Lancement du satellite Gaia le 19 décembre 2013

 

Gaia est une mission d’astronomie pionnière de l’Agence Spatiale Européenne visant à révolutionner notre vision de la Voie Lactée, en révélant l’histoire de sa formation, sa situation actuelle et son évolution future. Construit par la société Astrium, le satellite relèvera la position, la distance et le déplacement dans le ciel d’un milliard d’étoiles. Cet ensemble sans précédent de données permettra d’accéder aux propriétés physiques de chaque étoile ainsi qu’à la carte tridimensionnelle et en mouvement de notre Galaxie. En plus des étoiles, le satellite Gaia détectera des centaines de milliers de petits corps du système solaire comme des astéroïdes et observera des objets hors de notre galaxie. Ce vaste recensement d’un immense contenu scientifique va bouleverser beaucoup de disciplines astronomiques.

 

 

Le site web de l’équipe Gaia de l’Unité de Recherche Lagrange (OCA-CNRS-UNS)

 Le lancement est prévu le 19 décembre 2013 à 10 h 12 heure de Paris.

 Suivre la retransmission en direct sur le site Internet du CNES.

                 

Le processus même de formation de l’astéroïde Itokawa serait à l’origine de ses rochers

Un chercheur du laboratoire Lagrange de l’Observatoire de la Côte d’azur et un collaborateur américain de l’Université de Maryland ont proposé un mécanisme de formation de l’astéroïde Itokawa et l’ont modélisé numériquement. Ils ont trouvé que la forme d’Itokawa -(une sorte d’otarie) et la présence de gros rochers à sa surface viennent du processus même de formation.

La faible densité volumique d’Itokawa (2 g/cc) et les images envoyées par la sonde Hayabusa (voir Fig. 1) qui en a ramené un échantillon sur Terre en 2010 suggèrent que ce petit astéroïde est un agrégat constitué de plusieurs blocs liés par leur attraction mutuelle. Mais jusqu’à présent ceci n’avait pas été démontré, et la présence observée de gros rochers à sa surface restait un mystère. En effet, ces rochers ne peuvent pas être du matériau éjecté des cratères formés par les impacts subis par l’astéroïde au cours de son histoire. D’une part ils sont trop nombreux par rapport au volume disponible dans les cratères identifiés, d’autre part ils auraient dû être éjectés à des vitesses les faisant s’échapper de l’astéroïde du fait de sa faible gravité.

Selon les modèles d’évolution collisionnelle de la Ceinture d’astéroïde, située entre Mars et Jupiter, un objet de la taille d’Itokawa doit nécessairement être un fragment d’un corps plus gros détruit par collision dans la Ceinture des astéroïdes, entre Mars et Jupiter. Les chercheurs ont modélisé numériquement la destruction d’un gros astéroïde. En particulier, ils ont simulé en détail la phase de réaccumulation gravitationnelle durant laquelle les fragments générés, du fait de leurs attractions mutuelles, peuvent se réaccumuler et former des agrégats. De telles simulations avaient été effectuées auparavant par ces mêmes auteurs et des collaborateurs suisses et avaient permis d’expliquer la formation des familles d’astéroïdes. Mais les simulations précédentes ne permettaient pas de calculer la forme des agrégats et rendaient seulement compte de leurs tailles et de leurs vitesses d’éjection car les fragments réaccumulés étaient remplacés par des sphères, par soucis de simplicité et de réduction du temps de calcul.

 Figure 1. A gauche, image de l’astéroïde Itokawa prise par la sonde Hayabusa (credit : JAXA). A droite : image d’un agrégat obtenu dans une simulation numérique de la phase de réaccumulation d’une destruction d’un astéroïde. La forme de l’agrégat produit dans cette simulation est similaire à celle de l’astéroïde Itokawa, et sa surface contient aussi de nombreux petits rochers comme l’objet réel.

Les chercheurs ont récemment introduit un modèle d’agrégat rigide dans leur programme informatique sophistiqué appelé pkdgrav qui permet de calculer les interactions gravitationnelles d’un grand nombre de corps (jusqu’à plusieurs millions) et leurs éventuelles réaccumulations. Lors de la réaccumulation des fragments, ce nouveau modèle permet la formation d’agrégats non-idéalisés constitués de blocs solides de formes irrégulières. Le modèle permet ainsi aux fragments de rester liés lorsqu’ils se touchent (ou de rebondir ou encore de se fragmenter en fonction de paramètres choisis par le modélisateur), plutôt que de les remplacer par des sphères, et suit l’évolution de leurs propriétés mécaniques. Ainsi, la forme et la période de rotation des agrégats sont préservées dans ces nouvelles simulations qui nécessitent plusieurs mois de temps de calculs en utilisant plusieurs dizaines de processeurs.

En utilisant des paramètres mécaniques des agrégats tenant compte de leur résistance mécanique selon leur taille et des coefficients de rebond identiques à ceux mesurés par des expériences, les chercheurs montrent que le processus de réaccumulation lors d’une destruction d’astéroïde peut produire des agrégats dont la forme est similaire à celle d’Itokawa (voir Fig. 1). De plus, les simulations montrent que typiquement, lorsqu’un gros agrégat commencent à grossir par réaccumulation, les plus petits fragments qui sont éjectés à des vitesses initialement élevées mais qui sont suffisamment proches de cet agrégat en formation commencent à ressentir l’influence de l’attraction de sa masse croissante et finalement ralentissent et réaccumulent sur celui-ci. Les chercheurs concluent que ce mécanisme de réaccumulation tardive des plus petites composantes d’un objet formé par réaccumulation est une explication très plausible de la présence d’un grand nombre de gros rochers à la surface d’Itokawa.

Les chercheurs ont donc modélisé pour la première fois la formation d’un objet de forme identique à Itokawa et leurs résultats en accord avec l’interprétation des données de la mission Hayabusa suggérant qu’Itokawa est un agrégat. De plus, ils fournissent une explication à la présence des gros rochers à sa surface. Enfin, en changeant les paramètres mécaniques des agrégats dans les simulations, les chercheurs ont trouvé des agrégats de différentes formes, dont certaines pourraient ressembler à celles d’autres astéroïdes. Leurs travaux se poursuivront afin de vérifier la sensibilité des résultats aux différents paramètres mécaniques des agrégats et de comprendre quels paramètres conduisent à quelles formes observées. Ils pourraient ainsi contribuer à contraindre les propriétés physiques des astéroïdes en fonction de leur forme observée.

Référence :

Michel, P. & Richardson D.C. 2013. Collision and gravitational reaccumulation : Possible formation mechanism of the asteroid Itokawa. Astronomy and Astrophysics Letter, in press.

 

C’est avec tristesse que nous avons appris le décès de notre collègue, Michel Hénon, directeur de recherche émérite au CNRS et astronome à l’Observatoire de la Côte d’Azur, dans la nuit du 6 au 7 avril. Michel a été incinéré le vendredi 12 avril dans la stricte intimité familiale.

Michel Hénon a été l’une des figures emblématiques de l’Observatoire de Nice et celui de la Côte d’Azur. Ses contributions, dès les années 1960 et 1970, ont posé autant de jalons qui ont marqué à la fois l’astronomie et les mathématiques modernes.

Les recherches de Michel Hénon, comme le comportement chaotique dans les systèmes hamiltoniens, le chaos dans les systèmes dissipatifs, liés par exemple à la convection ou à la turbulence, constituent de véritables contributions originales avec, l’attracteur dit de Hénon qui est le premier exemple vraiment simple d’un attracteur étrange.

Les retombées des travaux de Michel Hénon dans le domaine du système solaire, la dynamique des galaxies et les anneaux planétaires ont suscité de nombreux autres travaux par ses disciples et avec ses collaborateurs qui l’ont qualifié de "roi de la simulation intelligente" puisque l’attracteur de Hénon a été découvert sur une calculette programmable dans les années 70’s. Le départ de Michel Hénon laisse une grand vide au sein de notre observatoire et sans doute parmi les chercheurs et amis français et étrangers à qui nous présentons nos sincères condoléances.

Farrokh Vakili, au nom des personnels de l’Observatoire de la Côte d’Azur

 

Le chant du cygne des étoiles super-massives dure plusieurs heures

Une équipe internationale composant la collaboration FIGARO(1) (France – Italie – Australie) comprenant des astronomes des laboratoires ARTEMIS à Nice, IRAP à Toulouse et LAM à Marseille a découvert récemment que les étoiles très massives pouvaient exploser suivant une voie originale. Cette découverte est présentée aujourd’hui dans le cadre du colloque international sur les sursauts gamma(2) à Nashville aux Etats-Unis. Elle a été publiée récemment dans l’Astrophysical Journal.

On connaissait jusqu’à présent deux classes de sursauts gamma. Les sursauts « courts » d’une part, qui durent moins de deux secondes, et sont sans doute associés à la fin catastrophique d’un système binaire d’étoiles à neutrons(3), dont les membres se rapprochent inexorablement sous l’effet du rayonnement des ondes gravitationnelles(4). D’autre part les sursauts « longs »durent de quelques secondes à quelques minutes. Ils sont associés à la fin de vie d’une étoile massive, de l’ordre d’une dizaine de fois la masse du Soleil ; l’étoile brule très rapidement son combustible nucléaire, hydrogène puis éléments plus lourds, et à l’épuisement des ressources un trou noir se forme en son centre tandis que les couches externes se précipitent vers le centre (figure 1).

Le 9 décembre 2011 le satellite Swift de la NASA a détecté un sursaut très puissant mais aussi très original, appelé GRB 111209a. En effet, contrairement aux sursauts gamma « classiques », sa durée était d’au moins 7 heures. Immédiatement il était suivi par une armada d’instruments à toutes les longueurs d’ondes, dont le télescope TAROT du CNRS placé à l’Observatoire Européen Austral au Chili et l’observatoire de rayons X XMM-Newton de l’Agence Spatiale Européenne.

Pour trouver une explication à ce nouveau type de sursaut gamma, il fallait donc imaginer un mécanisme pour alimenter le jet sur une aussi longue durée. Les chercheurs ont proposé qu’un autre « monstre » soit invoqué : une étoile bleue super-géante, faisant 50 fois la masse du Soleil et composée presque exclusivement d’hydrogène, implose à la fin de sa vie en produisant le trou noir en son centre. Dans ce cas cependant, la taille énorme d’une telle étoile – elle s’étendrait jusqu’au-delà de l’orbite de Jupiter – fait que les couches externes prendront plusieurs heures pour se précipiter vers le centre, alimentant le jet pendant cette période (figure 2).

L’un des problèmes est que normalement, les étoiles bleues super-géantes sont environnées d’un vent stellaire très puissant qui les dépouille de leurs couches externes. Il ne reste plus alors que le cœur de l’étoile mis à nu, et ce rapidement après leur formation. Pour maintenir les couches externes en place, l’équipe a proposé que l’étoile soit composée quasi-exclusivement d’hydrogène et d’hélium. Or, depuis le début de l’Univers, plusieurs générations d’étoiles ont été produites, chacune enrichissant un peu plus le milieu interstellaire en éléments lourds comme l’oxygène et le carbone lors des explosions de supernovae. GRB 111209a a été produit à une distance relativement modérée, à un moment où l’Univers devrait être déjà enrichi en éléments lourds, à qui on doit par ailleurs la vie sur Terre. Ces faits semblent, au premier abord, incompatibles entre eux. Cependant, on sait maintenant qu’il existe toujours des régions, de plus en plus rares, composées presque exclusivement d’hydrogène dans notre voisinage galactique.

Si un sursaut long devait se produire dans notre environnement, il aurait des conséquences fatales sur la vie sur Terre, ce qu’ont pointé les astronomes depuis longtemps. Cependant, l’enrichissement en éléments lourds de l’Univers fait que les sursauts gamma deviennent de plus en plus rares, en particulier dans des galaxies comme la notre, riches en populations d’étoiles évoluées. La compréhension de ces événements extrêmes est importante pour la synthèse des étoiles et les mécanismes qui peuvent produire la vie, mais aussi la menacer.

Notes

1. Fast International GRB Afterglow Robotic Observations, collaboration internationale soutenue en France par le Centre National de la Recherche Scientifique (CNRS/PNHE), Programme National Hautes Energies, l’Instituto Nazionale di AstroFisica (Italie), et l’Australian Research Council.

2. Les sursauts gamma ont été découverts dans les années soixante-dix sous forme de brusques bouffées de rayons gamma détectées par des satellites militaires américains dont la finalité était la détection d’explosions de bombes nucléaires dans l’atmosphère. Ce n’est qu’à partir des années quatre-vingt-dix que l’on a compris qu’ils se produisaient à des distances considérables où les effets de la dilatation de l’Univers se font sentir. Un jet de matière allant à une vitesse très proche de celle de la lumière est émis, qui sera observé par les astronomes sous forme d’une émission puissante de rayons gamma et X, les formes les plus énergétiques de la lumière, mais aussi en optique, infrarouge et radio.

3. Une étoile à neutron possède la masse de notre Soleil, mais dans un rayon de dix kilomètres au lieu de 600 000 kilomètres)

4. Ces sources sont considérées comme les meilleurs candidats pour la détection d’ondes gravitationnelles par l’instrument franco-italien VIRGO (CNRS/INFN), actuellement en phase de mise au point.

Source

« The Ultralong Gamma-Ray Burst 111209a : The Collapse of a Blue Super-Giant ? », B. Gendre et al., The Astrophysical Journal, 2013 March 20, Volume 766, page 30.

Illustrations

Figure 1 : Explosion d’un sursaut gamma : après la formation d’un trou noir au centre de l’étoile, les couches externes vont se précipiter. Une partie de la matière pourra s’échapper sous forme de deux jets lancés à une vitesse très proche de celle de la lumière (crédit : CNRS/ARTEMIS – Céline Lavalade)

Figure 2 : Une étoile super-géante bleue comme celle à l’origine de GRB 111209a est composée presque exclusivement d’hydrogène et d’hélium. Sa masse est cinquante fois celle du Soleil et sa taille va au delà de l’orbite de Jupiter. (Crédit NASA/GSFC)

Contacts :

  • Michel Boer, Laboratoire ARTEMIS (Observatoire de la Côte d’Azur/CNRS/Université de Nice Sophia Antipolis), Cette adresse e-mail est protégée contre les robots spammeurs. Vous devez activer le JavaScript pour la visualiser., 04 92 00 31 88 / 06 77 02 02 95
  • Stéphane Basa, Laboratoire d’Astrophysique de Marseille (LAM), Cette adresse e-mail est protégée contre les robots spammeurs. Vous devez activer le JavaScript pour la visualiser., 04 91 05 69 35
  • Alain Klotz, IRAP (CNRS/Univesrité Paul Sabatier-Toulouse III), Cette adresse e-mail est protégée contre les robots spammeurs. Vous devez activer le JavaScript pour la visualiser., 05 61 55 83 71

La découverte d’une nouvelle galaxie géante par le premier relevé de LOFAR

 

Un groupe d’astronomes, dont Chiara Ferrari et Giulia Macario de l’Observatoire de la Côte d’Azur, a découvert une nouvelle galaxie géante à travers l’analyse d’images radio provenant du premier relevé de tout le ciel Nord effectué avec l’instrument LOFAR (« Multi-frequency Snapshot Sky Survey », MSSS). L’émission radio de cette galaxie géante est associée à du plasma éjecté il y a environ 10-100 millions d’années par un des membres d’un triplet de galaxies en interaction. L’extension de l’émission radio est de l’ordre des millions d’années lumières, bien plus importante de celle du systèmes des trois galaxies responsables de l’injection de matériel dans l’espace inter-galactique.

 

En savoir plus.

 

La distance du Grand Nuage de Magellan déterminée avec précision par la méthode des binaires à éclipses

Le projet international Araucaria qui vise à déterminer précisément la distance des Galaxies de l’univers proche vient de franchir une nouvelle étape grâce à l’utilisation d’étoiles de type binaires à éclipses. A l’aide de cette nouvelle méthode, la distance au Grand Nuage de Magellan, la plus proche galaxie satellite de la Voie Lactée, a été déterminée avec une précision inégalée de 2.2%. Or, le Grand Nuage de Magellan (appelé LMC par les astrophysiciens, pour Large Magellanic Cloud) sert de point d’ancrage pour l’étalonnage des échelles de distance dans l’univers. Ce résultat remarquable publié dans Nature, auquel a participé l’Observatoire de la Côte d’Azur et l’Université de Nice Sophia Antipolis, renforce ainsi le premier niveau de l’échafaudage qui mène à la détermination de la constante de Hubble, une quantité fondamentale en cosmologie qui mesure le taux d’expansion de l’univers. Ce projet international est porté par G. Pietrzynski et W. Gieren de l’Université de Conception au Chili.

La méthode classique pour déterminer la constante de Hubble consiste tout d’abord à mesurer la distance au LMC et d’utiliser cette distance pour étalonner la relation période luminosité des Céphéides (des étoiles pulsantes particulièrement brillantes). Ensuite, la relation période-luminosité, appliquée aux Céphéides détectées dans les galaxies lointaines, permet d’étalonner à son tour la luminosité intrinsèque de certains évènements rares mais extrêmement brillants, et donc détectables de très loin dans l’univers, à savoir les supernova de Type 1a (ou SN1a). Finalement, à l’affût des supernovae SN1a, les astronomes cartographient l’univers proche, et peuvent mesurer directement le taux d’expansion de l’univers (la fameuse constante de Hubble). Par cette approche, qualifiée de cosmologie observationnelle, on peut ainsi étudier le problème épineux de l’énergie noire (cf. Prix Nobel de physique 2011).

Dans cet échafaudage, le point clef est donc la distance au LMC. On peut ainsi trouver dans les revues spécialisées en astrophysique plusieurs centaines d’estimations de distance du LMC (basées sur un grand nombre d’objets astrophysiques). Néanmoins, chaque méthode possède ses propres biais. Ainsi, il n’est pas possible de faire simplement une moyenne de toutes ces distances. La méthode ainsi proposée par l’équipe du Projet Araucaria, basée sur les étoiles de type binaires à éclipses, est une technique simple, géométrique, très précise, pour laquelle les biais de mesure sont très bien maîtrisés.

Une étoile peut graviter autour d’un compagnon et l’éclipser de manière régulière (tout comme la Lune peut éclipser le Soleil). Les variations de lumière ainsi enregistrées (ainsi que des variations de mesure de vitesse), permettent de contraindre avec précision le rayon des deux étoiles qui composent le système. Parallèlement, on utilise une autre propriété fondamentale des étoiles : la relation brillance de surface. Il existe en effet une relation entre les propriétés de corps noir d’une étoile (i.e. sa température ou sa couleur), sa luminosité intrinsèque (i.e. la quantité d’énergie totale qu’elle émet) et son diamètre angulaire (i.e. l’angle sous lequel est vue l’étoile). Ainsi, si l’on dispose d’une relation de brillance de surface précise, il est relativement aisé de déterminer le diamètre angulaire d’une étoile, à partir simplement de sa magnitude et de sa couleur. Finalement, en combinant l’estimation du rayon des deux étoiles de la binaire à éclipse, avec l’estimation des diamètres angulaires, on obtient une estimation précise de sa distance, tout comme une pièce de 1 Euro est vue sous un angle plus ou moins petit selon qu’elle est placée plus ou moins proche de vous.

Mais ceci est plus facile à dire qu’à faire. En effet, les binaires à éclipses utilisées dans cette étude sont des objets froids et faibles en luminosité. Ainsi, l’équipe a suivi près de 35 millions d’étoiles dans le LMC pendant plus de 16 ans. Sur ces 35 millions d’objets, douze systèmes de binaire à éclipse seulement ont été détectés. Parmi ces douze systèmes, huit ont été sélectionnés soigneusement et suivis par des spectrographes et un photomètre infrarouge pendant 8 ans. En combinant finalement la distance estimée des huit binaires à éclipse observées, l’équipe a trouvé une distance au LMC avec une précision inégalée de 49.88+/-0.13kpc (kpc=kiloparsec ; 1pc=3.26 années lumières), ce qui correspond a une précision relative de 2.2%. Ce résultat, assez exceptionnel pour être relevé, permet de contraindre la constante de Hubble avec une précision de 3% ce qui est déterminant pour les modèles cosmologiques actuels.

Mais l’équipe du Projet Araucaria ne compte pas s’arrêter en si bon chemin. En effet, la contribution majeure à l’incertitude sur cette mesure de distance du LMC provient de la relation de brillance de surface. Or, cette relation de brillance de surface peut être encore affinée (à une précision de 1%) grâce à la méthode interférométrique. Cette technique, dans laquelle la lumière provenant de l’étoile est recueillie par deux ou plusieurs télescopes a le pouvoir résolvant extraordinaire d’un télescope virtuel de diamètre la distance entre les télescopes, soit de 1 milli-seconde d’arc dans le domaine visible (soit l’équivalent de l’angle sous lequel est vu un petit pois à 1000km, une homme sur la Lune, ou encore… le diamètre angulaire d’une étoile à plusieurs centaines de parsecs). Cette technique de pointe (né en partie à Nice dans les années 1980) constitue justement un domaine de compétence historique de l’Observatoire de la Côte d’Azur et de l’Université de Nice Sophia-Antipolis. Nicolas Nardetto, qui a participé à cette étude, membre du Laboratoire Lagrange (UMR7293, UNS/CNRS/OCA) et spécialiste des Céphéides et de l’interférométrie, fait ainsi le lien entre ces différentes thématiques et participe ainsi à cet effort soutenu du Projet Araucaria (dont il est également membre), avec ce nouvel objectif d’atteindre une précision de 1% sur la distance du LMC.

 

Image : Figure extraite du papier Nature Pietrzynski et al. (2013).
Il s’agit des huit binaires à éclipses détectées dans le Grand Nuage de Magellan,
la plus proche galaxie satellite de la Voie Lactée. Grâce à une mesure précise
de la distance de ces huit binaires à éclipse, une distance au Nuage de Magellan
a été obtenue avec une précision inégalée de 2.2%.

 

Contacts :

Université Nice Sophia Antipolis :

Observatoire de la Côte d’Azur :

Des chercheurs de l’Observatoire de la Côte d’Azur se mobilisent sur le plateau de Calern (Caussols - 06) pour suivre le passage de l’astéroïde 2012DA 14 près de la Terre.

L’astéroïde 2012 DA 14 a été découvert en février 2012. Il est de la famille des géocroiseurs qui, comme son nom l’indique, sont des objets qui croisent l’orbite de la terre. Son orbite est en fait très proche de celle de notre planète. A noter que son passage près de la Terre modifiera sa période orbitale qui passera de 366 jours à 317. Ses dimensions sont assez mal connues, elles sont estimées entre 40 et 50 m de diamètre.

Premières images de 2012DA14 prise par TAROT-Chili le 15 février 2013. 
© image TAROT-Chili (CNRS-OCA ARTEMIS/IRAP).

La relative bonne précision dans son orbite montre qu’il n’y a aucun risque d’impact avec la Terre, même s’il doit s’en approcher dans une fourchette de 20 000 à 30 000 km seulement. Son passage au plus près se fera à l’intérieur des orbites des satellites géostationnaires, mais la zone concernée est assez pauvre en satellites artificiels.

Le site d’observation du plateau de Calern (Caussols - 06) sera très impliqué dans l’observation de ce passage dans la soirée du 15 février 2013. Trois instruments vont donc être réquisitionnés pour l’occasion dont le télescope MeO de 1 m 54 de diamètre utilisé par une équipe du laboratoire GéoAzur (OCA - UNS - CNRS - IRD) et qui a la possibilité de pouvoir suivre des objets très rapides comme 2012 DA 14. Cette spécificité permettra de suivre l’astéroïde juste un peu aprés son passage au plus prés de la terre et donc dans la phase ou son déplacement est le plus rapide dans le ciel (un peu plus que le diamètre de la pleine lune en 60 sec de temps). Les observations qui seront menées avec ce télescope seront surtout consacrées à la photométrie de l’objet, la mesure de son éclat, ce qui devrait permettre d’obtenir des renseignements très intéressants sur sa période de rotation sur lui-même. Un autre instrument annexe à large champ permettra de situer l’objet par rapport à un champ d’étoiles fixes pour des mesures astrométriques. Ce type d’observation devrait être également assuré par le télescope TAROT également installé sur le plateau de Calern et qui a la particularité de fonctionner en mode automatique.

Par ailleurs, l’équipe du Centre Pédagogique Planète et Univers (C2PU) réalisera des observations de 2012 DA 14 avec un télescope également implanté sur le plateau de Calern.

Revue de presse :

Communiqué publié par l’agence News Press.

L’astéroïde 2012 DA14 surveillé de près par les scientifiques azuréens, Nice-Matin, 15 février 2013.

Observation de l’astéroïde 2012DA14 par les scientifiques de Géoazur ce soir, La Lettre économique et politique PACA.

Le passage exceptionnel de l’astéroïde 2012-DA 14 suivi par les scientifiques de GeoAzur, Webtimedia, 15 février 2013

 

La gravité influence les écoulements de matériaux granulaires

Les matériaux granulaires sont omniprésents dans la nature et l’industrie. Des exemples typiques sont le sable de plage, les poudres pharmaceutiques, mais aussi la poussière et le matériau qui recouvrent les surfaces des planètes, de leurs satellites et des petits corps du Système Solaire. Les écoulements des matériaux granulaires sont un sujet largement étudié, et pourtant un ensemble complet d’équations les gouvernant n’a toujours pas été découvert. En d’autres termes, la prédiction de ces écoulements est souvent confrontée à de grandes incertitudes en dépit des nombreux efforts pour développer des modèles sophistiqués.

Par exemple, le rôle de la gravité dans ces écoulements est encore mal établi, car notre connaissance est basée sur nos observations dans le cadre de la gravité terrestre, alors que la gravité est bien plus faible sur les corps célestes tels que les astéroïdes, la Lune et Mars. En utilisant l’environnement unique disponible à bord d’un avion effectuant des vols paraboliques en micro-gravité, nous avons effectué des expériences dans le but d’explorer le rôle de la gravité (ou de son absence) dans les écoulements de matériaux granulaires. Cela nous permet d’explorer ces écoulements dans des conditions qui deviennent très proches de celles rencontrées à la surface de corps bien plus petits que la Terre. Dans les conditions de gravité terrestre, l’écoulement à deux composantes : un écoulement global que nous induisons, et un écoulement secondaire de type convectif. Ce dernier désigne le mélange des couches supérieures de la matière étudiée avec ses couches inférieures.

Expérience en apesanteur sur l'impact de la gravité sur les écoulement de matériaux granulaires

Dr Naomi Murdoch et Thomas-Louis de Lophem en apesanteur
avec leur expérience de matériaux granulaires. Photo : ESA/A. Le Floc’h.

Les caractéristiques d’écoulements convectifs sont cruciales dans les applications industrielles telles que la séparation de grains par leur taille, leur forme ou leur densité. Cette problématique peut intervenir, par exemple, dans la production de médicaments dont les composants doivent être parfaitement mélangés. Elle intervient également dans les questionnements en sciences planétaires, tels que la compréhension du comportement des matériaux granulaires à la surface des corps célestes de gravités différentes. Une expérience de cisaillement de matériaux granulaires utilisant une cellule de type Taylor-Couette a été effectuée en micro-gravité à l’aide de vols paraboliques avec l’Airbus de la société Novespace, dans le cadre du programme sélectif « Fly your Thesis » (faites voler votre thèse) de l’Agence Spatiale Européenne. Cette expérience a permis d’explorer le rôle de la gravité en tant que force contrôlant les écoulements secondaires dans un écoulement confiné de matériaux granulaires. Nos expériences montrent que l’écoulement secondaire ne se manifeste pas en l’absence de gravité et que son importance augmente avec le degré de gravité.

Nous suggérons que la gravité ajuste les interactions frictionnelles entre les grains eux-mêmes et ainsi que celles entre les grains et les murs de l’expérience qui contrôlent l’écoulement convectif. Nous présentons des mesures qui soutiennent cette suggestion. Une telle compréhension du rôle de la gravité est important pour interpréter correctement les images des surfaces couvertes de matériaux granulaires envoyées par les sondes spatiales visitant les corps solides du Système Solaire et pour préparer les missions futures – robotiques ou humaines – qui interagiront avec ces surfaces.

Ce travail est le fruit d’une collaboration entre l’Observatoire de la Côte d’Azur, l’Open University (Angleterre) et l’Université du Maryland (Etats-Unis).

Références

N. Murdoch (OCA, Open University), B. Rozitis (Open University), K. Nordstrom (University of Maryland), S. F. Green (Open University), Patrick Michel (OCA), T-L. de Lophem, and W. Losert (University of Maryland).

Granular Convection in Microgravity, Physical Review Letters, Janvier 2012.

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