers mètres de glace, qui joue le rôle d’une sorte de coquille élastique, et une épaisseur globale de glace qui est très variable d’une région à une autre : très épaisse à l’équateur et plus fine aux pôles. La structure qui se dessine est la suivante : un noyau rocheux de 185 km de rayon, recouvert par un océan chaud  de 45 km de profondeur ayant une densité de 1,03 (donc salé), surmonté de la couche de glace d’épaisseur moyenne de 20 km. Mais la zone sud ne serait pas plus épaisse que 5 km et la zone équatoriale la plus épaisse atteindrait 38 km. L’océan interne d’Encelade représenterait ainsi 40% du volume total du satellite.

Considérer une couche de glace de plus faible épaisseur implique de devoir recalculer la quantité de chaleur interne dont on perçoit un des effets avec les geysers du pôle sud. Alors que l’on pensait que les flux de chaleur étaient majoritairement provoqués par les effets de marée induits par Saturne sur les grandes failles de la croûte de glace de la région sud, ce n’est plus possible avec une couche aussi mince. Les chercheurs montrent ainsi qu’il doit exister une autre source de chaleur dans les profondeurs de l’océan Enceladien.

La présence de sources d’eau chaude à près de 100°C avait déjà été évoquée en 2015 à partir de la détection par Cassini de grains de silicates qui ne peuvent se former que dans de telles conditions physico-chimiques. Cette nouvelle étude vient doc renforcer d’autant plus cette idée d’océan chaud, qui, associée au fait que Cassini avait également détecté des molécules organiques dans les jets du pôle Sud, fait d’Encelade un véritable monde pouvant être qualifié d’habitable.
La très bonne nouvelle que nous donne cette recherche, c’est qu’avec une couche de glace de seulement 5 km d’épaisseur, on peut bien plus facilement envisager des moyens d’exploration in situ que si elle faisait 20 km…
Source :

Enceladus’s internal ocean and ice shell constrained from Cassini gravity, shape and libration data.
Ondrej Cadek et al.
Geophysical Research Letters (11 juin 2016)
Image :
(1) : Cartographie de l’épaisseur de la couche de glace reconstruite, les faibles épaisseurs sont représentées en rouge et les fortes épaisseurs en bleu (Cadek et al.)

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Sélection scientifique de la semaine (numéro 226)

– Ces gènes qui continuent de fonctionner plusieurs jours après la mort. (en anglais) – Biologie toujours avec ces questions qui se posent sur le vieillissement après que des chercheurs ont découvert qu’un ver pouvait rajeunir… – Quel est le rôle sur la … Continuer la lecture
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Autour du Grand Triangle d’Eté

L’été est propice à flâner la nuit le nez en l’air. Ces nuits étouffantes, où seule une virée nocturne permet de se rafraîchir quelque peu, peuvent également être les témoins d’un spectacle ébouriffant. Vous connaissez sans doute le fameux Grand Triangle d’été, formé par trois étoiles très brillantes; je vous propose de plonger plus profondément dans le monde qui entoure ces trois belles de l’été.

Le Grand Triangle d’été est visible dès le début de nuit au dessus de l’horizon Est. Il est formé par Véga (la plus brillante des trois), Deneb, et Altaïr.


Véga, Deneb et Altaïr font partie de trois constellations différentes : respectivement la Lyre, le Cygne, et l’Aigle. Alors qu’il faut un peu d’imagination pour voir pourquoi les anciens ont nommé la Lyre ainsi, on peut très facilement voir les deux oiseaux en plein vol que sont le Cygne et l’Aigle.


Voyons maintenant le nom de ces constellations et des plus petites qui se situent à l’intérieur même du Triangle ou juste à proximité : nous avons ici un Petit Renard (Vulpecula), une Flèche (Sagitta) et un Dauphin (Delphinus). 


 Approchons maintenant d’un peu plus près de ce Triangle presque isocèle.


Commençons tout d’abord notre exploration en levant la tête le plus haut, vers cette étoile extrêmement brillante qu’est Véga. Nous sommes dans la Lyre.

L’objet phare de la Lyre est sans conteste la nébuleuse qui en porte le nom, la fameuse nébuleuse de l’anneau, ou nébuleuse de la Lyre. Celle qui porte le numéro 57 dans le catalogue de Messier est un résidu d’explosion d’étoile, une nébuleuse dite planétaire de par sa forme ronde en forme d’anneau. On la trouve très facilement car elle se situe pratiquement au milieu des deux étoiles qui forment le bas du losange suspendu à Véga.


Juste en dessous du losange de la Lyre se trouve un autre objet de Messier, à savoir M56. C’est un amas globulaire  situé à près de 33000 années-lumière et dont le diamètre est de l’ordre de 60 années-lumière. On peut parvenir à en résoudre quelques dizaines d’étoiles avec un télescope de plus de 250 mm.

Remontons maintenant vers Véga en contournant le losange par la gauche, nous rencontrons une étoile bien brillante, Théta Lyr. Il s’agit en fait d’une étoile double bien séparée, qui à la particularité d’être fort jolie à regarder : les deux compagnes sont de couleurs très différentes ; une jaune et l’autre bleue, un peu à la manière d’Albireo dont parlerons dans quelques lignes…


Mais n’anticipons pas trop, restons dans la Lyre et remontons encore vers Véga. Légèrement à sa gauche, au dessus du losange, se trouve un objet assez exceptionnel. Il s’agit d’une étoile quadruple ! On l’appelle aussi la double-double. Epsilon Lyr est en fait composée de deux groupes d’étoiles doubles. Leur vision est impressionnante, surtout lorsque l’on songe que ce beau monde d’une belle couleur jaune se tourne autour… 

Il est déjà temps de quitter la Lyre pour rendre visite à nos oiseaux préférés, en commençant par le Cygne. Bien évidemment, nous allons voir tout de suite celle qui est devenue l’archétype du contraste de couleurs : Albireo la magnifique, qui fait office de tête du Cygne. Albireo est l’une des plus belles étoiles doubles du ciel boréal, si ce n’est la plus belle. Elle montre deux compagnes d’un bleu profond et d’un jaune orangé, dont la proximité les rend inoubliables.


Nous quittons Albireo pour nous diriger vers l’aile gauche du Cygne, en remontant vers le milieu du segment Deneb-Véga. Nous nous arrêtons juste avant de croiser ce segment imaginaire. Nous y sommes, c’est ici que l’on trouve NGC 6819. C’est un très joli amas ouvert, qui regroupe des dizaines d’étoiles dans une formation très resserrée.

Poursuivons la droite reliant Albireo et NGC 6819 jusqu’à traverser l’aile du Cygne, et nous nous arrêtons juste après. Ici se trouve une nébuleuse planétaire, petite mais très amusante. On l’appelle la planétaire clignotante. NGC 6826 est clignotante lorsqu’on la regarde en face et en vision décalée, en alternant. L’acuité visuelle nocturne étant bien meilleure dans les zones périphériques de la rétine, l’effet sur des objets faibles et peu étendus est immédiatement perceptible et on peut jouer un moment avec ses yeux et cette sympathique nébuleuse planétaire

Assez joué, nous redescendons maintenant vers Deneb… Une fois sur Deneb, il faut poursuivre un peu la descente presque parallèlement à l’aile, nous tombons nez à nez avec une nébuleuse très étendue, mais qui nécessite l’utilisation d’un filtre UHC pour être facilement repérable tout de même. NGC 7000 est également surnommée la Nébuleuse North America.


Notre tour du Cygne n’est pas terminé, car on garde le meilleur pou la fin, mais avant d’y parvenir, nous devons aller voir une autre nébuleuse planétaire, NGC 7027, qui elle, ne nous permet pas de la voir clignoter comme sa consœur. Ça ne fait rien, elle est jolie quand-même et peut-être même pas très ronde…

L’étape suivante est une étoile double, ça faisait longtemps, tiens… celle-ci se dénomme 61 Cyg. Cette étoile double aux belles teintes jaunes profond s’est rendue célèbre pour avoir été la première étoile dont on a pu mesurer la distance par la méthode des parallaxes, grâce à Friedrich Bessel en 1838 (10,5 années-lumières). Comme promis, nous terminons le tour du Cygne par de pures beautés. Ces somptueux objets du ciel estival sont nommées les Dentelles du Cygne, les petites dentelles et les grandes dentelles sont de vastes étendues nébuleuses, des nuages de gaz qui flottent comme à la surface de la Voie Lactée par ailleurs bien visible en arrière plan dans cette région très riche. Pour bien apprécier ces nébuleuses, il faudra tout de même équiper son oculaire (de grande focale de préférence, vue l’étendue du spectacle) avec un filtre OIII qui mettra en valeur ces volutes filamenteuses dont le Cygne se pare chaque été…


Juste à côté de l’imposante constellation du Cygne se trouve une toute petite constellation appelée le Petit Renard, qui semble n’être constituée que de deux étoiles. Bien que peu étendue, le petit Renard (Vulpecula) recèle pourtant des trésors.
Non loin de la Petite Dentelle, en se déplaçant en direction de la constellation de la Flèche, nous entrons sur le territoire du Petit Renard, et nous allons trouver un objet d’une beauté renversante. NGC 6834 est un amas ouvert, riche de plusieurs dizaines d’étoiles voire plus, et très étendu, il faut préférer là encore un oculaire de grande focale permettant un faible grossissement. Ses étoiles certes point très brillantes montrent essentiellement la beauté de la gravitation à l’oeuvre…


Revenons un bref instant dans le Cygne, qui nous manque peut-être déjà, en remontant en direction de la sublime Albireo mais en s’arrêtant aux trois quarts du chemin. Nous arrivons sur un objet nommé NGC 6834, qui est un autre amas ouvert, lui aussi digne d’intérêt. On y voit une bonne trentaine d’étoiles serrées les unes contre les autres. On pourrait même distinguer en son centre une mystérieuse structure rectiligne…

Cette fois-ci, nous laissons s’envoler le Cygne et revenons vers notre Petit Renard en traversant le segment principal de la constellation pour se diriger vers la Flèche que nous verrons par la suite. Environ au niveau des Dentelles et de NGC6930, nous pouvons admirer un objet du catalogue de Messier, M27. Il s’agit d’une nébuleuse planétaire comme on les aime, et sans doute l’une des plus connues. En tout cas mieux connue sous le nom de nébuleuse de l’Haltère, pour des raisons évidentes de forme.


Avant de visiter l’autre oiseau du grand Triangle, arrêtons-nous maintenant sur ces autres petites constellations pleines de petits trésors à observer. Tout d’abord la Flèche, sur laquelle nous étions presque atterris. Presque exactement au milieu des deux étoiles principales de cette flèche que nous imaginons très aisément, nous pouvons observer M71, qui est un amas globulaire pas très dense, un peu perdu dans une foultitude d’étoiles du bras galactique en arrière plan. Cela ne l’empêche pas de nous montrer quelques dizaines d’étoiles résolues, avec un bon diamètre de télescope tout de même…


Les étoiles de la flèche nous indiquent une direction, que nous suivons donc. Après avoir parcourus environ l’équivalent de la longueur de la flèche (c’est simple l’astronomie, non ?), nous trouvons NGC 6905, en même temps que nous changeons de territoire, car nous sommes ici chez le Dauphin. NGC 6905 est une nouvelle nébuleuse planétaire, assez facile à localiser grâce à une étoile assez brillante toute proche. Cette nébuleuse planétaire ne montre pas d’anneau mais plutôt une petite boule de gaz très douce, perdue là au milieu de nulle part (ou presque).

Le Dauphin n’a pas fini de nous montrer ses secrets, nous descendons donc vers le losange si caractéristique de la tête du cétacé. Nous nous penchons sur le cas de l’étoile située le plus à gauche du losange. Il s’agit de gamma Del, qui est une étoile double jaune-jaune prisée des amateurs que vous êtes devenus. Le Dauphin montre une sorte de queue dans le prolongement du losange, nous suivons cette ligne imaginaire en parcourant deux fois la distance depuis le losange, vous avez en face des yeux NGC 6934. C’est un amas globulaire dont les étoiles sont si serrées et si faibles qu’elles ne sont pas résolues, on ne voit qu’une grosse boule diffuse et on imagine toutes ces étoiles en interaction gravitationnelle, peut-être accompagnées de quelques trous noirs ?…

Le temps semble venu pour aller voir Altaïr. La tête de l’Aigle. Nous y allons vite sans besoin de repères particuliers. De là, nous nous déplaçons légèrement vers l’aile droite du rapace, en plein dans une zone très dense de la Voie Lactée, les étoiles foisonnent par ici… Et c’est encore vers une nébuleuse planétaire de type annulaire que je vous conduit : NGC 6804. Voir l’anneau n’est permis qu’aux heureux possesseurs de télescopes de diamètre supérieur à 250 mm. Mais on peut aussi se contenter d’admirer cette forme toute ronde avec un diamètre inférieur…


Nous contournons maintenant complètement l’aile droite de l’Aigle pour trouver juste à droite du bout de l’aile : NGC 6709, qui se trouve être un amas d’étoiles ouvert possédant quelques beaux spécimens et en belle quantité, en plus. On aime ces étoiles rapprochées assez brillantes…
Il est temps pour nous de clore ce périple estival avec un dernier petit objet sympathique tout plein, NGC 6755, un amas ouvert là encore, mais qui lui possède plusieurs étoiles doubles. Pour le rencontrer, il faudra se diriger vers le corps de l’oiseau exactement parallèlement à l’aile que nous avions contournée. Des étoiles doubles au sein d’un amas ouvert renforce encore d’avantage cette impression de bousculade gravitationnelle entre étoiles à laquelle on ne peut que songer à l’observation.


La nuit s’est maintenant rafraîchie, et nous avec… Il est temps d’aller vérifier si ce grand triangle est vraiment isocèle ou bien s’il s’agit d’un leurre. Vous pourriez également chercher dans quelle constellation se trouve son barycentre, avant de vous endormir au pays des oiseaux musiciens…

Bon Ciel, Bon Eté!

Cartes du ciel réalisées avec Stellarium
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Le champ électrique de Vénus l’aurait privée d’eau


Des mesures de la sonde Venus Express viennent de donner une explication à l’absence d’eau sur la planète sœur de la Terre : tout viendrait du champ électrique découvert dans son atmosphère.

C’est la première fois que l’on parvient à mesurer un champ électrique sur une planète. Même sur Terre où pourtant il devrait exister un champ électrique constant d’environ 2 V entre la croûte et la haute atmosphère, ce dernier n’a jamais pu être mis en évidence (les orages sont mis à part ici). La sonde Venus Express, lancée en 2005 et dont la mission s’est terminée fin 2014, était munie d’un instrument appelé ASPERA-4 qui contient un spectromètre à électrons et c’est ce dernier qui a permis à une équipe de planétologues de mesurer avec précision le champ électrique vertical de Vénus.
Vénus est appelée la sœur de la Terre surtout du fait qu’elle fait presque exactement la même taille, à quelques centaines de kilomètres près de diamètre. Mais son atmosphère est très différente, composée essentiellement de dioxyde de carbone, un peu d’azote et des traces de dioxyde de soufre. Mais elle est surtout beaucoup plus dense que notre atmosphère. La pression atmosphérique à la surface vénusienne est 90 fois plus élevée que sur Terre. Et la température y est affreuse, du fait d’un effet de serre impitoyable. L’abondance en eau (sous forme de vapeur) dans l’atmosphère de Vénus y est 100 fois plus faible que dans notre atmosphère. Par ailleurs, Vénus ne possède pas de champ magnétique global comme la Terre.
Les planétologues pensent que Vénus aurait pu avoir de l’eau à sa surface aux débuts du système solaire il y a 4 milliards d’années, mais qu’en se réchauffant, cette eau se serait vaporisée puis dissociée sous l’effet du rayonnement solaire. Le vent solaire aurait en effet pu séparer les ions hydrogène et ceux d’oxygène en les empêchant de se recombiner. Mais il existe un autre effet qui peut séparer à jamais les précieux constituants de l’eau : la force électromagnétique. 
Ce qu’ont trouvé les chercheurs menés par Glyn Collinson du Goddard Space Flight Center de la NASA, c’est un champ électrique vertical dans l’atmosphère de Vénus, qui vaut pas moins de 10 volts. C’est 5 fois plus élevé que ce à quoi les chercheurs s’attendaient.
Même si les spécialistes s’attendent à trouver un champ électrique dans toutes les planètes munies d’atmosphère, c’est bien la première fois qu’ils parviennent à en mesurer un. 
Lorsque des ions se forment dans une atmosphère, les électrons étant plus légers que les noyaux d’atomes, les charges négatives se retrouvent en haute altitude tandis que les charges positives se retrouvent au niveau du sol ou à basse altitude. Il s’ensuit l’apparition d’un potentiel électrique vertical. 
Et le champ électrique vertical mesuré par Venus Express est suffisamment fort pour accélérer les ions d’oxygène (chargés positivement) vers le haut, jusqu’à les faire s’échapper de l’emprise gravitationnelle de Vénus. C’est ainsi une nouvelle source, après celle du vent solaire, qui pourrait avoir contribué à la très faible abondance de l’eau observée aujourd’hui dans l’atmosphère de Vénus.

Pour parvenir à mesurer ce champ électrique, les planétologues américains ont étudié 2 ans de données collectées par la sonde. Il y avait 14 fenêtres de 1 minute chacune dans lesquelles la sonde était dans les bonnes conditions pour une mesure du champ électrique. Et ce champ électrique a pu être mesuré à chaque fois, avec la même valeur.
La valeur élevée observée est encore sujette à questions quant à son origine, et les chercheurs pensent que la plus grande proximité de Vénus du Soleil par rapport à la Terre pourrait jouer un rôle. En effet, Vénus reçoit environ le double de rayonnement ultra-violet, qui produit beaucoup plus d’électrons libres et d’ions dans son atmosphère.

En suggérant un mécanisme capable de priver d’eau une planète proche de son étoile, située dans sa “zone d’habitabilité”, là où la chaleur de l’étoile permet la présence d’eau liquide propice à la vie, cette découverte impose de vraiment redéfinir ce qu’on appelle une planète “habitable”, et pas seulement dans notre système solaire, mais aussi ailleurs, là-haut…

Source :
The electric wind of Venus: A global and persistent “polar wind”-like ambipolar electric field sufficient for the direct escape of heavy ionospheric ions
G.A. Collinson et al.
Geophysical Research Letters (20 June 2016)

Images

(1) Vue d’artiste de l’effet du champ électrique dans l’atmosphère de Vénus (ESA/C. Carreau)

(2) Illustration de la sonde Venus Express (CNES)

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Les 100 ans de la relativité générale avec Jean-Philippe Uzan – retranscription

Retranscription de l’interview de Jean-Philippe Uzan, réalisée dans l’épisode 226. Retranscription réalisée par Renaud, Floriane et Stéphanie. Johan (J) : Bonsoir. Aujourd’hui c’est le dernier épisode avant les vacances pour Podcast science. Pour clôturer en beauté cette saison 5, et pour que vous puissiez tenir tout l’été, on ne s’est pas moqué de vous ces dernières […]
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Peiresc, le Prince des Curieux


Comme tous les ans depuis maintenant vingt et un ans, une trentaine de chercheurs parmi les plus influents dans le domaine de la physique fondamentale et de la cosmologie vont se réunir durant la dernière semaine du mois de juin à l’abri des regards dans le petit village de Peyresq (Alpes de Haute-Provence)…

C’est sous l’égide du physicien théoricien belge Edgar Gunzig, que ce bourg perché sur la montagne, loin de toute grande ville, a été choisi en 1996 pour accueillir durant une semaine une rencontre informelle entre chercheurs de très haut niveau afin de réfléchir aux grandes questions actuelles de la  physique et de la cosmologie. Au fil des années, cette réunion amicale s’est transformée en un lieu incontournable pour les meilleurs théoriciens qui étudient l’Univers. D’éminents chercheurs américains, européens ou d’Asie ne rateraient pour rien au monde la semaine de réflexion intense – mais aussi de détente – qu’offrent les rencontres de Peyresq. Ces rencontres ont il est vrai des qualités qui sont rarement rencontrées dans les congrès scientifiques de ce niveau. Le grand isolement du lieu confine les participants dans une intimité grâce à laquelle peuvent se nouer des contacts scientifiques et humains inédits qui débouchent fréquemment sur des fructueuses collaborations scientifiques. Peyresq est ainsi une rencontre scientifique rare dont l’aspect confidentiel attire de plus en plus les chercheurs parmi les plus célèbres de leurs spécialités (cosmologie, théorie quantique des champs, physique des particules, interactions fondamentales…).

Ce hameau montagnard a une histoire étonnante. Alors quasi tombé à l’abandon au début des années 1950, un groupe de passionnés belges s’est mis en tête de redonner vie au village en le reconstruisant entièrement afin d’en faire un havre de rencontres pour étudiants, artistes et scientifiques, dans le but avoué de créer un lieu humaniste d’enrichissement mutuel. Et c’est lors de la reconstruction des lieux que les pionniers ont redécouvert que Peyresq n’était autre que le fief qui était administré au début du XVIIème siècle par Nicolas-Claude Fabri de Peiresc (l’orthographe ayant évoluée depuis), célèbre érudit provençal, savant multidisciplinaire et grand astronome. Le lieu n’a ainsi pas été choisi tout à fait au hasard par Edgar Gunzig.

Nicolas-Claude Fabri de Peiresc, plus connu sous le simple nom Peiresc qu’il utilisait dans toutes ses correspondances, était ami avec Galilée, comme avec presque tous les savants européens du début du XVIIème siècle. Il avait pour disciple Gassendi, que ce dernier avait appelé le « Prince des Curieux ». Car curieux, Peiresc l’était au plus haut point. Il s’intéressait non seulement à l’astronomie, mais aussi à l’archéologie, la botanique, la géographie, la zoologie, la physiologie et jusqu’à l’égyptologie. Né en 1580 près de Toulon, Peiresc passa sa vie à Aix-en-Provence après avoir voyagé à travers l’Europe durant sa jeunesse. Il devint conseiller du Parlement de Provence en 1607. Peiresc entretenait une correspondance assidue avec les grands esprits européens de son temps : Galilée, Descartes, Rubens et de nombreux autres. Il formait un nœud incontournable dans ce vaste réseau de scientifiques et d’artistes qui communiquaient intensément par des manuscrits. 
L’astronome aixois avait vu quelques années auparavant la fameuse supernova de 1604 briller comme Jupiter, mais il était à ce moment-là en voyage est n’avait pas ces cartes du ciel avec lui, lui empêchant de savoir si il s’agissait bien d’une étoile nouvelle, il tomba ensuite malade ce qui ne lui permit pas de l’observer avant son extinction, ce que Kepler et Galilée ne manquèrent pas de faire. 
On attribue au grand épistolier Peiresc près de 10 000 lettres. Il permettait ainsi de transmettre et diffuser quantités d’observations et d’idées nouvelles à travers l’Europe de la fin de la Renaissance. 

C’est ainsi qu’en mai 1610, le grand érudit gênois Pinelli, quelques semaines à peine après la première observation du ciel par Galilée avec une lunette, apprend à Peiresc la grande nouvelle : des “planètes” tournent autour de Jupiter. Il chercha dès lors coûte que coûte à se procurer une lunette identique à celle de son ami Galilée. C’est finalement en novembre 1610 que Peiresc observe Jupiter avec une lunette de Hollande qu’il a fait fabriquer. Il y redécouvre les quatre satellites galiléens et mesure les instants d’immersion et d’émersion des satellites pour rédiger des tables qui seront plus précises que celles de Galilée. Il ne les publiera pas pour laisser l’honneur à Galilée. Mais Peiresc est le premier à avoir l’idée d’utiliser l’observation des orbites des satellites joviens pour déterminer les longitudes terrestres. Et Peiresc montre également le premier que les satellites de Jupiter satisfont pleinement la troisième loi que Johannes Kepler vient de publier.


Désormais muni d’un instrument fabuleux pour découvrir le ciel, Peiresc ne s’arrête pas à Jupiter et c’est lui qui, le 26 novembre 1610, découvre le premier objet qui n’est pas une étoile ou une planète : la nébuleuse d’Orion. Nous devons d’ailleurs à Peiresc le terme de « nébuleuse ». Le 15 janvier 1611, Peiresc tourne sa lunette vers la constellation du Cancer et découvre la richesse de l’amas de la Crèche. A partir de 1611, Galilée et Peiresc font un nouveau bon dans les profondeurs du ciel en dirigeant leur lunette vers la Voie lactée. Ils parviennent simultanément à la même conclusion que la traînée laiteuse est en fait constituée d’une multitude d’étoiles faibles, comme l’avaient imaginé les astronomes grecs de l’Antiquité. Un an plus tard, en 1612, l’astronome allemand Mayer découvrira la nébuleuse d’Andromède (qui deviendra une galaxie seulement au XXème siècle).

Au cours du procès de Galilée, Peiresc n’aura de cesse de le soutenir, ce qui l’amènera à user de son influence auprès du cardinal Barberini, neveu du pape Urbain VIII, pour tenter de faire annuler la sentence, mais en vain.
Bien plus tard, Peiresc reprit l’idée de la détermination des longitudes grâce aux astres, mais cette fois-ci en utilisant une éclipse de Lune, le 28 août 1635. Il parvient à coordonner une équipe d’observateurs pour aller mesurer l’entrée de la Lune dans l’ombre de Terre dans de nombreux lieux d’observation le long de la Méditerranée, d’Aix-en Provence à Carthage en passant par Venise, Rome, Malte, Alep et Le Caire. La campagne d’observations et de mesures est un succès et permet  à Peiresc de réévaluer la longueur du bassin méditerranéen et à le raccourcir de près de 1000 km… 
Cherchant à affiner encore cette mesure de l’entrée de la Lune dans l’ombre de la Terre, Peiresc pense qu’il lui faut repérer un détail de la surface de la Lune plutôt que simplement son limbe. Il entreprend alors de créer la première carte de la Lune avec l’appui de son ami Gassendi. Plus qu’une carte, Peiresc voulait produire une gravure de la Lune. Il fait alors appel au célèbre graveur Claude Mellan de retour de Rome. Peiresc utilise une lunette offerte par Galilée, et Gassendi une lunette offerte par Hevelius. Ils s’installent avec Claude Mellan au sommet de la Montagne Sainte-Victoire à l’automne 1636. Le graveur produit trois cartes, du premier quartier, du dernier quartier et de la pleine Lune qui parviennent à rendre parfaitement compte des moindres contrastes des différents reliefs lunaires avec une précision remarquable. Ces cartes sont aujourd’hui conservées à la Bibliothèque Nationale.


Durant cette campagne d’observation de l’automne 1636, Peiresc et Gassendi découvrent un phénomène qui n’avait encore jamais été entrevu : la Lune subit un phénomène d’oscillation (libration). Ils parviennent à cartographier les cratères qui apparaissent d’un côté et de l’autre lors des oscillations lunaires et mesurent l’amplitude et la période du mouvement.

Peiresc s’éteint le 21 juin 1637 avant de voir son projet entrepris par le graveur Claude Mellan arrivé à son terme.
Le grand savant n’a laissé aucun ouvrage, ce qui est sans doute une des raisons pour lesquelles il est resté relativement peu connu. La plupart de ses milliers de lettres, ainsi que sa vaste bibliothèque personnelle, de plus de 5000 ouvrages, considérable à l’époque, ont malheureusement été dispersées rapidement par ses héritiers après sa mort. Pierre Gassendi, grand astronome, ami et disciple de Peiresc, a écrit la biographie de Nicolas-Claude Fabri de Peiresc en 1641, sous le titre Vita Peireskii, qui a été traduite en 1992 par Roger Lassale et Agnès Bresson sous le titre : Peiresc, le « Prince des Curieux » au temps du baroque (collection “Un savant, une époque”, Belin).

Aujourd’hui, un cratère de la Lune de 61 km s’appelle Peirescius, un buste en bronze de Peiresc orne la place de l’Université à Aix-en-Provence et un collège toulonnais ainsi que le planétarium d’Aix-en-Provence portent fièrement le nom de ce grand humaniste. Et l’esprit de Peiresc est toujours bien vivant, surtout dans un petit village des Alpes de Haute-Provence perdu dans la montagne. Un lieu et un Homme à découvrir ou redécouvrir…

Illustrations :

(1) Vue panoramique du hameau de Peyresq (https://www.pik-potsdam.de)

(2) Nicolas-Claude Fabri de Peiresc (1580-1637). Dessin à la pierre noire, en 1636, par Claude Mellan. Musée de l’Ermitage, Saint-Pétersbourg.

(3) Signature manuscrite de Peiresc

(4) Les gravures de la Lune par Claude Mellan, Peiresc et Gassendi (1636)
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Jupiter sondée en profondeur


L’atmosphère de Jupiter est très mal connue. En dessous des nuages colorés d’ammoniac que nous voyons chaque jour se cache une atmosphère très difficile à explorer. Alors que la sonde JUNO n’a plus qu’un petit mois de voyage pour parvenir en orbite de Jupiter avec pour objectif d’explorer en détail l’intérieur de la planète géante, un radiotélescope vient de tenter de lui couper l’herbe sous les pieds en produisant une cartographie de l’intérieur de Jupiter en ondes radio, et y découvre des choses.

Ce que les chercheurs ont pu observer avec le Very Large Array (VLA), grand réseau de radiotélescopes situé au Nouveau Mexique, ce sont des couches profondes qui prennent la forme de grandes ondes de gaz d’ammoniac (NH3) qui peuvent circuler tout autour de Jupiter.

Ces nouvelles observations aident à résoudre un problème qui remonte à 1995 lorsque la sonde Galileo avait largué une mini-sonde dans l’atmosphère Jovienne. Cette dernière était tombée sur un point chaud, dénué de nuages d’ammoniac et encore moins d’eau comme les planétologues pensaient en trouver en profondeur. Et brutalement, après un parcours de 100 km dans la profondeur de Jupiter et juste avant de rendre l’âme, détruite par la pression et la température, la sonde avait trouvé des très grandes quantités d’ammoniac. Cette mesure avait rendu les spécialistes un peu perplexes car le VLA avait réussi à mesurer le taux d’ammoniac à cette profondeur et trouvait des valeurs beaucoup plus faibles.
Les astronomes avaient alors pensé que la haute atmosphère de Jupiter était relativement pauvre en ammoniac excepté sur certains points localisés correspondant à des nuages propulsés des couches profondes par des tempêtes.

Cette nouvelle étude publiée dans Science va à l’encontre de cette interprétation. L’atmosphère de Jupiter semble bien être riche en ammoniac et Galileo aurait juste eu la malchance de tomber au niveau de la partie la plus ténue de l’onde de matière.
Dans la région à quelques milliers de kilomètres au nord de l’équateur de Jupiter, le VLA montre que la bande de gaz observable en ondes radio est composée de zones de différentes compositions : des régions pauvres en ammoniac de plusieurs dizaines de milliers de kilomètres de longueur qui alternent avec des régions beaucoup plus riches et qui apparaissent remonter de couches profondes en panaches. Imke de Pater (Université de Berkeley), l’auteur principal de cette étude, précise : “Nous avons enfin pu mettre en évidence que ces points chauds et ces régions riches en ammoniac font partie du même phénomène”.
Les ondes atmosphériques reflètent la façon par laquelle la chaleur de Jupiter est transportée depuis ses profondeurs. Les chercheurs peuvent ainsi déduire ce qui se passe dans les couches profondes à partir de l’amplitude et de la longueur d’onde des ondes observées.

Pour voir encore plus en profondeur dans les couches de Jupiter, le VLA devrait utiliser des longueurs d’ondes encore plus grandes, mais Jupiter ne se laisse pas faire, car elle est entourée d’une vaste ceinture de particules chargées (des électrons) qui produit un écran très efficace contre non seulement le vent solaire, mais aussi contre les ondes radio de grande longueur d’onde qui y sont réfléchies sans pouvoir la traverser.

C’est justement pour pallier cette difficulté que la sonde Juno a été imaginée. Entrée depuis quelques jours dans la zone d’influence gravitationnelle de Jupiter, la sonde de la NASA arrivera en orbite le 4 juillet, une date probablement pas choisie au hasard par les américains. JUNO sera mise dans une orbite polaire et se glissera entre la haute atmosphère de Jupiter et la ceinture de radiations. Son détecteur d’ondes radio pourra ainsi sonder l’intérieur de Jupiter et en donner une vue totalement inédite. JUNO devrait cartographier Jupiter durant 32 orbites de 14 jours en débutant ses opérations au mois de Novembre 2016.
JUNO devrait pouvoir sonder Jupiter sur plusieurs centaines de kilomètres de profondeur, de quoi pouvoir trouver la couche d’eau que Galileo n’avait pas pu atteindre. La cartographie détaillée de cette couche pourrait fournir des données expliquant les structures atmosphériques visibles dans les couches plus hautes, comme les ondes atmosphériques décelées par le VLA, mais aussi les phénomènes de bandes gazeuses, voire la grande tache rouge. La mesure la plus précise possible de l’abondance en eau de Jupiter donnera également des clés de compréhension sur la formation de Jupiter. Si Jupiter possède autant d’eau que d’autres éléments comme l’azote et le carbone, cela signifierait qu’elle s’est formée dans une zone plus éloignée du Soleil et se serait ensuite rapprochée, à l’inverse, si l’eau est bien plus abondante que l’azote et le carbone, cela indiquerait que Jupiter se serait formée dans la zone où elle se trouve actuellement, où il fait trop chaud pour que l’azote et le carbone forment de la glace pouvant s’agglomérer à la planète naissante.

JUNO fera en outre de nombreuses autres observations, elle devra notamment cartographier cette fameuse ceinture de radiations ainsi que les champs magnétiques de Jupiter. Comme avec d’autres sondes, les ingénieurs de la NASA ont également prévu de mesurer ses infimes variations de position et de vitesse pour en déduire la mesure la plus précise du champ gravitationnel de Jupiter jamais obtenue. Cette donnée gravitationnelle pourrait permettre de répondre à la question lancinante de savoir si Jupiter possède un cœur solide ou non.
Nous aurons l’occasion d’en reparler très bientôt…


Sources :

Peering through Jupiter’s clouds with radio spectral imaging
Imke de Pater et al.
Science  Vol. 352, Issue 6290 (03 Jun 2016) 

Telescope and NASA mission get under Jupiter’s skin
Eric Hand
Science  Vol. 352, Issue 6290 (03 Jun 2016 )

Images :

(1) Région de la grande tache rouge imagée par le VLA (en haut) à deux longueurs d’onde radio (2 cm, en bleu, et 3 cm, en jaune), et imagée par Hubble dans le visible (en bas).
Image Radio : Michael H. Wong, Imke de Pater (UC Berkeley), Robert J. Sault (Univ. Melbourne). Image visible : NASA, ESA, A.A. Simon (GSFC), M.H. Wong (UC Berkeley), and G.S. Orton (JPL-Caltech) )

(2) Vue d’artiste de la sonde Juno (NASA/JPL-Caltech).
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Les polygones du cœur de Pluton enfin expliqués


La sonde New Horizons a révélé des régions fascinantes à la surface de Pluton dont l’une des plus emblématiques est certainement cette vaste plaine glacée en forme de cœur, nommée depuis Sputnik Planum. Deux articles sont consacrés cette semaine dans la revue Nature aux explications géologiques des détails de cette formation étonnante.


La plus grande partie de la surface de Sputnik Planum, constituée de glace d’azote, est formée de polygones irréguliers larges de plusieurs dizaines de kilomètres et qui sont bombés : leur partie centrale est surélevée de plusieurs dizaines de mètres par rapport à leurs bords. La vaste plaine s’étend sur environ 1200 km, constellée de ces polygones dont les plus grands atteignent une quarantaine de kilomètres.
Les deux équipes indépendantes dont la revue Nature publie les résultats cette semaine ont analysé les images de ces polygones de glace pour en comprendre l’origine et parviennent à des conclusions semblables quant à leur origine mais à des différences sur les processus physiques à l’œuvre. Les deux équipes concluent toutes les deux sur le fait que la surface de Sputnik Planum est bien renouvelée en continu par un phénomène de convection de la glace d’azote. Pluton a donc l’une des surfaces les plus jeunes de tout le système solaire et rejoint Europe, Encelade, Titan et Triton dans le club des corps glacés mais à la géologie active.
L’équipe de Alexander Trowbridge (Purdue University) propose un mécanisme de convection rapide dans lequel la glace d’azote a une épaisseur de plus 10 kilomètres et est âgée d’un million d’années. L’équipe de William McKinnon (dont nous avons parlé récemment ici au sujet des montagnes du satellite Io), elle, montre que les cellules polygonales de grande taille peuvent être expliquées par un phénomène convectif plus lent, sur une épaisseur de quelques kilomètres seulement.
La glace d’azote qui a été identifiée par New Horizons est un solide structurellement fragile, avec un point de fusion situé à 63 degrés Kelvins. Elle doit s’écouler de manière visqueuse sur la surface de Pluton qui a une température de 40 K. L’intérieur de Pluton est plus chaud que sa surface, échauffé par la décroissance d’isotopes radioactifs dans sa croûte rocheuse. La façon dont cette chaleur interne s’échappe à travers la surface de Sputnik Planum a des conséquences directes sur sa géologie. Comme les matériaux sont chauffés par en-dessous, la chaleur va produire une expansion thermique localisée, rendant la glace moins dense que la couche située juste au-dessus. Ce faisant, la matière moins dense remonte en remplaçant la couche supérieure qui elle aussi remonte plus haut et ainsi de suite jusqu’à la surface. Arrivée à la surface, la glace se refroidit rapidement et coule à nouveau en profondeur. Mais des forces de viscosités agissent en s’opposant à ces mouvements de convection, qui ne peuvent donc persister que si la viscosité de la glace d’azote est suffisamment faible.
Les deux équipes ont toutes les deux quantifié le ratio flottabilité/viscosité de la glace d’azote de Sputnik Planum et trouvent une valeur plusieurs dizaines de fois plus grande que la valeur critique à partir de laquelle  toute convection est impossible. La glace d’azote subit donc une forte convection et les formes polygonales sont le sommet des cellules de convection. Les deux équipes américaines tombent également d’accord sur la vitesse du flux convectif, de l’ordre de quelques centimètres par an, ce qui induit que la surface est entièrement renouvelée en environ 1 million d’années. Cela explique très bien l’aspect lisse observé sans la moindre trace d’impact météoritique.
Là où les deux études divergent, c’est sur ce qu’on appelle le régime convectif, qui va déterminer le ratio largeur /profondeur des cellules de convection, et donc par suite l’épaisseur totale de la couche de glace. Trowbridge et ses collaborateurs estiment que la convection se déroule dans un régime de Rayleigh-Bénard, dans lequel les variations de viscosité de la glace dues aux différences d’effort et de température sont relativement  faibles. Dans ce cas, les cellules de convection se forment avec une largeur similaire à leur profondeur, qui implique donc une couche de glace d’au moins 10 km d’épaisseur.

McKinnon et son équipe, eux, estiment que l’évolution de la glace d’azote en fonction de la température doit produire une convection à « couvercle stagnant », dans laquelle la viscosité est plus grande à la surface froide qu’à l’intérieur plus chaud. Ce type de convection conduit à des mouvements de surface plus lents et des tailles de cellule beaucoup plus grandes que leur profondeur, avec une estimation de l’ordre de 3 à 6 km de profondeur seulement. Les chercheurs ont étayé leurs calculs par des simulations qui permettent de reproduire fidèlement les observations.

L’épaisseur de la couche de glace de Pluton n’est pas une mince affaire car elle a des implications importantes pour l’histoire géologique de Pluton. McKinnon et ses collègues, après analyse de la forme du bassin où se trouve Sputnik Planum, pensent qu’il s’agit probablement d’un ancien cratère d’impact, et sa dimension pourrait convenir pour une épaisseur de glace de quelques kilomètres, mais moins de 10. Si la couche de glace est réellement très épaisse, de plus de 10 km, des explications plus complexes devront être cherchées pour expliquer la formation et l’évolution de ce bassin qui ne serait pas un cratère. Une idée déjà avancée serait un affaissement du terrain sous le poids de la glace accumulée.
Il est vrai que la quantité totale de glace d’azote présente dans ce bassin apparaît considérable par rapport au total présent sur Pluton. Elle représente l’équivalent de plusieurs centaines de mètres d’épaisseur si elle était répartie uniformément sur toute la surface de Pluton. L’équipe de Trowbridge et celle de McKinnon ne peuvent que donner des idées spéculatives sur comment une telle accumulation s’est faite ici sur Sputnik Planum, et pas ailleurs. Pour Trowbridge, ce serait due à des effets climatiques tandis que pour McKinnon, des effets glaciologiques seraient en jeu.

Après avoir mieux compris son fonctionnement, la réponse définitive expliquant l’origine de ce qui fait le cœur de glace de Pluton viendra peut-être de nouvelles données toujours en cours de download depuis New Horizons.  


Sources :

Vigorous convection as the explanation for Pluto’s polygonal terrain
A. J. Trowbridge et al.
Nature 534, 79–81 (02 June 2016)

Convection in a volatile nitrogen-ice-rich layer drives Pluto’s geological vigour
W. B. McKinnon et al.
Nature 534, 82–85 (02 June 2016)

Pluto’s polygons explained
Andrew J. Dombard & Sean O’Hara
Nature 534, 40–41 (02 June 2016)

Images :

Sputnik Planum imagé par New Horizons, à différents niveaux d’analyse (NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Southwest Research Institute)
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Et si la matière sombre était … des trous noirs ?

Black_Hole_Milkyway.jpg
Black_Hole_Milkyway.jpg Parmi les grands mystères que la physique et l’astrophysique modernes s’efforcent d’élucider, la matière noire occupe probablement la première place. Ce concept, car pour l’instant il n’est que théorique, a été élaboré pour combler une faille dans notre connaissance de l’univers. Si l’on observe par exemple des amas de galaxies et que l’on évalue le mouvement des galaxies qui les composent et leur vitesse, les scientifiques peuvent en déduire leur masse. Or, en se basant sur la masse des étoiles et des gaz qui les composent, on se retrouve devant une énigme : s’il n’y avait que la matière visible, elle serait beaucoup trop faible pour expliquer les mouvements en question. C’est ainsi qu’est né le concept de “matière sombre”, une matière invisible à nos moyens de détection actuels. La matière en question serait loin d’être rare : elle composerait plus de 84% de la matière de l’univers. Mais elle demeure encore insaisissable. Les physiciens supposent qu’elle pourrait être composée de particules encore inconnues, et en on modélisé certaines. Les candidates les plus plausibles pour eux sont de deux types :
  • Les WIMPS, pour “weakly interacting massive particles” (particules massives interagissant faiblement).
  • Les axions, particules à très faible masse
Mais malgré toutes les tentatives, jusqu’ici, WIMPS et axions n’ont pas pu être détectés. En outre, ils ne sont pas les seuls concurrents dans la course à la matière sombre, et d’autres modèles existent pour expliquer son existence. Aujourd’hui, la nouveauté vient de la NASA. Alexander Kashlinsky, astrophysicien au Goddard Space Flight Center, suggère en effet dans une étude publiée dans The Astrophysical Journal Letters que la matière sombre en question pourrait être composée de trous noirs. Et pas n’importe quels trous noirs : ceux qui se seraient formés durant les premières fractions de seconde de l’existence de l’univers, les trous noirs dits “primordiaux”. La théorie d’Alexander Kashlinsky est que toutes les galaxies, la nôtre comprise, sont entourées d’une énorme sphère de trous noirs, chacun ayant environ 30 fois la masse de notre Soleil. La détection d’ondes gravitationnelles par les observatoires LIGO en février ainsi que nos connaissances du fond diffus cosmologique, ce rayonnement fossile des débuts de l’univers, ont permis à Alexander Kashlinsky de bâtir cette nouvelle théorie. En remontant aux premières sources à avoir illuminé l’univers, son équipe en a déduit que les trous noirs primordiaux devaient avoir été particulièrement nombreux. Et leur masse correspondrait à celle des deux trous noirs dont la collision, sous forme d’ondes gravitationnelles, a été enregistrée par LIGO. “Les trous noirs primordiaux pourraient avoir des propriétés très similaires à ce que LIGO a détecté“, explique Alexander Kashlinsky. “Si l’on suppose que c’est le cas, nous pouvons regarder les conséquences que cela a sur notre compréhension de l’évolution du cosmos“. Kashlinsky et son équipe ont donc analysé ce qui se serait passé sir la matière noire était composée d’une population de trous noirs similaires à ceux détectés par LIGO, et notamment leur distribution dans l’univers lorsque les premières étoiles ont commencé à se former. A ce moment-là, les trous noirs primordiaux auraient commencé à capturer un peu des poches de gaz, berceau des premières étoiles, en émettant des rayons X qui correspondent à certaines observations effectuées aujourd’hui sur le rayonnement fossile de l’univers. La théorie de Kashlinsky pourrait être vérifiée grâce aux progrès de l’astronomie gravitationnelle, dont LIGO a donné le coup d’envoi. Si les trous noirs primordiaux sont effectivement nombreux et autour de toutes les galaxies, la fusion de deux d’entre eux ne devrait pas être un événement rare, et nous pourrions alors en détecter d’autres. “Les futures sessions d’observation de LIGO nous en diront davantage sur la population de trous noirs dans l’univers, et il ne faudra pas beaucoup de temps pour que nous sachions si le scénario que j’ai dessiné est corroboré ou exclu“, affirme Alexander Kashlinsky. S’il a raison, cela marquerait donc la fin d’une quête de mystérieuses particules, et le début d’une tentative de cartographie de trous noirs à grande échelle. Et après tout, que la matière sombre soit composée de trous noirs, ce serait assez poétique… Crédit image : Un trou noir (simulation) de dix masses solaires depuis un point de vue situé à une distance de 600kms. En arrière plan la Voix Lactée (ouverture focale horizontale de la caméra 90°). (Ute Kraus, Physics education group Kraus, Universität Hildesheim, Space Time Travel, (image de la Voie Lactée: Axel Mellinger), via Wikimedia Commons) Continue reading