Astronomie

Combien plus léger serait quelqu'un du côté d'Io faisant face à Jupiter ?

Combien plus léger serait quelqu'un du côté d'Io faisant face à Jupiter ?


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Io est la lune galiléenne la plus proche de Jupiter. Sa gravité moyenne à la surface est de 0,183 g et il a une écluse de marée avec Jupiter. Donc, si vous vous teniez du côté proche de Io à l'équateur, combien plus léger seriez-vous par rapport à la moyenne (disons que vous pesez 18,3 livres sur Io, combien pèseriez-vous en raison de la gravité de Jupiter sur le côté proche de Io) ? Jupiter a 318 masses terrestres, c'est pourquoi je pense que vous seriez plus léger du côté proche de Io à l'équateur.


Sur les points d'attaque ou de fuite d'IO, vous êtes en orbite autour de Jupiter à la même vitesse que le centre de masse d'Io, vous ne ressentez donc que sa gravité.

Sur l'équateur, face à Jupiter, vous êtes 1821,6 km plus près de Jupiter, mais toujours en orbite à la même période. Il y a donc un peu de la gravité de Jupiter qui n'est pas contrée par la vitesse orbitale d'Io.

Combien? La gravité de Jupiter est plus par : Supposons 1kg au noyau Io, vs 1kg à io-jupiterface G(core) = 0,71813N G(jupiterside) = 0,7244N Differnece = 0,00627N

De plus, vous avez moins de force centrifuge de l'orbite, d'être sur une orbite qui est "plus petite" de 1821,6 km mais qui a la même période.

Centrufuge à Io (noyau) = .71813N (comme prévu, au centre de masse de Io, sa force centrifuge orbitale correspond à l'attraction de Jupiter, donc une orbite)
Centrifuge à IO(jupiterface) = 0.7151N Ainsi la différence de poids perçu d'une masse de 1kg est
(0,71813-0,7151) + (0,7244 - 0,71813) = 0,0093N
Ce qui correspond à une différence de 1,295% , ou 1 partie sur 77


Pour répondre à cette question, il faut d'abord définir ce qu'est le « poids ». Il existe deux définitions concurrentes. L'un, que certains appellent "poids réel", est simplement la somme vectorielle de toutes les forces gravitationnelles agissant sur un objet. L'autre, que certains appellent "poids apparent", est ce qui peut être mesuré par une expérience locale telle qu'une balance à ressort idéale ou un accéléromètre idéal. En relativité générale, ce dernier concept est simplement appelé "poids" tandis que le premier concept est considéré comme une fiction.

J'utiliserai ce dernier concept, ce "poids" est ce que mesure une balance à ressort idéale. Cela signifie qu'il faut déterminer non seulement dans quelle mesure un objet à la surface de Io accélère gravitationnellement vers Jupiter, mais aussi dans quelle mesure Io dans son ensemble accélère vers Jupiter. Puisque Io est proche d'un corps rigide, c'est la différence entre ces deux accélérations qui se fait sentir.

Considérons une position à la surface de Io. je noterai

  • $mu_J = GM_J$ comme paramètre gravitationnel de Jupiter. Celui-ci a une valeur de $126686534, ext{km}^3/ ext{s}^2$.
  • $mu_I = GM_I$ comme paramètre gravitationnel de Io. Celui-ci a une valeur de $5959.916, ext{km}^3/ ext{s}^2$.
  • $r$ comme la distance du centre de masse de Io au point sur la surface. Ignorant la forme non sphérique de Io, cela a une valeur moyenne de 1821.6$, exte{km}$.
  • $R$ comme la distance du centre de masse de Io au centre de masse de Jupiter. J'utiliserai la valeur de périapsis de $42000, exte{km}$ car cela représentera l'extrême.
  • $ hêta$ comme l'angle entre la ligne du centre de masse de Io au point sur la surface et la ligne du centre de masse de Io au centre de masse de Jupiter.
  • $hat r$ comme vecteur unitaire pointant du centre de masse de Io au point sur la surface.
  • $vec r$ comme vecteur du centre de masse de Io au point sur la surface. Notez que les définitions précédentes font $vec r = r,hat r$.
  • $ça h$ comme vecteur unitaire pointant orthogonal $hat r$ tel que le vecteur $vec R$ du centre de masse de Io au centre de masse de Jupiter est $R,(cos heta,hat r + sin heta,hat h)$.
  • $vec l$ comme vecteur du point en question sur la surface au centre de masse de Jupiter. Les définitions précédentes font $vec l = vec R - vec r = (R cos heta - r),hat r + Rsin heta,hat h$.
  • $l$ comme l'ampleur de $vec l$ : $l^2 = R^2 - 2Rrcos heta + r^2$.

En utilisant la loi de la gravitation de Newton, l'accélération d'une masse d'essai vers Jupiter au point d'intérêt sur la surface de Io est $mu_J vec l,/,l^3$ tandis que l'accélération de Io dans son ensemble vers Jupiter est $mu_J vec R,/,R^3$. L'accélération de marée à la surface de Io due à Jupiter est donc

$$egin{aligned}a_ ext{marée} &= mu_J left(frac{vec l}{l^3} - frac{vec R}{R^3} ight) &= mu_J Biggl(left(frac{R cos heta - r}{(R^2 - 2Rrcos heta + r^2)^{3/2}} -frac{cos heta}{R^2} ight)hat r ,+ &quadquadquadleft(frac{R}{(R^2 - 2Rrcos heta + r^2) ^{3/2}}-frac{1}{R^2} ight)sin heta,hat hBiggr)end{aligned}$$

Notez que la composante horizontale disparaît à 0°, 89,8° et 180°. (La composante horizontale n'est pas tout à fait nulle à 90°, mais elle est très proche de zéro.) La composante verticale à 0° et 180° est très proche de la même valeur, approximativement $2mu_J r/R^3$, pointant vers l'extérieur. Les effets de marée réduisent le poids apparent d'un objet aux points où Jupiter est directement au-dessus et directement sous les pieds. Aux endroits où Jupiter est à l'horizon ($ hetaapprox90^circ$), la composante verticale est d'environ $-mu_J r/R^3$: la moitié de l'amplitude de l'effet de marée au point sub-Jupiter et à son antipode, mais pointant vers l'intérieur plutôt que vers l'extérieur.

L'effet net est d'étirer Io le long de la ligne reliant les centres de masse de Jupiter et Io, et de serrer Io le long de sa taille. Cet étirement et cette compression peuvent déchirer les corps dans des circonstances gravitationnelles plus extrêmes. Les plus grands extrêmes se produisent près des trous noirs, où les objets peuvent être serrés étroitement dans des ficelles de spaghetti puis déchirés. (Le nom de ces effets de marée extrêmes est la spaghettification.)

La question demande une valeur numérique. C'est facile à calculer étant donné ce qui précède. L'accélération gravitationnelle due à Io lui-même est $mu_I/r^2$, qui a une valeur numérique de $1.796, ext{m}/ ext{s}^2$, dirigé vers l'intérieur. L'accélération de la marée au point sub-Jupiter est $mu_J(1/(R-r)^2-1/R^2)$ qui a une valeur numérique de 0,00627 $, exte{m}/ exte{s}^2$, dirigé vers l'extérieur. Cela représente une réduction du poids apparent de 0,35%.


Combien plus léger serait quelqu'un du côté d'Io faisant face à Jupiter ? - Astronomie

Flexion des muscles et des lunes

Niveau scolaire : collège

Description : Quelle force est responsable de la formidable activité volcanique sur la lune Io de Jupiter ? Comment la flexion des marées produit-elle de la chaleur et à quoi ressemblent les intérieurs d'Io et d'Europa ?

Objectifs : Les élèves calculent le gradient de gravité sur la surface d'Io, puis modélisent les effets de la flexion des marées en pressant à plusieurs reprises une balle en caoutchouc (en appliquant de l'énergie mécanique) et en quantifiant le résultat (énergie thermique). Enfin, les étudiants jouent kinesthésiquement les structures internes dynamiques d'Io et d'Europe.

Matériel : Chaque groupe aura besoin de deux balles en caoutchouc flexibles de la taille d'une main (voir les notes de l'enseignant), de ciseaux ou d'un chronomètre à couteaux x-acto ou d'un thermomètre à minuterie images facultatives pour l'exercice kinesthésique (Pour imprimer les images, cliquez ici)

Avec plus de soixante régions volcaniques actives situées à ce jour, Io est maintenant considéré comme le corps le plus volcaniquement actif de notre système solaire. Sur Terre, les volcans se trouvent principalement le long des limites de collision des grandes plaques crustales. D'après ce que nous pouvons dire, cependant, Io n'a pas de plaques tectoniques. Quelle pourrait être la cause de la formidable activité volcanique sur Io ? La réponse est la gravité.

La gravité est une force d'attraction entre tous les objets de l'Univers. L'équation de l'attraction gravitationnelle entre deux objets est donnée par

Dans cette équation, F est la force de gravité, G est la constante gravitationnelle (6,67 10 -8 cm /g-sec ), m est la masse du premier objet, m' est la masse du deuxième objet, et R est la distance entre les deux objets.

C'est beaucoup de chiffres ! Pour comparer l'attraction gravitationnelle entre deux objets lorsqu'ils sont à des distances différentes, nous pourrions ignorer les valeurs de G, m et m', car elles resteraient les mêmes. Lorsque nous faisons cela, nous voyons que la force de gravité entre deux objets est simplement proportionnelle à 1/R 2 . En d'autres termes, la gravité est une force qui s'affaiblit avec l'inverse du carré de la distance entre deux objets. Lorsque deux valeurs comme la gravité et la distance sont proportionnelles d'une manière ou d'une autre, cela signifie que lorsqu'un nombre change, l'autre change selon un facteur connu. Si nous doublons la distance entre deux objets (2R), la force gravitationnelle change d'un facteur 1/(2) 2 , ou 1/4. Si nous réduisons de moitié la distance (1/2R), la force gravitationnelle change d'un facteur de 1/(1/2) 2 , ou 4.

Maintenant que vous savez comment fonctionne la gravité, examinons Io de plus près. Premièrement, Io occupe une orbite très proche de la plus grosse planète du système solaire, Jupiter. Parce qu'il est si proche, l'attraction de Jupiter est nettement plus élevée du côté d'Io qui fait face à Jupiter que du côté qui lui est opposé. C'est ce qu'on appelle un gradient de gravité. Un exemple de gradient de gravité que vous connaissez bien est celui des marées océaniques sur Terre. Le renflement de marée du côté de la Terre qui fait face à la Lune est causé par la proximité de la Lune et son attraction gravitationnelle relativement plus forte de ce côté. Le renflement de marée sur le côté opposé de la Terre résulte du fait que ce côté est attiré vers la Lune moins fortement que ne l'est la partie centrale de la Terre. Sur les planètes ou les satellites sans océan, les mêmes forces s'appliquent, mais elles provoquent des contraintes dans le corps solide.

Deuxièmement, l'orbite d'Io autour de Jupiter est une ellipse, ce qui signifie que sa distance par rapport à Jupiter change au cours d'une orbite complète. Lorsque Io est proche de Jupiter, la gravité de Jupiter essaie de tirer et d'étirer Io sous la forme d'un œuf. Lorsqu'il est le plus éloigné de Jupiter, Io se détend pour prendre une forme plus sphérique. Enfin, Jupiter a d'autres grosses lunes qui exercent leur influence gravitationnelle sur Io, l'attirant encore dans d'autres directions. Considérez-le comme un bras de fer géant avec Io coincé au milieu !

La montée et la descente de la surface d'Io sont causées par la même force (gravité) qui provoque la montée et la descente des marées sur les océans de la Terre, nous l'appelons donc la flexion des marées. Cette flexion produit beaucoup de friction et de chaleur, et conduit à des volcans sur Io. La flexion des marées affecte également Europe, la prochaine lune à l'extérieur d'Io, bien que la quantité d'énergie produite soit bien moindre en raison de sa plus grande distance de Jupiter. Même ainsi, il peut générer suffisamment de chaleur pour faire fondre partiellement la glace profondément dans la croûte, ce qui peut avoir entraîné un océan sous la surface ! (Voir "Puzzle Europa Geology".)

Activité 1 : Le gradient de gravité d'Io

Sachant comment la gravité est liée à la distance entre deux points, nous pouvons calculer le gradient de gravité relatif à travers Io en comparant l'attraction gravitationnelle de Jupiter au centre de Io avec son attraction gravitationnelle sur les côtés proche et éloigné de Io. Vous pouvez dessiner un diagramme montrant les distances appropriées impliquées :

rayon de Jupiter : 71 000 km

Distance moyenne de la surface de Jupiter au centre de Io : 421 600 km

Calculons maintenant la force gravitationnelle de Jupiter du côté de Io qui fait face à la planète. Le rayon de Io est de 1 815 km, nous devons donc soustraire cette valeur de la distance totale entre Jupiter et Io. Bien que nous n'ayons pas réellement rapproché Io de Jupiter, ce changement de la valeur de R nous permettra de calculer le changement proportionnel approximatif de F, ou la force de gravité, sur le côté proche de Io.

  1. Calculez la force gravitationnelle relative de Jupiter sur le côté de Io qui fait face à Jupiter.
  2. Quelle est la différence d'attraction gravitationnelle de Jupiter entre les côtés proche et éloigné de Io ?

Les valeurs que vous obtenez peuvent ne pas sembler très impressionnantes, mais rappelez-vous que la masse de Jupiter est bien supérieure à celle de Io. En termes de traction et d'étirement, même un faible gradient de gravité s'avère très important. Rappelez-vous également que nous n'avons pas considéré les effets de l'orbite excentrique d'Io ou l'influence des autres lunes joviennes. La flexion des marées des lunes joviennes est un phénomène complexe que nous commençons tout juste à comprendre !

Activité 2 : Grandes boules de feu !

Que se passe-t-il lorsque les forces gravitationnelles étirent et plient la roche, tout comme Jupiter et ses lunes créent des contraintes sur Io ? D'où vient réellement la chaleur ? Dans cette activité, nous modéliserons les effets de la flexion des marées sur un corps solide.

Prenez deux balles en caoutchouc mousse de la taille d'une main (ou d'autres balles flexibles) et découpez un seul trou, juste assez grand pour insérer un thermomètre, dans chacune. Mesurez la température de départ/de repos d'une des boules. Enregistrez-le dans le tableau de données fourni.

Demandez à quelqu'un de tenir la première balle mais ne la fléchissez pas. En même temps, demandez à une autre personne de simuler la flexion gravitationnelle d'Io en serrant et en relâchant alternativement la deuxième balle pendant 5 minutes (ou jusqu'à ce qu'elle soit trop fatiguée). Dès que le temps est écoulé, insérez le thermomètre dans chacune des boules et notez les températures sur le tableau de données.

Enregistrez les différences de températures initiales et finales, puis calculez et enregistrez la différence entre ces deux valeurs.

Enfin, enregistrez le temps total de flexion (cela devrait être de 5 minutes, sauf si vous vous êtes arrêté plus tôt).

Température finale de la balle NON pressée

Température finale de la balle pressée

Boule de changement de température PAS pressée

Boule de changement de température pressée

Différence de température entre les deux boules

  1. Quel était le but de mesurer la température d'une balle qui était tenue dans votre main, mais non soumise à une flexion ?
  2. Déterminez le taux de chauffage de la balle qui a été pressée.
  3. Quelles sont les températures limites théoriques pour chauffer les billes par ces deux méthodes ?
  4. À quelle fréquence la lune Io de Jupiter est-elle « étirée ? »
  5. Quelles sont les autres façons de chauffer une planète ou une lune ?
  6. Comment les scientifiques pourraient-ils obtenir une mesure directe de la quantité de flexion des marées sur Io ou Europa ?

Une autre façon d'illustrer les effets de la flexion des marées consiste à sélectionner de petits groupes d'étudiants pour jouer les structures intérieures dynamiques d'Io et d'Europe (télécharger des images ici). Vous souhaiterez peut-être que vos "lunes étudiantes" orbitent autour d'un point central (Jupiter) et réagissent à sa formidable gravitation à différentes positions et distances.

  • The Core of Io : follement chaud et sauvage
  • Intérieur en fusion d'Io : plusieurs étudiants debout autour du noyau d'Io, tournés vers l'extérieur, les bras légèrement entrelacés, relativement mobiles
  • Volcans de soufre : répondre aux girations des composés soufrés en fusion qui éclatent

La flexion des marées est si spectaculaire que l'intérieur en fusion crée constamment une nouvelle activité volcanique !

  • Le Core of Europa : dynamique, chaud, sous pression
  • Le manteau rocheux d'Europe : plusieurs étudiants debout autour du noyau d'Europe, tournés vers l'extérieur, bras croisés, relativement immobiles
  • La glace profonde/l'océan d'Europe : d'abord sous forme de glace, dans un arrangement similaire du manteau rocheux, plusieurs étudiants encerclent, les bras entrelacés, malléable
  • La glace de surface d'Europe : plusieurs étudiants avec les mains placées vers l'extérieur, à plat, froides, montrant une surface glacée

La flexion des marées étire et détend tout le groupe. Tant que l'ensemble de la structure (glace de surface, glace profonde et roche) est solide, la flexion de la marée est un effet relativement faible. Si la chaleur du noyau émane suffisamment à travers la roche pour maintenir une fonte de la glace profonde, créant un océan, alors l'océan clapote à l'intérieur créant une distorsion plus prononcée de la forme d'Europe.

Les notes de l'enseignant sont disponibles ici.

Niveau supérieur « Amener Jupiter sur Terre »

Ce module a été écrit par Brian Exton (National Optical Astronomy Observatories, Tucson AZ).

Chef d'équipe Galileo Solid State Imaging : Dr Michael J. S. Belton

Les pages Web SSI Education and Public Outreach ont été initialement créées et gérées par Matthew Fishburn et Elizabeth Alvarez avec l'aide importante de Kelly Bender, Ross Beyer, Detrick Branston, Stephanie Lyons, Eileen Ryan et Nalin Samarasinha.


Zéros et pôles des fonctions modulaires

Je pose des questions sur la partie des zéros et des pôles des fonctions modulaires de Un cours d'arithmétique par Jean-Pierre Serre.

Ma première question est pourquoi si $ ilde f$ est méromorphe, alors il existe un r>0 tel que $ ilde f$ n'a ni zéro ni pôle pour |q| entre 0 et r où q= $e^<2pi i z>$?

Ensuite, ma question est de savoir quand Serre utilise le théorème des résidus. Nous avons ce $int frac<1>$ est $2pi i*sum Res(frac <1>)$ donc $frac <1><2pi i>*int frac<1>=somme Res(frac<1>)$

D'après ce qu'écrit Serre, le résidu n'est que l'ordre de f en p qu'il note $v_

(f)$ Je n'étais pas convaincu que ce soit vrai alors je l'ai essayé pour disons $f(x)=(z-p)^n$ et j'ai compris que c'était l'ordre de f à p. Mais je suis curieux de savoir pourquoi cela est vrai en général.

Mes 2 dernières questions sont que Serre considère d'abord le contour sur la frontière de D où il n'y a pas de zéros ni de pôles sur la frontière sauf pour $i, ho, - ho$. Puis il considère le cas où il peut y avoir des pôles supplémentaires sur <$Re(z)=-frac<1><2>$ et $Im(z)>frac><2>$> et déclare que nous faisons la même chose mais avec un changement de contour avec un cercle autour de $lambda$ et $Tlambda$. Ma première question est si le pôle est à $lambda$, pourquoi considérons-nous $Tlambda$ ?

Aussi, pourquoi Serre ne considère-t-il pas les possibilités de pôles et de zéros sur B' à C et C' à D dans son schéma de contour. Il considère seulement la possibilité de pôles supplémentaires de B à A et E à D'.


Jupiter

Identifier et observer les caractéristiques de Jupiter grâce à une observation attentive.

Conditions: le télescope, votre journal de bord, des crayons, une calculatrice, une montre, des impressions de plusieurs modèles d'observation.

Arrière-plan: Jupiter est la plus grande planète du système solaire et la deuxième plus brillante du ciel après Vénus. C'est une planète gazeuse avec une composition similaire à celle du Soleil, c'est-à-dire principalement de l'hydrogène et de l'hélium. Jupiter n'a pas de surface dure comme la Terre : l'atmosphère devient juste plus épaisse et plus dense à plus grande profondeur. Cette planète est radicalement différente de notre Terre familière ! Néanmoins, les couches externes sont suffisamment froides pour que certains gaz forment des cristaux de glace, principalement de la glace d'ammoniac, de la glace d'hydrosulfure d'ammonium et de la glace d'eau. Ces nuages ​​sont très réfléchissants et couvrent toute la planète. Le sommet des nuages ​​est ce que vous voyez à travers le télescope. Certains composés de soufre ou de phosphore (nous n'en sommes pas encore sûrs) ajoutent de la coloration aux nuages ​​blancs par ailleurs brillants. La rotation rapide de la planète provoque la formation d'une alternance de bandes de nuages ​​sombres et lumineuses. Alors que l'apparence générale de Jupiter est à peu près la même depuis des siècles, la structure détaillée des nuages ​​est en constante évolution.Jupiter est l'un des objets les plus dynamiques que l'on puisse observer dans un petit télescope.

La célèbre grande tache rouge de Jupiter est un énorme système d'ouragans environ deux fois plus grand que la Terre. Cet ouragan est visible sur Jupiter depuis sa découverte par Galilée il y a près de 400 ans ! La couleur "rouge" de la tache est en fait assez subtile. L'intensité de sa couleur varie au fil des années et il est très pâle depuis plus d'une décennie. La tache rouge est généralement identifiable comme une zone ovale blanche entourée d'un contour plus foncé, ressemblant un peu au contour pâle d'un œil. La rotation de Jupiter porte le point vers l'arrière une fois à chaque rotation, il n'est donc pas toujours visible. Votre TA peut vous dire si la tache est visible pendant votre nuit de laboratoire ou non.

Lorsque Galilée pointa son télescope grossier vers Jupiter en 1610, il remarqua immédiatement qu'il avait quatre compagnons ou lunes. Ce sont les quatre satellites les plus brillants (et de loin les plus gros) de Jupiter et sont maintenant connus sous le nom de lunes galiléennes. Ils sont également visibles aux jumelles. Par ordre croissant de distance de Jupiter, ce sont Io, Europe, Ganymède et Callisto. Ils ont à peu près la même taille que notre Lune et chacun est un monde unique en soi.

À une époque plus moderne, la NASA a exploré Jupiter à travers les missions Voyager I et Voyager II (en 1979 et 1981) et dans les années 1990 à travers la mission Galileo. Pour les dernières informations et des images sympas, consultez la page d'accueil du vaisseau spatial Galileo.

Partie I : Les Lunes de Jupiter

Trouvez Jupiter dans le télescope, avec l'oculaire de 25 mm. Vous devriez pouvoir voir Jupiter et jusqu'à quatre lunes. Lorsque vous trouvez Jupiter, déplacez le télescope vers l'est et l'ouest, en déplaçant Jupiter de chaque côté du champ de vision, pour vous assurer que vous avez vu toutes les lunes.

Notez dans votre journal d'observation ce que vous voyez. N'oubliez pas, comme toujours, d'inclure la date et l'heure, ainsi que les conditions d'observation.

Dessinez le champ de vision de l'oculaire de 25 mm sur un gabarit d'observation. Incluez Jupiter et toutes les lunes, ainsi que toutes les étoiles dans le champ de vision. (Vous ne savez peut-être pas quelles sont les lunes et lesquelles sont les étoiles, dessinez-les toutes !) Dessinez les positions des lunes aussi précisément que possible. Assurez-vous d'inclure la date et l'heure sur votre observation. Assurez-vous également d'indiquer le nord et l'est sur votre dessin.

Répétez l'étape 3 quatre plusieurs fois pendant la nuit, chaque dessin étant séparé d'une demi-heure. Cela signifie que vous devrez revenir pendant votre travail dans la partie II (ci-dessous) pour terminer cela. Sur chaque dessin, assurez-vous d'indiquer la date et l'heure. Incluez également dans votre journal de bord toutes les notes ou pensées que vous avez à faire avec chaque dessin. Naturellement, chaque entrée du journal de bord doit également inclure la date et l'heure.

Utilisez la méthode des temps de transit pour mesurer le séparation angulaire entre le centre de Jupiter et la lune qui en est la plus proche. Pour déterminer cette séparation angulaire, vous utiliserez le même principe que la méthode des temps de transit. Dans ce cas, vous voulez la distance entre le centre de Jupiter et sa lune la plus proche.

Si Jupiter est à l'ouest de la lune la plus proche : utilisez les boutons de réglage fin pour positionner le centre de Juipter au bord du champ de vision, c'est-à-dire que la moitié de Jupiter apparaît dans votre champ de vision. Éteignez le lecteur et mesurez le temps qu'il faut à la lune la plus proche pour atteindre le bord de votre champ de vision.

Si Jupiter est à l'Est de la lune la plus proche : utilisez les boutons de réglage fin pour positionner la lune juste au bord de votre champ de vision. Éteignez le lecteur et mesurez le temps qu'il faut au centre de Jupiter pour quitter le champ de vision, c'est-à-dire le temps jusqu'à ce que Jupiter ne soit qu'à moitié visible.

Indiquez le temps que vous mesurez (en secondes) et effectuez les calculs nécessaires pour déterminer la séparation angulaire en secondes d'arc ou en minutes d'arc.

Partie II : Jupiter

Noter: Vous devrez faire cette partie du laboratoire entrecoupée des dessins répétés de la question 4 de la partie I.

Trouvez Jupiter dans le télescope avec l'oculaire de 25 mm. Centrez-le et passez à l'oculaire de 10 mm. Focalisez le télescope aussi bien que vous le pouvez. Prenez des notes dans votre journal de bord sur ce que vous voyez. Comme toujours, incluez la date et l'heure dans votre entrée de journal de bord.

Faites un croquis de Jupiter sur un grand gabarit d'observation. Dessinez tout le champ de vision, utilisez le grand gabarit pour que votre dessin de Jupiter soit suffisamment grand pour que vous puissiez inclure quelques détails. Dessinez tout ce que vous pouvez voir. Il devrait être assez facile de voir deux bandes est-ouest sur Jupiter. De plus, posez-vous les questions suivantes et recherchez les fonctionnalités décrites dans les questions ci-dessous. Vous ne les verrez pas tous, mais vous en verrez peut-être certains. Incluez tout ce que vous voyez dans le dessin. Avec votre dessin, notez dans votre journal de bord ce que vous voyez et ne voyez pas, et répondez aux questions suivantes. (Assurez-vous d'écrire des phrases dans votre journal de bord. Dire simplement « non » ou « oui » n'est pas utile, car les AE qui notent votre laboratoire n'auront aucune idée à laquelle des questions vous répondez. Au lieu de cela, dites quelque chose du genre , "les deux bandes équatoriales proéminentes apparaissent également sombres et larges", ou "La bande équatoriale nord est plus fine mais plus sombre que celle du sud", selon ce que vous voyez.)

À quel point les deux bandes est-ouest les plus importantes sont-elles sombres ? L'un est-il plus sombre que l'autre ? L'un est-il plus large que l'autre ?

Les bandes sont-elles uniformes ou pouvez-vous voir des signes de « bouffée » ? C'est-à-dire, y a-t-il des taches sur les bandes qui sont légèrement plus foncées que le reste de la bande ?

Pouvez-vous voir d'autres bandes est-ouest plus sombres ou plus claires que le reste de Jupiter ?

Les régions autour des pôles nord et sud de Jupiter ressemblent-elles au reste de Jupiter, ou sont-elles sensiblement d'une couleur différente ?

Pouvez-vous voir des entités orientées nord-sud ?

Pouvez-vous voir une coloration directement sur les membres (bords) de Jupiter ? Si oui, quelles couleurs voyez-vous et où les voyez-vous ?

Pouvez-vous voir la Grande Tache Rouge ? Il a été très pâle ces dernières années, et il ne nous fait pas toujours face, il y a donc de fortes chances que vous ne puissiez pas le voir. Si vous le faites, indiquez-le sur votre dessin et décrivez à quoi il ressemble.

Y a-t-il des lunes de Jupiter dans le champ de vision de 10 mm ? Si oui, dessinez-les.

Jupiter lui-même apparaît-il parfaitement circulaire, ou est-il écrasé dans une direction ? S'il est écrasé, assurez-vous de l'indiquer dans votre dessin. Est-il plus large est-ouest ou nord-sud ? À quel point est-ce évident, si vous pouvez le voir du tout?

Assurez-vous d'inclure la date et l'heure sur le dessin et l'entrée du journal de bord. Pensez également à indiquer le Nord et l'Est dans le champ de vision de votre dessin.

Remarques et suggestions : Prenez votre temps avec cette partie du laboratoire. Vous allez être ici pendant quelques heures pour terminer la question 4 de la partie I, il n'y a donc aucune raison de vous précipiter sur cette partie. L'inévitable secousse du champ de vision du télescope demandera un peu de patience. Regardez Jupiter et assurez-vous de profiter pleinement des moments que vous obtenez lorsque le télescope ne tremble pas. Prenez également le temps de regarder attentivement et de voir quelles fonctionnalités vous pouvez voir, et de répondre à toutes les questions ci-dessus.

Comme toujours, indiquez les conditions du ciel et de l'air dans votre entrée de journal de bord. Incluez la date et l'heure dans l'entrée du journal de bord et sur votre dessin.

Mesurez le diamètre angulaire de Jupiter en utilisant la méthode des temps de transit. Rapportez vos observations (le temps du transit) et effectuez les calculs pour fournir un diamètre angulaire en minutes d'arc ou en secondes d'arc.

Partie III : Questions et calculs

Répondez à toutes les questions suivantes dans votre journal de bord.

Avez-vous vu l'une des lunes de Jupiter bouger ? Étant donné combien ils ont bougé pendant le temps que vous avez regardé, commentez qualitativement sur la façon dont la période d'au moins certaines des lunes de Jupiter se compare à la période de la lune de la Terre (qui est d'environ un mois).

Utilisez les diagrammes en tire-bouchon (fournis par les TA) pour déterminer quelle lune est quelle dans votre premier dessin de la partie I. Étiquetez les noms des lunes sur le dessin.

Jupiter est entre 4 et 6 UA de la Terre. Généralement, lorsqu'il est visible en laboratoire, il se trouve à environ 4,5 UA (=6,7&fois10 8 km). Calculez le diamètre physique de Jupiter en km en utilisant la formule du petit angle :

UNE est le diamètre angulaire en secondes d'arc, est le diamètre physique de Jupiter, et est la distance à Jupiter. 206 265 est le nombre de secondes d'arc dans un radian, la formule du petit angle la plus familière A=d/D fonctionne quand UNE est en radians. La formule ci-dessus inclut la conversion.

Comment le diamètre de Jupiter se compare-t-il au diamètre de la Terre (13 000 km) ? En d'autres termes, quel est le rapport du diamètre de Jupiter par rapport à celui de la Terre ? Comment le diamètre de Jupiter se compare-t-il à la distance moyenne Terre-Lune (384 000 km) ?

Utilisez la formule du petit angle pour calculer la distance physique projetée entre Jupiter et la lune la plus proche. Dans ce cas, utilisez la séparation angulaire que vous avez mesurée à la question 5 de la partie I. Utilisez la formule du petit angle (ci-dessus), seulement maintenant est la distance projetée. Comment cela se compare-t-il à la distance moyenne Terre-Lune ?

3 , où r est le rayon physique de Jupiter. Étant donné que la masse de Jupiter est d'environ 318 fois la masse de la Terre, calculez la densité moyenne de Jupiter par rapport à celle de la Terre.

Dernière modification : 2005-juin-21, par Robert Knop

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Histoire ancienne Modifier

L'hypothèse de la matière noire a une histoire complexe. [17] Dans une conférence donnée en 1884, [18] Lord Kelvin a estimé le nombre de corps sombres dans la Voie lactée à partir de la dispersion de vitesse observée des étoiles en orbite autour du centre de la galaxie. En utilisant ces mesures, il a estimé la masse de la galaxie, qu'il a déterminée est différente de la masse des étoiles visibles. Lord Kelvin a ainsi conclu que "beaucoup de nos étoiles, peut-être une grande majorité d'entre elles, peuvent être des corps sombres". [19] [20] En 1906 Henri Poincaré dans "La Voie Lactée et la Théorie des Gaz" a utilisé "la matière noire", ou "matière obscure" en français, en discutant le travail de Kelvin. [21] [20]

Le premier à suggérer l'existence de la matière noire en utilisant les vitesses stellaires était l'astronome néerlandais Jacobus Kapteyn en 1922. [22] [23] Son collègue néerlandais et pionnier de la radioastronomie Jan Oort a également émis l'hypothèse de l'existence de la matière noire en 1932. [23] [24] [25] Oort étudiait les mouvements stellaires dans le voisinage galactique local et a découvert que la masse dans le plan galactique doit être supérieure à ce qui a été observé, mais cette mesure a été déterminée plus tard comme étant erronée. [26]

En 1933, l'astrophysicien suisse Fritz Zwicky, qui a étudié les amas de galaxies alors qu'il travaillait au California Institute of Technology, a fait une conclusion similaire. [27] [28] Zwicky a appliqué le théorème virial au Coma Cluster et a obtenu la preuve d'une masse invisible qu'il a appelée dunk materie ('matière noire'). Zwicky a estimé sa masse sur la base des mouvements des galaxies près de son bord et l'a comparée à une estimation basée sur sa luminosité et le nombre de galaxies. Il a estimé que l'amas avait environ 400 fois plus de masse que ce qui était visuellement observable. L'effet de gravité des galaxies visibles était bien trop faible pour des orbites aussi rapides, donc la masse doit être cachée à la vue. Sur la base de ces conclusions, Zwicky a déduit que de la matière invisible fournissait la masse et l'attraction gravitationnelle associée pour maintenir l'amas ensemble. [29] Les estimations de Zwicky étaient décalées de plus d'un ordre de grandeur, principalement en raison d'une valeur obsolète de la constante de Hubble [30] le même calcul montre aujourd'hui une fraction plus petite, en utilisant des valeurs plus élevées pour la masse lumineuse. Néanmoins, Zwicky a correctement conclu de son calcul que la majeure partie de l'affaire était sombre. [20]

D'autres indications que le rapport masse-lumière n'était pas égal à l'unité provenaient des mesures des courbes de rotation des galaxies. En 1939, Horace W. Babcock a rapporté la courbe de rotation de la nébuleuse d'Andromède (connue maintenant sous le nom de galaxie d'Andromède), ce qui suggère que le rapport masse-luminosité augmente radialement. [31] Il l'a attribué soit à l'absorption de lumière dans la galaxie ou à la dynamique modifiée dans les parties externes de la spirale et non à la matière manquante qu'il avait découverte. À la suite du rapport de Babcock en 1939 sur une rotation étonnamment rapide à la périphérie de la galaxie d'Andromède et un rapport masse-lumière de 50 en 1940, Jan Oort a découvert et écrit sur le grand halo non visible de NGC 3115. [32]

Années 1970 Modifier

Les travaux de Vera Rubin, Kent Ford et Ken Freeman dans les années 1960 et 1970 [33] ont fourni d'autres preuves solides, en utilisant également les courbes de rotation des galaxies. [34] [35] [36] Rubin et Ford ont travaillé avec un nouveau spectrographe pour mesurer la courbe de vitesse des galaxies spirales latérales avec une plus grande précision. [36] Ce résultat a été confirmé en 1978. [37] Un article influent a présenté les résultats de Rubin et Ford en 1980. [38] Ils ont montré que la plupart des galaxies doivent contenir environ six fois plus de masse sombre que visible [39] ainsi, vers 1980 le besoin apparent de matière noire était largement reconnu comme un problème majeur non résolu en astronomie. [34]

Au même moment où Rubin et Ford exploraient les courbes de rotation optique, les radioastronomes utilisaient de nouveaux radiotélescopes pour cartographier la ligne de 21 cm de l'hydrogène atomique dans les galaxies voisines. La distribution radiale de l'hydrogène atomique interstellaire (H-I) s'étend souvent à des rayons galactiques beaucoup plus grands que ceux accessibles par les études optiques, étendant l'échantillonnage des courbes de rotation – et donc de la distribution de masse totale – à un nouveau régime dynamique. Les premières cartographies d'Andromède avec le télescope de 300 pieds à Green Bank [40] et la parabole de 250 pieds à Jodrell Bank [41] ont déjà montré que la courbe de rotation H-I ne traçait pas le déclin képlérien attendu. Au fur et à mesure que des récepteurs plus sensibles sont devenus disponibles, Morton Roberts et Robert Whitehurst [42] ont pu tracer la vitesse de rotation d'Andromède à 30 kpc, bien au-delà des mesures optiques. Illustrant l'avantage de tracer le disque de gaz à de grands rayons, la figure 16 de cet article [42] combine les données optiques [36] (le groupe de points à des rayons de moins de 15 kpc avec un seul point plus loin) avec les données HI entre 20 et 30 kpc, montrant la planéité de la courbe de rotation externe de la galaxie, la courbe pleine culminant au centre est la densité de surface optique, tandis que l'autre courbe montre la masse cumulée, augmentant toujours linéairement à la mesure la plus externe. En parallèle, l'utilisation de réseaux interférométriques pour la spectroscopie H-I extragalactique était en cours de développement. En 1972, David Rogstad et Seth Shostak [43] ont publié les courbes de rotation HI de cinq spirales cartographiées avec l'interféromètre d'Owens Valley. leurs disques HI étendus.

Un flux d'observations dans les années 1980 a soutenu la présence de matière noire, y compris la lentille gravitationnelle des objets de fond par les amas de galaxies, [44] la distribution de la température du gaz chaud dans les galaxies et les amas, et le modèle d'anisotropies dans le fond diffus cosmologique. Selon le consensus parmi les cosmologistes, la matière noire est principalement composée d'un type de particule subatomique non encore caractérisé. [14] [45] La recherche de cette particule, par divers moyens, est l'un des efforts majeurs de la physique des particules. [15]

En cosmologie standard, la matière est tout ce dont la densité d'énergie s'échelonne avec l'inverse du cube du facteur d'échelle, c'est-à-dire, ρune -3 . Ceci contraste avec le rayonnement, qui s'échelonne comme la quatrième puissance inverse du facteur d'échelle ρune -4 , et une constante cosmologique, qui est indépendante de une. Ces échelles peuvent être comprises intuitivement : Pour une particule ordinaire dans une boîte cubique, doubler la longueur des côtés de la boîte diminue la densité (et donc la densité d'énergie) d'un facteur 8 (= 2 3 ). Pour le rayonnement, la densité d'énergie diminue d'un facteur 16 (= 2 4 ), car tout acte dont l'effet augmente le facteur d'échelle doit également provoquer un redshift proportionnel [ plus d'explications nécessaires ] . Une constante cosmologique, en tant que propriété intrinsèque de l'espace, a une densité d'énergie constante quel que soit le volume considéré. [46] [c]

En principe, la "matière noire" désigne tous les composants de l'univers qui ne sont pas visibles mais obéissent toujours ρune -3 . En pratique, le terme "matière noire" est souvent utilisé pour désigner uniquement le composant non baryonique de la matière noire, c'est-à-dire à l'exclusion des "baryons manquants". Le contexte indiquera généralement quel sens est voulu.

Courbes de rotation de la galaxie Modifier

Les bras des galaxies spirales tournent autour du centre galactique. La densité de masse lumineuse d'une galaxie spirale diminue à mesure que l'on va du centre vers la périphérie. Si la masse lumineuse était tout le problème, alors nous pouvons modéliser la galaxie comme une masse ponctuelle au centre et tester les masses en orbite autour d'elle, comme le système solaire. [d] D'après la deuxième loi de Kepler, on s'attend à ce que les vitesses de rotation diminuent avec la distance par rapport au centre, comme dans le système solaire. Ceci n'est pas observé. [48] ​​Au lieu de cela, la courbe de rotation de la galaxie reste plate à mesure que la distance par rapport au centre augmente.

Si les lois de Kepler sont correctes, alors le moyen évident de résoudre cet écart est de conclure que la distribution de masse dans les galaxies spirales n'est pas similaire à celle du système solaire. En particulier, il y a beaucoup de matière non lumineuse (matière noire) à la périphérie de la galaxie.

Dispersions de vitesse Modifier

Les étoiles dans les systèmes liés doivent obéir au théorème du viriel. Le théorème, ainsi que la distribution de vitesse mesurée, peut être utilisé pour mesurer la distribution de masse dans un système lié, comme les galaxies elliptiques ou les amas globulaires. À quelques exceptions près, les estimations de dispersion de vitesse des galaxies elliptiques [49] ne correspondent pas à la dispersion de vitesse prédite à partir de la distribution de masse observée, même en supposant des distributions compliquées des orbites stellaires. [50]

Comme pour les courbes de rotation des galaxies, le moyen évident de résoudre l'écart est de postuler l'existence de matière non lumineuse.

Amas de galaxies Modifier

Les amas de galaxies sont particulièrement importants pour les études sur la matière noire car leurs masses peuvent être estimées de trois manières indépendantes :

  • De la dispersion en vitesses radiales des galaxies au sein des amas
  • A partir des rayons X émis par les gaz chauds dans les amas. À partir du spectre d'énergie et du flux des rayons X, la température et la densité du gaz peuvent être estimées, donnant ainsi la pression en supposant que l'équilibre de pression et de gravité détermine le profil de masse de l'amas. (généralement de galaxies plus éloignées) peut mesurer les masses d'amas sans se fier aux observations de la dynamique (par exemple, la vitesse).

Généralement, ces trois méthodes sont en accord raisonnable pour dire que la matière noire l'emporte sur la matière visible d'environ 5 à 1. [51]

Lentille gravitationnelle Modifier

L'une des conséquences de la relativité générale est que des objets massifs (comme un amas de galaxies) se trouvent entre une source plus éloignée (comme un quasar) et qu'un observateur doit agir comme une lentille pour courber la lumière de cette source. Plus un objet est massif, plus la lentille est observée.

La lentille forte est la distorsion observée des galaxies d'arrière-plan en arcs lorsque leur lumière passe à travers une telle lentille gravitationnelle. Il a été observé autour de nombreux amas distants dont Abell 1689. [53] En mesurant la géométrie de distorsion, la masse de l'amas intermédiaire peut être obtenue. Dans les dizaines de cas où cela a été fait, les rapports masse/lumière obtenus correspondent aux mesures dynamiques de matière noire des amas. [54] L'objectif peut conduire à plusieurs copies d'une image. En analysant la distribution de plusieurs copies d'images, les scientifiques ont pu déduire et cartographier la distribution de la matière noire autour de l'amas de galaxies MACS J0416.1-2403. [55] [56]

La lentille gravitationnelle faible étudie les distorsions infimes des galaxies, en utilisant des analyses statistiques provenant de vastes études de galaxies. En examinant la déformation apparente de cisaillement des galaxies de fond adjacentes, la distribution moyenne de la matière noire peut être caractérisée. Les rapports masse/lumière correspondent aux densités de matière noire prédites par d'autres mesures de structure à grande échelle. [57] La ​​matière noire ne plie pas la lumière elle-même la masse (dans ce cas la masse de la matière noire) plie l'espace-temps. La lumière suit la courbure de l'espace-temps, ce qui entraîne l'effet de lentille. [58] [59]

En mai 2021, une nouvelle carte détaillée de la matière noire a été révélée par la Dark Energy Survey Collaboration. [60] De plus, la carte a révélé des structures filamenteuses non découvertes auparavant reliant les galaxies, en utilisant une méthode d'apprentissage automatique. [61]

Fond de micro-ondes cosmique Modifier

Bien que la matière noire et la matière ordinaire soient toutes deux de la matière, elles ne se comportent pas de la même manière. En particulier, dans l'univers primitif, la matière ordinaire était ionisée et interagissait fortement avec le rayonnement via la diffusion Thomson. La matière noire n'interagit pas directement avec le rayonnement, mais elle affecte le CMB par son potentiel gravitationnel (principalement à grande échelle) et par ses effets sur la densité et la vitesse de la matière ordinaire. Les perturbations de la matière ordinaire et de la matière noire évoluent donc différemment avec le temps et laissent des empreintes différentes sur le fond diffus cosmologique (CMB).

Le fond diffus cosmologique est très proche d'un corps noir parfait mais contient de très petites anisotropies de température de quelques parties sur 100 000. Une carte du ciel d'anisotropies peut être décomposée en un spectre de puissance angulaire, qui contient une série de pics acoustiques à un espacement presque égal mais à des hauteurs différentes. La série de pics peut être prédite pour tout ensemble supposé de paramètres cosmologiques par des codes informatiques modernes tels que CMBFAST et CAMB, et l'appariement de la théorie aux données contraint donc les paramètres cosmologiques. [62] Le premier pic montre principalement la densité de matière baryonique, tandis que le troisième pic concerne principalement la densité de matière noire, mesurant la densité de matière et la densité d'atomes. [62]

L'anisotropie du CMB a été découverte pour la première fois par COBE en 1992, bien que sa résolution soit trop grossière pour détecter les pics acoustiques. Après la découverte du premier pic acoustique par l'expérience en ballon BOOMERanG en 2000, le spectre de puissance a été précisément observé par WMAP en 2003-2012, et plus précisément encore par la sonde Planck en 2013-2015. Les résultats supportent le modèle Lambda-CDM. [63] [64]

Le spectre de puissance angulaire CMB observé fournit des preuves puissantes à l'appui de la matière noire, car sa structure précise est bien adaptée par le modèle Lambda-CDM, [64] mais difficile à reproduire avec un modèle concurrent tel que la dynamique newtonienne modifiée (MOND). [64] [65]

Formation de la structure Modifier

La formation de la structure fait référence à la période après le Big Bang où les perturbations de densité se sont effondrées pour former des étoiles, des galaxies et des amas. Avant la formation de la structure, les solutions de Friedmann à la relativité générale décrivent un univers homogène. Plus tard, de petites anisotropies se sont progressivement développées et ont condensé l'univers homogène en étoiles, galaxies et structures plus grandes. La matière ordinaire est affectée par le rayonnement, qui est l'élément dominant de l'univers à des époques très reculées. En conséquence, ses perturbations de densité sont effacées et incapables de se condenser en structure. [67] S'il n'y avait eu que de la matière ordinaire dans l'univers, il n'y aurait pas eu assez de temps pour que les perturbations de densité se développent dans les galaxies et les amas actuellement observés.

La matière noire fournit une solution à ce problème car elle n'est pas affectée par le rayonnement. Par conséquent, ses perturbations de densité peuvent croître en premier. Le potentiel gravitationnel qui en résulte agit comme un puits de potentiel attractif pour l'effondrement ultérieur de la matière ordinaire, accélérant le processus de formation de la structure. [67] [68]

Amas de balles Modifier

Si la matière noire n'existe pas, alors la prochaine explication la plus probable doit être que la relativité générale - la théorie dominante de la gravité - est incorrecte et devrait être modifiée. L'amas de balles, résultat d'une récente collision de deux amas de galaxies, constitue un défi pour les théories de la gravité modifiées car son centre de masse apparent est très éloigné du centre de masse baryonique. [69] Les modèles standard de matière noire peuvent facilement expliquer cette observation, mais la gravité modifiée a beaucoup plus de mal, [70] [71] d'autant plus que les preuves d'observation sont indépendantes du modèle. [72]

Mesures de distance de supernova de type Ia Modifier

Les supernovae de type Ia peuvent être utilisées comme bougies standard pour mesurer les distances extragalactiques, qui peuvent à leur tour être utilisées pour mesurer la vitesse à laquelle l'univers s'est étendu dans le passé. [73] Les données indiquent que l'univers s'étend à un rythme accéléré, dont la cause est généralement attribuée à l'énergie noire. [74] Puisque les observations indiquent que l'univers est presque plat, [75] [76] [77] on s'attend à ce que la densité d'énergie totale de tout dans l'univers soit égale à 1 ( Ωtot 1 ). La densité d'énergie sombre mesurée est ΩΛ ≈ 0,690 la densité d'énergie de la matière ordinaire (baryonique) observée est Ωb ≈ 0,0482 et la densité énergétique du rayonnement est négligeable. Cela laisse un manquant Ωdm ≈ 0,258 qui se comporte néanmoins comme de la matière (voir la section définition technique ci-dessus) – matière noire. [78]

Levés du ciel et oscillations acoustiques baryoniques Modifier

Les oscillations acoustiques baryoniques (BAO) sont des fluctuations de la densité de la matière baryonique visible (matière normale) de l'univers à grande échelle. Celles-ci devraient apparaître dans le modèle Lambda-CDM en raison d'oscillations acoustiques dans le fluide photon-baryon de l'univers primitif, et peuvent être observées dans le spectre de puissance angulaire du fond diffus cosmologique. Les BAO ont mis en place une échelle de longueur préférée pour les baryons. Comme la matière noire et les baryons se sont regroupés après la recombinaison, l'effet est beaucoup plus faible dans la distribution des galaxies dans l'univers proche, mais est détectable comme une préférence subtile (≈1%) pour les paires de galaxies séparées de 147 Mpc, par rapport à ceux séparés par 130-160 Mpc. Cette caractéristique a été prédite théoriquement dans les années 1990, puis découverte en 2005, dans deux grands relevés de décalage vers le rouge des galaxies, le Sloan Digital Sky Survey et le 2dF Galaxy Redshift Survey. [79] La combinaison des observations CMB avec les mesures BAO des relevés de décalage vers le rouge des galaxies fournit une estimation précise de la constante de Hubble et de la densité de matière moyenne dans l'Univers. [80] Les résultats soutiennent le modèle Lambda-CDM.

Distorsions de l'espace redshift Modifier

Les grands relevés de décalage vers le rouge des galaxies peuvent être utilisés pour dresser une carte tridimensionnelle de la distribution des galaxies. Ces cartes sont légèrement déformées car les distances sont estimées à partir des décalages vers le rouge observés, le décalage vers le rouge contient une contribution de la soi-disant vitesse particulière de la galaxie en plus du terme dominant d'expansion de Hubble. En moyenne, les superamas s'étendent plus lentement que la moyenne cosmique en raison de leur gravité, tandis que les vides s'étendent plus rapidement que la moyenne. Dans une carte de décalage vers le rouge, les galaxies devant un superamas ont des vitesses radiales excessives vers lui et ont des décalages vers le rouge légèrement supérieurs à ce que leur distance impliquerait, tandis que les galaxies derrière le superamas ont des décalages vers le rouge légèrement faibles pour leur distance. Cet effet fait apparaître les superamas écrasés dans la direction radiale, et de même les vides sont étirés. Leurs positions angulaires ne sont pas affectées. Cet effet n'est détectable pour aucune structure puisque la forme réelle n'est pas connue, mais peut être mesurée en faisant la moyenne sur de nombreuses structures. Il a été prédit quantitativement par Nick Kaiser en 1987, et mesuré pour la première fois de manière décisive en 2001 par le 2dF Galaxy Redshift Survey. [81] Les résultats sont en accord avec le modèle Lambda-CDM.

Forêt Lyman-alpha Modifier

En spectroscopie astronomique, la forêt Lyman-alpha est la somme des raies d'absorption résultant de la transition Lyman-alpha de l'hydrogène neutre dans les spectres des galaxies lointaines et des quasars. Les observations de la forêt Lyman-alpha peuvent également contraindre les modèles cosmologiques. [82] Ces contraintes sont en accord avec celles obtenues à partir des données WMAP.

Composition Modifier

Il existe diverses hypothèses sur ce que pourrait être la matière noire, comme indiqué dans le tableau ci-dessous.

Qu'est-ce que la matière noire ? Comment a-t-il été généré ?

Quelques hypothèses sur la matière noire [83]
bosons légers axions de chromodynamique quantique
particules de type axion
matière noire froide floue
neutrinos Modèle standard
neutrinos stériles
faible échelle supersymétrie
dimensions supplémentaires
petit Higgs
théorie des champs efficace
modèles simplifiés
autres particules Particules massives interagissant faiblement
matière noire à interaction automatique
théorie du vide superfluide
macroscopique trous noirs primordiaux [84] [85] [86] [87] [88]
objets de halo compacts massifs (MaCHOs)
Matière noire macroscopique (Macros)
gravité modifiée (MOG) dynamique newtonienne modifiée (MoND)
Tenseur–vecteur–gravité scalaire (TeVeS)
Gravité entropique

La matière noire peut faire référence à toute substance qui interagit principalement via la gravité avec la matière visible (par exemple, les étoiles et les planètes). Par conséquent, en principe, il n'a pas besoin d'être composé d'un nouveau type de particule fondamentale mais pourrait, au moins en partie, être composé de matière baryonique standard, telle que des protons ou des neutrons. [e] Cependant, pour les raisons décrites ci-dessous, la plupart des scientifiques pensent que la matière noire est dominée par un composant non baryonique, qui est probablement composé d'une particule fondamentale actuellement inconnue (ou d'un état exotique similaire).

Matière baryonique Modifier

Les baryons (protons et neutrons) constituent les étoiles et les planètes ordinaires. Cependant, la matière baryonique englobe également des trous noirs non primordiaux moins courants, des étoiles à neutrons, de vieilles naines blanches et des naines brunes, connus collectivement sous le nom d'objets halo compacts massifs (MACHO), qui peuvent être difficiles à détecter. [90]

Cependant, plusieurs éléments de preuve suggèrent que la majorité de la matière noire n'est pas constituée de baryons :

  • Une quantité suffisante de gaz ou de poussière baryonique diffus serait visible lorsqu'elle était rétroéclairée par des étoiles.
  • La théorie de la nucléosynthèse du Big Bang prédit l'abondance observée des éléments chimiques. S'il y a plus de baryons, alors il devrait aussi y avoir plus d'hélium, de lithium et d'éléments plus lourds synthétisés pendant le Big Bang. [91][92] L'accord avec les abondances observées nécessite que la matière baryonique représente entre 4 et 5 % de la densité critique de l'univers. En revanche, la structure à grande échelle et d'autres observations indiquent que la densité totale de matière est d'environ 30 % de la densité critique. [78]
  • Les recherches astronomiques de microlentilles gravitationnelles dans la Voie lactée ont trouvé au plus une petite fraction de la matière noire pouvant se trouver dans des objets sombres, compacts et conventionnels (MACHO, etc.) la gamme exclue des masses d'objets va de la moitié de la masse de la Terre jusqu'à 30 masses solaires, qui couvre presque tous les candidats plausibles. [93][94][95][96][97][98]
  • Analyse détaillée des petites irrégularités (anisotropies) dans le fond diffus cosmologique. [99] Les observations de WMAP et Planck indiquent qu'environ cinq sixièmes de la matière totale sont sous une forme qui interagit de manière significative avec la matière ordinaire ou les photons uniquement par le biais d'effets gravitationnels.

Matière non baryonique Modifier

Les candidats à la matière noire non baryonique sont des particules hypothétiques telles que les axions, les neutrinos stériles, les particules massives à interaction faible (WIMP), les particules massives à interaction gravitationnelle (GIMP), les particules supersymétriques, les géoons [100] ou les trous noirs primordiaux. [101] Les trois types de neutrinos déjà observés sont en effet abondants, sombres et de matière, mais comme leurs masses individuelles - aussi incertaines soient-elles - sont presque certainement trop petites, ils ne peuvent fournir qu'une petite fraction de matière noire, en raison de limites dérivées de la structure à grande échelle et des galaxies à grand décalage vers le rouge. [102]

Contrairement à la matière baryonique, la matière non baryonique n'a pas contribué à la formation des éléments dans l'univers primitif (nucléosynthèse du Big Bang) [14] et donc sa présence n'est révélée que par ses effets gravitationnels, ou lentilles faibles. De plus, si les particules qui le composent sont supersymétriques, elles peuvent subir des interactions d'annihilation avec elles-mêmes, entraînant éventuellement des sous-produits observables tels que les rayons gamma et les neutrinos (détection indirecte). [102]

Agrégation de matière noire et objets de matière noire dense Modifier

Si la matière noire est composée de particules interagissant faiblement, alors une question évidente est de savoir si elle peut former des objets équivalents à des planètes, des étoiles ou des trous noirs. Historiquement, la réponse a été qu'il ne peut pas, [103] [104] [105] en raison de deux facteurs :

Il lui manque un moyen efficace de perdre de l'énergie [104] La matière ordinaire forme des objets denses car elle a de nombreuses façons de perdre de l'énergie. Perdre de l'énergie serait essentiel pour la formation de l'objet, car une particule qui gagne de l'énergie lors du compactage ou qui tombe « vers l'intérieur » sous l'effet de la gravité, et ne peut la perdre autrement, se réchauffera et augmentera sa vitesse et sa quantité de mouvement. La matière noire semble manquer de moyens pour perdre de l'énergie, simplement parce qu'elle n'est pas capable d'interagir fortement autrement que par la gravité. Le théorème du viriel suggère qu'une telle particule ne resterait pas liée à l'objet qui se formait progressivement - lorsque l'objet commençait à se former et à se compacter, les particules de matière noire qu'il contenait accéléreraient et auraient tendance à s'échapper. Il manque une gamme d'interactions nécessaires pour former des structures [105] La matière ordinaire interagit de différentes manières, ce qui permet à la matière de former des structures plus complexes. Par exemple, les étoiles se forment par gravité, mais les particules qu'elles contiennent interagissent et peuvent émettre de l'énergie sous forme de neutrinos et de rayonnement électromagnétique par fusion lorsqu'elles deviennent suffisamment énergétiques. Les protons et les neutrons peuvent se lier via l'interaction forte, puis former des atomes avec des électrons en grande partie par interaction électromagnétique. Il n'y a aucune preuve que la matière noire soit capable d'une telle variété d'interactions, car elle ne semble interagir que par gravité (et peut-être par des moyens pas plus forts que l'interaction faible, bien que jusqu'à ce que la matière noire soit mieux comprise, ce n'est que spéculation ).

En 2015-2017, l'idée que la matière noire dense était composée de trous noirs primordiaux a fait un retour [106] suite aux résultats de mesures d'ondes gravitationnelles qui ont détecté la fusion de trous noirs de masse intermédiaire. Les trous noirs avec environ 30 masses solaires ne devraient pas se former par effondrement stellaire (généralement moins de 15 masses solaires) ou par la fusion de trous noirs dans les centres galactiques (millions ou milliards de masses solaires). Il a été proposé que les trous noirs de masse intermédiaire provoquant la fusion détectée se soient formés dans la phase précoce dense et chaude de l'univers en raison de l'effondrement de régions plus denses. Une étude ultérieure d'environ un millier de supernovae n'a détecté aucun événement de lentille gravitationnelle, alors qu'environ huit seraient attendus si les trous noirs primordiaux de masse intermédiaire au-dessus d'une certaine plage de masse représentaient la majorité de la matière noire. [107]

La possibilité que les trous noirs primordiaux de la taille d'un atome représentent une fraction importante de la matière noire a été exclue par les mesures des flux de positons et d'électrons en dehors de l'héliosphère du Soleil par le vaisseau spatial Voyager 1. Selon la théorie, de minuscules trous noirs émettent un rayonnement de Hawking. Cependant, les flux détectés étaient trop faibles et n'avaient pas le spectre d'énergie attendu, suggérant que les minuscules trous noirs primordiaux ne sont pas assez répandus pour expliquer la matière noire. [108] Néanmoins, les recherches et les théories proposant des comptes de matière noire dense pour la matière noire se poursuivent à partir de 2018, y compris les approches du refroidissement de la matière noire, [109] [110] et la question reste en suspens. En 2019, l'absence d'effets de microlentille dans l'observation d'Andromède suggère que les petits trous noirs n'existent pas. [111]

Cependant, il existe toujours une gamme de masses largement non contrainte plus petite que celle qui peut être limitée par des observations optiques en microlentille, où les trous noirs primordiaux peuvent représenter toute la matière noire. [112] [113]

Durée de diffusion gratuite Modifier

La matière noire peut être divisée en du froid, chaud, et chaud catégories. [114] Ces catégories font référence à la vitesse plutôt qu'à une température réelle, indiquant jusqu'où les objets correspondants se sont déplacés en raison de mouvements aléatoires dans l'univers primitif, avant qu'ils ne ralentissent en raison de l'expansion cosmique - il s'agit d'une distance importante appelée le durée de diffusion gratuite (FLS). Les fluctuations de densité primordiales inférieures à cette longueur sont éliminées lorsque les particules se propagent des régions trop denses aux régions sous-denses, tandis que les fluctuations plus importantes ne sont pas affectées. Cette longueur définit donc une échelle minimale pour la formation ultérieure de la structure.

Les catégories sont définies par rapport à la taille d'une protogalaxie (un objet qui évolue plus tard en une galaxie naine) : les particules de matière noire sont classées comme froides, chaudes ou chaudes en fonction de leur FSL beaucoup plus petite (froide), similaire à (chaude ), ou beaucoup plus grand (chaud) qu'une protogalaxie. [115] [116] Des mélanges de ce qui précède sont également possibles : une théorie de la matière noire mixte était populaire au milieu des années 1990, mais a été rejetée suite à la découverte de l'énergie noire. [ citation requise ]

La matière noire froide conduit à une formation ascendante de la structure avec des galaxies formant d'abord et des amas de galaxies à un stade ultérieur, tandis que la matière noire chaude entraînerait un scénario de formation descendante avec de grands agrégats de matière se formant tôt, se fragmentant plus tard en galaxies séparées. éclaircissements nécessaires ] ce dernier est exclu par les observations de galaxies à fort décalage vers le rouge. [15]

Effets du spectre de fluctuation Modifier

Ces catégories correspondent également aux effets de spectre de fluctuation et à l'intervalle suivant le Big Bang auquel chaque type est devenu non relativiste. Davis et al. écrit en 1985 : [117]

Les particules candidates peuvent être regroupées en trois catégories sur la base de leur effet sur le spectre de fluctuation (Bond et al. 1983).Si la matière noire est composée d'abondantes particules lumineuses qui restent relativistes jusqu'à peu de temps avant la recombinaison, alors elle peut être qualifiée de "chaude". Le meilleur candidat pour la matière noire chaude est un neutrino. Une deuxième possibilité est que les particules de matière noire interagissent plus faiblement que les neutrinos, soient moins abondantes et aient une masse d'ordre 1 keV. De telles particules sont appelées "matière noire chaude", car elles ont des vitesses thermiques inférieures à celles des neutrinos massifs. il existe actuellement peu de particules candidates qui correspondent à cette description. Des gravitinos et des photinos ont été suggérés (Pagels et Primack 1982 Bond, Szalay et Turner 1982) . Toutes les particules qui sont devenues très tôt non relativistes, et ont ainsi pu diffuser à une distance négligeable, sont appelées matière noire "froide" (CDM). Il existe de nombreux candidats au CDM, y compris les particules supersymétriques.

Définitions alternatives Modifier

Une autre ligne de démarcation approximative est que la matière noire chaude est devenue non relativiste lorsque l'univers avait environ 1 an et 1 millionième de sa taille actuelle et à l'ère dominée par les rayonnements (photons et neutrinos), avec une température de photon de 2,7 millions de Kelvins. La cosmologie physique standard donne la taille de l'horizon des particules comme 2 c t (vitesse de la lumière multipliée par le temps) à l'ère dominée par le rayonnement, donc 2 années-lumière. Une région de cette taille s'étendrait à 2 millions d'années-lumière aujourd'hui (en l'absence de formation de structure). Le FSL réel est environ 5 fois la longueur ci-dessus, car il continue de croître lentement à mesure que les vitesses des particules diminuent inversement avec le facteur d'échelle après qu'elles deviennent non relativistes. Dans cet exemple, le FSL correspondrait à 10 millions d'années-lumière, ou 3 mégaparsecs, aujourd'hui, environ la taille contenant une grande galaxie moyenne.

La température de photon de 2,7 millions de K donne une énergie photonique typique de 250 électronvolts, définissant ainsi une échelle de masse typique pour la matière noire chaude : des particules beaucoup plus massives que cela, telles que les WIMP de masse GeV-TeV, deviendraient non relativistes beaucoup plus tôt qu'un un an après le Big Bang et ont donc des FSL beaucoup plus petits qu'une protogalaxie, ce qui les rend froids. A l'inverse, des particules beaucoup plus légères, comme les neutrinos avec des masses de quelques eV seulement, ont des FSL beaucoup plus grandes qu'une protogalaxie, les qualifiant ainsi de chaudes.

Matière noire froide Modifier

La matière noire froide offre l'explication la plus simple pour la plupart des observations cosmologiques. C'est de la matière noire composée de constituants avec un FSL beaucoup plus petit qu'une protogalaxie. C'est l'objectif de la recherche sur la matière noire, car la matière noire chaude ne semble pas capable de soutenir la formation de galaxies ou d'amas de galaxies, et la plupart des particules candidates ont ralenti tôt.

Les constituants de la matière noire froide sont inconnus. Les possibilités vont des gros objets comme les MACHO (comme les trous noirs [118] et les étoiles Preon [119] ) ou les RAMBO (comme les amas de naines brunes), à de nouvelles particules comme les WIMPs et les axions.

Les études sur la nucléosynthèse du Big Bang et les lentilles gravitationnelles ont convaincu la plupart des cosmologistes [15] [120] [121] [122] [123] [124] que les MACHO [120] [122] ne peuvent pas constituer plus qu'une petite fraction de la matière noire. [14] [120] Selon A. Peter : « .le seul vraiment plausible les candidats à la matière noire sont de nouvelles particules." [121]

L'expérience DAMA/NaI de 1997 et son successeur DAMA/LIBRA en 2013, ont prétendu détecter directement les particules de matière noire traversant la Terre, mais de nombreux chercheurs restent sceptiques, car les résultats négatifs d'expériences similaires semblent incompatibles avec les résultats de DAMA.

De nombreux modèles supersymétriques offrent des candidats à la matière noire sous la forme de la particule supersymétrique la plus légère de WIMPy (LSP). [125] Séparément, les neutrinos stériles lourds existent dans des extensions non supersymétriques du modèle standard qui expliquent la petite masse des neutrinos à travers le mécanisme de bascule.

Matière noire chaude Modifier

La matière noire chaude comprend des particules avec un FSL comparable à la taille d'une protogalaxie. Les prédictions basées sur la matière noire chaude sont similaires à celles de la matière noire froide à grande échelle, mais avec moins de perturbations de densité à petite échelle. Cela réduit l'abondance prédite des galaxies naines et peut conduire à une densité plus faible de matière noire dans les parties centrales des grandes galaxies. Certains chercheurs considèrent que cela correspond mieux aux observations. Un défi pour ce modèle est le manque de candidats particules avec la masse requise ≈ 300 eV à 3000 eV. [ citation requise ]

Aucune particule connue ne peut être classée comme matière noire chaude. Un candidat postulé est le neutrino stérile : une forme plus lourde et plus lente de neutrino qui n'interagit pas par la force faible, contrairement aux autres neutrinos. Certaines théories de la gravité modifiées, telles que la gravité scalaire-tenseur-vecteur, nécessitent de la matière noire "chaude" pour faire fonctionner leurs équations.

Matière noire chaude Modifier

La matière noire chaude est constituée de particules dont la FSL est beaucoup plus grande que la taille d'une protogalaxie. Le neutrino est qualifié de telle particule. Ils ont été découverts indépendamment, bien avant la chasse à la matière noire : ils ont été postulés en 1930, et détectés en 1956. La masse des neutrinos est inférieure à 10 -6 celle d'un électron. Les neutrinos interagissent avec la matière normale uniquement via la gravité et la force faible, ce qui les rend difficiles à détecter (la force faible ne fonctionne que sur une petite distance, ainsi un neutrino ne déclenche un événement de force faible que s'il frappe un noyau de front). Cela en fait des «particules lumineuses à interaction faible» (WILP), par opposition aux WIMP.

Les trois saveurs connues des neutrinos sont les électron, muon, et tau. Leurs masses sont légèrement différentes. Les neutrinos oscillent entre les saveurs au fur et à mesure qu'ils bougent. Il est difficile de déterminer une limite supérieure exacte sur la masse moyenne collective des trois neutrinos (ou pour l'un des trois individuellement). Par exemple, si la masse moyenne des neutrinos était supérieure à 50 eV/c 2 (moins de 10 -5 de la masse d'un électron), l'univers s'effondrerait. Les données du CMB et d'autres méthodes indiquent que leur masse moyenne ne dépasse probablement pas 0,3 eV/c 2 . Ainsi, les neutrinos observés ne peuvent pas expliquer la matière noire. [126]

Parce que les fluctuations de densité de la taille des galaxies sont effacées par le flux libre, la matière noire chaude implique que les premiers objets qui peuvent se former sont d'énormes crêpes de la taille d'un superamas, qui se fragmentent ensuite en galaxies. Les observations en champ profond montrent plutôt que les galaxies se sont formées en premier, suivies des amas et des superamas lorsque les galaxies s'agglutinent.

Si la matière noire est composée de particules subatomiques, alors des millions, voire des milliards, de telles particules doivent traverser chaque centimètre carré de la Terre chaque seconde. [127] [128] De nombreuses expériences visent à tester cette hypothèse. Bien que les WIMPs soient des candidats de recherche populaires, [15] l'expérience Axion Dark Matter (ADMX) recherche les axions. Un autre candidat est constitué de particules de secteurs cachés lourds qui n'interagissent avec la matière ordinaire que par gravité.

Ces expériences peuvent être divisées en deux classes : les expériences de détection directe, qui recherchent la diffusion des particules de matière noire hors des noyaux atomiques dans un détecteur et la détection indirecte, qui recherche les produits d'annihilation ou de désintégration des particules de matière noire. [102]

Détection directe Modifier

Les expériences de détection directe visent à observer des reculs de faible énergie (typiquement quelques keV) de noyaux induits par des interactions avec des particules de matière noire, qui (en théorie) traversent la Terre. Après un tel recul, le noyau émettra de l'énergie sous forme de lumière de scintillation ou de phonons, lorsqu'ils traverseront un appareil de détection sensible. Pour ce faire efficacement, il est crucial de maintenir un faible bruit de fond, et de telles expériences fonctionnent donc profondément sous terre pour réduire les interférences des rayons cosmiques. Des exemples de laboratoires souterrains avec des expériences de détection directe comprennent la mine Stawell, la mine Soudan, le laboratoire souterrain SNOLAB à Sudbury, le laboratoire national du Gran Sasso, le laboratoire souterrain de Canfranc, le laboratoire souterrain de Boulby, le Deep Underground Science and Engineering Laboratory et le China Laboratoire souterrain de Jinping.

Ces expériences utilisent principalement des technologies de détection de liquides cryogéniques ou nobles. Les détecteurs cryogéniques fonctionnant à des températures inférieures à 100 mK, détectent la chaleur produite lorsqu'une particule frappe un atome dans un cristal absorbant tel que le germanium. Les détecteurs de liquide noble détectent la scintillation produite par une collision de particules dans le xénon ou l'argon liquide. Les expériences de détecteurs cryogéniques incluent : CDMS, CRESST, EDELWEISS, EURECA. Les expériences sur les liquides nobles incluent ZEPLIN, XENON, DEAP, ArDM, WARP, DarkSide, PandaX et LUX, l'expérience Large Underground Xenon. Ces deux techniques se concentrent fortement sur leur capacité à distinguer les particules de fond (qui diffusent principalement les électrons) des particules de matière noire (qui diffusent les noyaux). D'autres expériences incluent SIMPLE et PICASSO.

Actuellement, il n'y a eu aucune revendication bien établie de détection de matière noire à partir d'une expérience de détection directe, conduisant plutôt à de fortes limites supérieures sur la masse et la section efficace d'interaction avec les nucléons de ces particules de matière noire. [129] Les collaborations expérimentales DAMA/NaI et plus récentes DAMA/LIBRA ont détecté une modulation annuelle du taux d'événements dans leurs détecteurs, [130] [131] qu'ils prétendent être due à la matière noire. Cela résulte de l'attente que lorsque la Terre orbite autour du Soleil, la vitesse du détecteur par rapport au halo de matière noire variera légèrement. Cette affirmation est jusqu'à présent non confirmée et en contradiction avec les résultats négatifs d'autres expériences telles que LUX, SuperCDMS [132] et XENON100. [133]

Un cas particulier d'expériences de détection directe couvre celles avec une sensibilité directionnelle. Il s'agit d'une stratégie de recherche basée sur le mouvement du système solaire autour du centre galactique. [134] [135] [136] [137] Une chambre de projection temporelle à basse pression permet d'accéder à des informations sur les pistes de recul et de contraindre la cinématique WIMP-noyau. Les WIMPs provenant de la direction dans laquelle le Soleil se déplace (approximativement vers le Cygne) peuvent alors être séparés du fond, qui devrait être isotrope. Les expériences directionnelles sur la matière noire incluent DMTPC, DRIFT, Newage et MIMAC.

Détection indirecte Modifier

Les expériences de détection indirecte recherchent les produits de l'auto-annihilation ou de la désintégration des particules de matière noire dans l'espace. Par exemple, dans les régions à forte densité de matière noire (par exemple, le centre de notre galaxie), deux particules de matière noire pourraient s'annihiler pour produire des rayons gamma ou des paires particule-antiparticule du modèle standard. [139] Alternativement, si une particule de matière noire est instable, elle pourrait se désintégrer en particules de modèle standard (ou autres). Ces processus pourraient être détectés indirectement grâce à un excès de rayons gamma, d'antiprotons ou de positons émanant des régions de haute densité de notre galaxie ou d'autres. [140] Une difficulté majeure inhérente à de telles recherches est que diverses sources astrophysiques peuvent imiter le signal attendu de la matière noire, et donc de multiples signaux sont probablement nécessaires pour une découverte concluante. [15] [102]

Quelques-unes des particules de matière noire traversant le Soleil ou la Terre peuvent disperser des atomes et perdre de l'énergie. Ainsi, la matière noire peut s'accumuler au centre de ces corps, augmentant les risques de collision/annihilation. Cela pourrait produire un signal distinctif sous la forme de neutrinos de haute énergie. [141] Un tel signal serait une forte preuve indirecte de la matière noire WIMP. [15] Les télescopes à neutrinos à haute énergie comme AMANDA, IceCube et ANTARES recherchent ce signal. [142] La détection par LIGO en septembre 2015 d'ondes gravitationnelles ouvre la possibilité d'observer la matière noire d'une nouvelle manière, notamment si elle se présente sous la forme de trous noirs primordiaux. [143] [144] [145]

De nombreuses recherches expérimentales ont été entreprises pour rechercher une telle émission provenant de l'annihilation ou de la désintégration de la matière noire, dont des exemples suivent. Le télescope Energetic Gamma Ray Experiment a observé plus de rayons gamma en 2008 que prévu de la Voie lactée, mais les scientifiques ont conclu que cela était probablement dû à une estimation incorrecte de la sensibilité du télescope. [146]

Le télescope spatial à rayons gamma Fermi recherche des rayons gamma similaires. [147] En avril 2012, une analyse des données précédemment disponibles de son instrument Large Area Telescope a produit des preuves statistiques d'un signal de 130 GeV dans le rayonnement gamma provenant du centre de la Voie lactée. [148] L'annihilation de WIMP était considérée comme l'explication la plus probable. [149]

À des énergies plus élevées, les télescopes gamma au sol ont fixé des limites à l'annihilation de la matière noire dans les galaxies sphéroïdales naines [150] et dans les amas de galaxies. [151]

L'expérience PAMELA (lancée en 2006) a détecté des excès de positons. Ils pourraient provenir de l'annihilation de la matière noire ou des pulsars. Aucun excès d'antiprotons n'a été observé. [152]

En 2013, les résultats du spectromètre magnétique Alpha de la Station spatiale internationale ont indiqué un excès de rayons cosmiques de haute énergie qui pourraient être dus à l'annihilation de la matière noire. [153] [154] [155] [156] [157] [158]

Le collisionneur recherche de la matière noire Modifier

Une approche alternative à la détection des particules de matière noire dans la nature consiste à les produire en laboratoire. Des expériences avec le Grand collisionneur de hadrons (LHC) pourraient permettre de détecter les particules de matière noire produites lors des collisions des faisceaux de protons du LHC. Parce qu'une particule de matière noire devrait avoir des interactions négligeables avec la matière visible normale, elle peut être détectée indirectement comme (de grandes quantités) d'énergie et de quantité de mouvement manquantes qui s'échappent des détecteurs, à condition que d'autres produits de collision (non négligeables) soient détectés. [159] Des contraintes sur la matière noire existent également à partir de l'expérience LEP en utilisant un principe similaire, mais en sondant l'interaction des particules de matière noire avec les électrons plutôt que les quarks. [160] Toute découverte issue des recherches de collisionneurs doit être corroborée par des découvertes dans les secteurs de la détection indirecte ou directe pour prouver que la particule découverte est bien de la matière noire.

Parce que la matière noire n'a pas encore été identifiée de manière concluante, de nombreuses autres hypothèses ont émergé visant à expliquer les phénomènes d'observation que la matière noire a été conçue pour expliquer. La méthode la plus courante consiste à modifier la relativité générale. La relativité générale est bien testée aux échelles du système solaire, mais sa validité aux échelles galactiques ou cosmologiques n'a pas été bien prouvée. Une modification appropriée de la relativité générale peut éventuellement éliminer le besoin de matière noire. Les théories les plus connues de cette classe sont MOND et sa généralisation relativiste gravité tenseur-vecteur-scalaire (TeVeS), [161] f(R) gravité, [162] masse négative, fluide sombre, [163] [164] [165 ] et la gravité entropique. [166] Les théories alternatives abondent. [167] [168]

Un problème avec les hypothèses alternatives est que les preuves d'observation de la matière noire proviennent de tant d'approches indépendantes (voir la section "preuves d'observation" ci-dessus). Expliquer n'importe quelle observation individuelle est possible, mais les expliquer toutes en l'absence de matière noire est très difficile. Néanmoins, il y a eu quelques succès dispersés pour des hypothèses alternatives, comme un test de 2016 de lentille gravitationnelle en gravité entropique [169] [170] [171] et une mesure de 2020 d'un effet MOND unique. [172] [173]

L'opinion dominante parmi la plupart des astrophysiciens est que bien que des modifications de la relativité générale puissent expliquer une partie des preuves d'observation, il existe probablement suffisamment de données pour conclure qu'il doit y avoir une certaine forme de matière noire présente dans l'Univers. [174]

La matière noire est mentionnée dans les œuvres de fiction. Dans de tels cas, on lui attribue généralement des propriétés physiques ou magiques extraordinaires. De telles descriptions sont souvent incompatibles avec les propriétés hypothétiques de la matière noire en physique et en cosmologie.


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Des montagnes escarpées, des plateaux et des caldeiras parsèment la surface d'Io. Crédit : NASA/JPL/Université d'Arizona

Io (prononcé « EYE oh ») est le monde le plus volcaniquement actif du système solaire. Des centaines de volcans parsèment sa surface. Des fontaines de lave, hautes de dizaines de kilomètres, jaillissent de certaines d'entre elles. Io a une combinaison de Jupiter, Europe et Ganymède et leur bras de fer gravitationnel à remercier pour sa haute activité.

Un peu plus grande que la Lune, Io est la troisième plus grande lune de Jupiter. Il est verrouillé par la marée sur Jupiter, ce qui signifie qu'un seul côté fait face à cette planète pendant son orbite. La Lune est également liée à la Terre en raison de la marée. Mais contrairement à la Lune qui a une orbite principalement circulaire, celle d'Io est elliptique. Cela fait que la lune subit d'énormes forces de marée. Au fur et à mesure que Io parcourt son orbite, les effets gravitationnels d'un côté sont plus importants que ceux de l'autre, ce qui fait que la surface de Io se gonfle de haut en bas. Le même effet peut être observé sur Terre à cause de la Lune. Mais là où la Lune tire les marées de la Terre à des hauts et des bas d'environ 60 pieds (18 mètres), la surface d'Io fluctue jusqu'à 330 pieds (100 mètres).

Mais Io cause tout autant de problèmes à Jupiter. Sur une orbite d'environ 262 000 miles (422 000 kilomètres), Io traverse le champ magnétique de Jupiter, transformant la lune en un générateur électrique géant. Le courant généré par Io revient ensuite à Jupiter et crée un éclair dans la haute atmosphère de la géante gazeuse.

Dans l'ensemble, Io est chaotique et bien que la vie ait été trouvée même dans les endroits les plus inhospitaliers de la Terre, la plupart des chercheurs ne pensent pas que cette lune en hébergera probablement.

Europa est considérée comme l'un des endroits les plus prometteurs dans la recherche locale de la vie. Crédit : NASA/JPL-Caltech/Institut SETI

Europe

Les vaisseaux spatiaux Voyager ont survolé Europe en 1979 et les scientifiques ont eu leurs premiers indices que la surface glacée de la lune pourrait cacher un océan d'eau liquide. Depuis lors, l'humanité a imaginé d'innombrables scénarios de science-fiction pour que la vie extraterrestre prospère dans un océan européen.

Et les écrivains de science-fiction ne sont pas les seuls à être intrigués par la vie sur cette lune. La coquille d'Europe a une épaisseur d'environ 10 à 15 miles (15 à 25 kilomètres) et sous elle se trouve un océan de 40 à 100 miles (60 à 150 kilomètres) de profondeur. Si cela est vrai, cela signifierait qu'Europe contient deux fois plus d'eau que tous les océans de la Terre réunis sur un corps qui ne représente qu'un quart du diamètre de notre planète.

Récemment, le télescope spatial Hubble a également repéré des signes indiquant qu'une partie de cette eau pourrait s'échapper dans l'espace, ce qui signifie qu'il serait possible pour un vaisseau spatial d'échantillonner l'océan d'Europe sans jamais toucher le sol.

Parmi les principales exigences que les astrobiologistes jugent nécessaires à la vie, Europe ne manque apparemment que d'une source d'énergie. Jupiter est à environ 5,2 unités astronomiques - où 1 UA est la distance moyenne entre le Soleil et la Terre - du Soleil, donc toute lumière du soleil qui atteint Europe est environ 25 fois plus faible que sur Terre. Ainsi, alors que la lumière du soleil n'est pas une bonne source d'énergie, le vaisseau spatial Galileo de la NASA a vu des signes de convection se produire dans la couche de glace d'Europe. Galilée a exploré le système Jupiter de 1995 à 2003.Pendant ce temps, il a repéré des fosses et des dômes à la surface d'Europe. Le chauffage par le bas pourrait être le coupable, faisant couler la glace plus froide et dense tandis que la glace plus chaude et moins dense s'élève.


Lunes

Jupiter était le roi des lunes depuis peu, avec un total de 79 satellites connus. Récemment, Saturne a détrôné Jupiter avec un total de 82 satellites connus. Ces classements peuvent changer au fur et à mesure que les observations se poursuivent.

Sur les 79 satellites, 63 mesurent moins de 10 km / 6,2 mi de diamètre et n'ont été observés que depuis 1975. Les lunes galiléennes, Io, Europa, Ganymède et Callisto sont suffisamment grandes pour être vues de la Terre avec des jumelles. Ils font partie des plus gros satellites découverts dans le système solaire, Ganymède étant le plus grand de tous les satellites de notre système solaire.

Jupiter a à la fois des lunes régulières et des lunes irrégulières avec d'autres sous-divisions.

Lunes régulières

Les lunes régulières de Jupiter se composent des lunes galiléennes et d'un groupe interne de 4 petites lunes avec des diamètres inférieurs à 200 km / 124 mi, et des orbites avec des rayons inférieurs à 200.000 km / 124.274 mi. Ils ont tous des inclinaisons orbitales inférieures à un demi-degré. Les lunes galiléennes orbitent entre 400.000 et 2.000.000 km – 248.548 mi et 1.242.742 mi. On pense que ces lunes se sont formées avec Jupiter car elles ont des orbites presque circulaires près du plan de l'équateur de Jupiter.

Ganymède

Bien qu'il soit le plus gros satellite connu du système solaire, il manque d'une atmosphère substantielle. C'est le 9 e plus grand objet du système solaire avec un diamètre de 5,268 km / 3,273 mi et 8 % plus grand que la planète Mercure, bien que seulement 45 % aussi massif.

Il a été nommé d'après l'échanson mythologique des dieux grecs, qui a été kidnappé par Zeus à cette fin. C'est la seule lune connue pour avoir un champ magnétique et bien qu'elle possède un noyau métallique, elle a le facteur de moment d'inertie le plus bas de tous les corps solides du système solaire.

À l'extérieur de Jupiter, c'est le septième satellite qui effectue une orbite autour de Jupiter en environ 7 jours terrestres. Il est en résonance orbitale 1:2:4 avec les lunes Europa et Io. Il est composé principalement de quantités égales de roche silicatée et de glace d'eau, ayant un noyau liquide riche en fer et un océan interne qui peut contenir plus d'eau que tous les océans de la Terre réunis.

Un tiers de sa surface est recouvert de régions sombres couvertes de cratères d'impact et une région claire, recoupée par de vastes rainures et crêtes probablement dues à l'activité tectonique due au réchauffement des marées. Il a une atmosphère mince composée d'oxygène, d'ozone et d'autres éléments. Il y a des spéculations sur l'habitabilité potentielle de l'océan de Ganymède.

La plus interne et la troisième plus grande des quatre lunes galiléennes de Jupiter, Io est la quatrième plus grande lune du système solaire avec la densité la plus élevée et la plus petite quantité de molécules d'eau de tout objet astronomique connu dans le système solaire.

Nommé d'après le personnage mythologique Io, une prêtresse d'Héra qui est devenue l'une des amantes de Zeus, Io est l'objet le plus géologiquement actif du système solaire avec plus de 400 volcans actifs.

Cette activité géologique extrême est due au réchauffement des marées causé par la friction générée à l'intérieur d'Io lorsqu'elle est tirée entre Jupiter et les autres lunes galiléennes.

fichier PNM converti

Il faut Io 1,77 jour-terre pour orbiter Jupiter. Il est verrouillé par la marée sur Jupiter, ne montrant qu'un seul côté de sa planète mère, et a un rayon moyen de 1,131 miles / 1,821 km, légèrement plus grand que la lune de la Terre.

De nombreux volcans d'Io produisent des panaches de 500 km / 300 mi au-dessus de la surface. Plus de 100 montagnes sont soulevées par une compression importante à la base de la croûte de silicate d'Io. Certains de ces sommets sont plus hauts que le mont Everest, le point culminant de la surface de la Terre.

Io est composé principalement de roche silicatée qui entoure un noyau de fer en fusion. Les plaines d'Io sont recouvertes de soufre et de givre de dioxyde de soufre. Les matériaux produits par le volcanisme d'Io constituent sa fine atmosphère et donnent naissance au grand tore de plasma autour de Jupiter.

Europe

Europe est la plus petite des quatre lunes galiléennes et la sixième plus grande de toutes les lunes du système solaire. Il a été nommé d'après la mère phénicienne du roi Minos de Crète et amante de Zeus.

Elle est légèrement plus petite que la lune de la Terre avec un diamètre de 3.100 km / 1.900 mi. Il est principalement constitué de roche silicatée et a une croûte d'eau et de glace, et probablement un noyau de fer-nickel.

Son atmosphère est mince, composée principalement d'oxygène. La surface est très lisse. En fait, c'est le plus lisse de tous les objets solides connus du système solaire. La jeunesse apparente de la douceur de la surface a conduit à l'hypothèse qu'un océan d'eau existe en dessous, qui pourrait éventuellement abriter une vie extraterrestre.

Actuellement, Europe a probablement la vie la plus élevée ou la plus développée, et c'est donc l'un des objets les plus étudiés du système solaire.

Callisto

Callisto est la deuxième plus grande lune de Jupiter et la troisième plus grande lune du système solaire après Ganymède et la lune de Saturne Titan. Il a un diamètre d'environ 4,821 km / 2,995 mi, ayant environ 99% du diamètre de la planète Mercure mais seulement un tiers de sa masse.

Nommé d'après une nymphe de la mythologie grecque, également un autre amoureux de Zeus, Callisto est la lune galiléenne la plus éloignée en orbite autour de Saturne à une distance de 1,8 million de km. Elle n'est pas en résonance orbitale comme les trois autres lunes galiléennes et elle n'est donc pas sensiblement chauffée par les marées comme les autres. Il est verrouillé par la marée avec Jupiter et il est moins affecté par la magnétosphère de Jupiter que les autres satellites intérieurs en raison de son orbite éloignée.

Il est composé principalement de quantités égales de roche et de glace, avec une densité d'environ 1,83 g/cm 3 , la plus faible des satellites de Jupiter. Les recherches de la sonde Galileo suggèrent que Callisto possède un noyau de silicate et peut-être un océan souterrain d'eau liquide à des profondeurs de 100 km.

Fait intéressant, la surface de Callisto est la plus ancienne et la plus cratérisée du système solaire. Il a une atmosphère extrêmement mince composée de dioxyde de carbone et probablement d'oxygène moléculaire.

La présence d'un océan au sein de Callisto ouvre la possibilité qu'il puisse abriter de la vie, mais les conditions seraient moins favorables que sur Europe. Quoi qu'il en soit, elle est considérée comme la planète la plus appropriée pour une base humaine pour l'exploration future du système jovien en raison de ses faibles niveaux de rayonnement.

Lunes irrégulières

Les lunes irrégulières sont petites et ont des orbites elliptiques et inclinées. On pense qu'ils sont des astéroïdes capturés ou des fragments d'astéroïdes capturés. Leur nombre exact est inconnu, mais ils sont encore divisés en sous-divisions - groupes, dans lesquels ils partagent des éléments orbitaux similaires et peuvent donc avoir une origine commune.

Il y a 4 groupes :

  • Le groupe Himalia - un groupe groupé de lunes avec des orbites autour de 11 millions à 12 millions de km / 6 à 7 millions de mi de Jupiter.
  • Le groupe Ananke - un groupe avec une orbite rétrograde avec des frontières assez indistinctes, en moyenne de 21 millions de km / 13 millions de mi de Jupiter avec une inclinaison moyenne de 149 degrés.
  • Le groupe Carme - c'est un groupe avec une orbite rétrograde assez distincte qui se situe en moyenne à 23 millions de km / 14 millions de mi de Jupiter avec une inclinaison moyenne de 165 degrés.
  • Le groupe Pasiphae - un groupe rétrograde très dispersé et seulement vaguement distinct qui couvre toutes les lunes les plus externes.
  • Il y a trois lunes irrégulières qui se démarquent de ces groupes :
  • Themisto - il orbite à mi-chemin entre les lunes galiléennes et le groupe Himalia.
  • Carpo - il est au bord intérieur du groupe Ananke et orbite autour de Jupiter dans la direction prograde.
  • Valetudo - cette lune a une orbite prograde mais chevauche les groupes rétrogrades et peut entraîner de futures collisions avec ces groupes.

Fichier:NASA - Terre, Lune et Jupiter, vues de Mars (pd).jpg

Communiqué MGS MOC n° MOC2-368, 22 mai 2003
A quoi ressemble la Terre vue de Mars ? A 13h00 GMT le 8 mai 2003, la Mars Global Surveyor (MGS) Mars Orbiter Camera (MOC) a eu l'occasion de le découvrir. De plus, un alignement fortuit de la Terre et de Jupiter - la première conjonction planétaire vue depuis une autre planète - a permis au MOC d'acquérir une image de ces deux corps et de leurs plus gros satellites. À l'époque, Mars et la caméra en orbite se trouvaient à 139 millions de kilomètres (86 millions de miles) de la Terre et à près d'un milliard de kilomètres (près de 600 millions de miles) de Jupiter. Le diagramme d'orbite montre la géométrie au moment où les images ont été obtenues.

Étant donné que Jupiter est plus de 5 fois plus éloigné du Soleil que la Terre, deux expositions différentes ont été nécessaires pour imager les deux planètes. Les images sont présentées en mosaïque. Le composite a été fortement contrasté et "colorisé" pour montrer à la fois les planètes et leurs satellites. La caméra haute résolution MGS MOC ne prend que des images en niveaux de gris (noir et blanc) dont la couleur a été dérivée des images Mariner 10 et Cassini de la Terre/Lune et Jupiter, respectivement, comme décrit dans la note ci-dessous.

Terre/Lune : C'est la première image de la Terre jamais prise d'une autre planète qui montre en fait notre maison comme un disque planétaire. Parce que la Terre et la Lune sont plus proches du Soleil que Mars, elles présentent des phases, tout comme la Lune, Vénus et Mercure vus de la Terre. Vu de Mars par MGS le 8 mai 2003 à 13h00 GMT (6h00 PDT), la Terre et la Lune sont apparues dans le ciel du soir. L'image MOC Terre/Lune a été spécialement traitée pour permettre à la fois la Terre (avec une magnitude apparente de -2,5) et la Lune beaucoup plus sombre (avec une magnitude apparente de +0,9) d'être visibles ensemble. La zone lumineuse en haut de l'image de la Terre est la couverture nuageuse sur le centre et l'est de l'Amérique du Nord. En dessous, une zone plus sombre comprend l'Amérique centrale et le golfe du Mexique. La caractéristique brillante près du centre-droit du croissant de Terre se compose de nuages ​​au-dessus du nord de l'Amérique du Sud. L'image montre également l'hémisphère de la Lune face à la Terre, puisque la Lune était de l'autre côté de la Terre vue de Mars. Le ton légèrement plus clair de la partie inférieure de l'image de la Lune résulte du système de rayons large et visible associé au cratère Tycho.

Jupiter/Satellite galiléen : Lorsque Galilée a tourné pour la première fois son télescope vers Jupiter il y a quatre siècles, il a vu que la planète géante avait quatre gros satellites, ou lunes. Celles-ci, la plus grande des dizaines de lunes qui orbitent autour de Jupiter, sont devenues plus tard connues sous le nom de satellites galiléens. Les deux plus grands, Callisto et Ganymède, ont à peu près la taille de la planète Mercure, les plus petits, Io et Europe, ont approximativement la taille de la Lune de la Terre. Cette image MGS MOC, obtenue depuis l'orbite de Mars le 8 mai 2003, montre Jupiter et trois des quatre satellites galiléens : Callisto, Ganymède et Europe. À l'époque, Io était derrière Jupiter vu de Mars, et la tache rouge géante de Jupiter avait tourné hors de vue. Cette image a été spécialement traitée pour montrer à la fois Jupiter et ses satellites, puisque Jupiter, à une magnitude apparente de -1,8, était beaucoup plus lumineuse que les trois satellites.


Comment observer Jupiter

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Jupiter est la plus grosse planète de notre système solaire. C'est l'une des « géantes gazeuses » et la cinquième planète du soleil. Pour mettre la taille de Jupiter en perspective, il lui faut près de 12 ans pour faire le tour complet de son soleil. Il est connu pour sa grande tache rouge et ses ceintures nuageuses sombres et claires contrastées. C'est l'un des objets les plus brillants du ciel après le soleil, la lune et la planète Vénus. Pendant plusieurs mois chaque année, Jupiter brille intensément pendant plusieurs heures avant et après minuit, grâce à sa taille énorme. Beaucoup de gens aiment chercher Jupiter dans le ciel et c'est un excellent moyen pour un débutant sans équipement coûteux de profiter de l'observation de la beauté des planètes lointaines.


Si nous vivions à Io, Jupiter éclipserait-il le soleil tous les jours ?

Je sais que cela dépendrait de l'endroit où nous vivions sur la surface d'Io, mais si les conditions étaient réunies, Jupiter provoquerait-il une éclipse tous les jours ? Et si oui, à quel point serait-ce grave ?

En regardant la distance orbitale de Io étant si proche et son inclinaison étant presque inexistante, je dirais que oui, le Soleil serait éclipsé lorsque Io serait de l'autre côté de la planète.

Depuis Io, Jupiter aurait un rayon de 19,5 degrés, soit environ 39 fois la taille apparente de notre lune. (Source Wiki, désolé)

Avec une orbite d'environ 42 heures, le temps qu'il baigne dans l'obscurité serait quelque peu limité. De plus, Io est verrouillé par marée, ce qui signifie que le même côté fait face à la planète à tout moment pendant l'orbite, il est donc probable qu'une bonne partie de Io voit rarement le soleil.

J'espère que cela vous aidera et si quelqu'un de plus compétent entre, s'il vous plaît!


Liste de contrôle : 3 autres cibles

Maintenant que nous avons observé Jupiter, il y a 3 autres choses que nous pouvons voir avec un télescope :

  1. les 4 Lunes galiléennes de Jupiter. On peut les observer même avec un très petit télescope.
  2. Le Jupiter lui-même a quelques bandes et zones principales. On peut voir les bandes les plus apparentes avec un petit télescope. Cependant, pour plus de détails, un objectif plus grand et un ciel plus sombre seront nécessaires.
  3. Enfin, nous essaierons de voir la Grande Tache Rouge. C'est le plus dur de tous.

Cible 1 : les 4 lunes galiléennes

Les 4 Lunes galiléennes sont : Io, Europe, Ganymède et Callisto (selon la plus proche de Jupiter à la plus éloignée). Toutes ces lunes sont encore plus grosses que Pluton, nous pouvons donc les observer clairement.

Elles sont appelées les lunes galiléennes parce que le célèbre scientifique et astronome Galileo Galilei les a observées pour la première fois en 1610.

Io prend le temps le plus court pour orbiter autour de Jupiter. En revanche, Callisto prend le plus de temps.

Voici les périodes orbitales de toutes les lunes galiléennes :

Observer la lune est similaire à observer Jupiter lui-même. Tout d'abord, localisez les lunes et leur position en fonction de votre géolocalisation avec votre logiciel d'astronomie préféré. Avec un bon télescope et un ciel plus sombre, vous pouvez clairement observer toutes ces lunes.

Voici à quoi cela ressemble sur Stellarium :

Pour observer les transits et l'occultation des lunes, vous pouvez utiliser un almanach. En voici un que vous pouvez utiliser.

Cible 2 : bandes et zones d'amplification de Jupiter

Image tirée de Wikipédia

Maintenant que nous avons observé les 4 lunes galiléennes, il est temps d'examiner la prochaine grande caractéristique de Jupiter : ses bandes nuageuses.

La surface de Jupiter a des lignes de divisions. Ils sont de 2 types : plus foncés et plus clairs. Les plus sombres sont appelées bandes et les plus claires sont appelées zones.

Il y a environ différentes zones et bandes. Cependant, tous ne sont pas visibles.

Vous devrez peut-être pousser le grossissement plus loin pour repérer les différentes bandes et zones. Cela ne devrait pas être un problème car Jupiter est lui-même ÉNORME.

Si vous ne le savez pas encore, plus l'oculaire est petit, plus le grossissement sera important. Par exemple, un oculaire de 10 mm vous donnera un grossissement supérieur à celui d'un oculaire de 20 mm. Alors, n'hésitez pas si vous avez besoin de choisir un oculaire plus petit.

Lors du changement d'oculaire, il est essentiel d'y aller progressivement plutôt que de sauter. Ne passez pas de 30 mm à 9 mm. si vous utilisez un oculaire de 30 mm, passez d'abord à 20 mm, puis à 10 mm et continuez progressivement.

N'optez pas toujours pour un grossissement plus élevé car cela peut coûter cher à la qualité de l'image. Il doit y avoir un équilibre entre le grossissement et la qualité de l'image. La plupart des petits télescopes ne peuvent pas gérer un grossissement trop important.

Objectif 3 : La grande tache rouge

Image prise par Business Insider

Pour observer la grande tache rouge, il faut d'abord regarder le disque de Jupiter.

Si vous regardez attentivement, vous verrez que ce n'est pas si sphérique. Le disque est plus gras au milieu, ressemblant plus à une balle écrasée. Cela est dû à la vitesse de rotation très élevée de la planète sur son axe. La terre tourne sur son axe à une vitesse de 1000 MPH, ce qui nous donne une journée de 24 heures.

Cependant, le Jupiter tourne à 28 000 MPH, ce qui fait une période de rotation sur son axe de seulement 9,5 heures !

Vous pouvez donc imaginer à quelle vitesse Jupiter tourne.

Le truc, c'est qu'avec Jupiter, la Grande Tache Rouge tourne aussi à la même vitesse. Il fait face à la Terre au moins 2 fois par jour terrestre. Donc, pour l'observer, tout ce dont nous avons besoin est le timing et bien sûr, un télescope suffisamment capable de le voir.

La plupart des logiciels d'astronomie comme Sky Safari vous fourniront les horaires de transit. Donc, ce ne sera pas un problème pour obtenir cette information.

Une fois que vous connaissez les temps de transit, vous devez disposer d'un télescope suffisamment puissant pour observer la tache rouge.

Bien que la Grande Tache Rouge, une puissante tempête déchaînée à la surface de Jupiter, soit le double de la taille de la Terre, la distance la rend toujours assez difficile à voir.

Pour bien observer la Tache Rouge, il vous faudra des conditions favorables comme un ciel très sombre. De plus, le meilleur moment pour observer la Grande Tache Rouge est lorsque Jupiter est à son opposition.

Vous devrez probablement également utiliser un grossissement de 100x à 150x.

Aussi, vous pouvez utiliser un filtre de télescope vert pour augmenter vos chances d'observer l'endroit.

Enfin, N'ABANDONNEZ PAS ! Voir la Grande Tache Rouge est certainement un défi et nécessite beaucoup d'efforts et d'expertise. Ne vous attendez pas à le voir du premier coup. Essayez encore et encore.


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