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Une équipe internationale de chercheurs menée par Kathleen Mandt du Southwest Research Institute (USA), au sein de laquelle ont participé Olivier Mousis du laboratoire UTINAM (Université de Franche-Comté/CNRS/) et Daniel Gautier du LESIA (Observatoire de Paris/CNRS/UPMC/Université Paris-Diderot), vient de montrer pour la première fois que l'azote de Titan (la plus grosse lune de Saturne), qui est la molécule dominante de son atmosphère, provient de la région froide et lointaine du Système Solaire où les comètes les plus anciennes se sont formées. Cette découverte exclut la possibilité que les blocs de constructions de Titan se soient formés dans le disque de gaz et de poussières qui entourait Saturne au cours de sa formation. Ce résultat vient d'être publié dans The Astrophysical Journal Letters.

La principale implication de l'étude est que les blocs de construction de Titan se sont formés très tôt au cours de l'histoire du Système Solaire, dans la partie froide et lointaine de la nébuleuse protosolaire, disque de gaz et de poussière qui entourait le Soleil au cours des premiers millions d'années de son existence. Cet endroit fut également le lieu de naissance de nombreuses comètes, qui conservent encore de nos jours une grande partie de leur composition initiale. L'azote est le principal ingrédient des atmosphères de la Terre et de Titan, et la lune de Saturne est souvent comparée à une version très ancienne de la Terre, qui aurait été préservée par un froid intense.

La publication suggère que, d'une certaine manière, des indices sur les conditions de formation des blocs de construction de Titan sont toujours disponibles à travers la composition de son atmosphère. L'équipe de chercheurs démontre en particulier qu'un traceur permettant de remonter à l'origine de l'azote de Titan est resté quasiment inchangé depuis que la lune de Saturne s'est formée il y a environ 4,6 milliards d'années. Ce traceur est le rapport entre un isotope de l'azote, nommé azote 14 sur un autre isotope, l'azote 15. Contre toute attente, l'équipe trouve que le Système Solaire n'est pas assez vieux pour avoir altéré significativement le rapport entre ces deux isotopes de l'azote.

En examinant de près comment ce rapport pourrait évoluer avec le temps, les chercheurs ont constaté qu'il était impossible de le changer de manière significative. L'atmosphère de Titan contient tellement d'azote qu'aucun processus ne peut modifier sérieusement ce traceur, même après plus de 4 milliards d'années d'évolution du Système Solaire. Etant donné la faible variation de ce rapport isotopique sur de telles longues périodes, il a été possible aux astrophysiciens de comparer les caractéristiques des blocs de construction de Titan à ceux d'autres objets du Système Solaire afin de trouver des similitudes.

Vue d'artiste de la formation des blocs de construction des planètes dans la nébuleuse protosolaire. © NASA

Dans cette quête des origines du Système Solaire, les rapports isotopiques sont l'une des catégories d'indices les plus précieuses que les chercheurs sont capables de collecter. Que ce soit dans les atmosphères planétaires ou bien dans les matériaux à la surface des corps, la quantité spécifique d'une forme d'un élément, comme l'azote, par rapport à une autre forme de ce même élément peut devenir un puissant outil de diagnostic car elle est étroitement liée aux conditions dans lesquelles les matériaux se sont formés.

L'étude a également des implications pour la Terre. Elle soutient l'idée émergente que la glace d'ammoniac présente dans les comètes n'a probablement pas été la principale source d'azote de l'atmosphère terrestre. Dans le passé, les chercheurs ont supposé un lien possible entre les comètes, Titan et la Terre. Dans ce contexte, le rapport isotopique de l'azote dans l'atmosphère primordiale de Titan était censé refléter celui mesuré sur Terre aujourd'hui. Les mesures de ce rapport isotopique dans Titan par plusieurs instruments de la mission de la mission ESA/NASA Cassini-Huygens ont montré que ce n'est pas le cas, tandis que les mesures du même rapport dans les comètes (Rousselot et al. 2014) ont confirmé leur lien avec la lune de Saturne. Les résultats signifient que les sources d'azote ont dû être différentes pour Titan et la Terre.

L'équipe Franco-Américaine est impatiente de voir si ses prédictions seront confirmées par les données de la mission ESA Rosetta, qui a rendez-vous avec la comète 67P/Churyumov-Gerasimenko à la fin de cette année. Si l'analyse est correcte, la comète devrait posséder un rapport plus faible entre deux isotopes de l'hydrogène – cette fois-ci dans le méthane – que la valeur mesurée dans Titan. En substance, les chercheurs pensent que ce rapport isotopique sur Titan est plus proche de la valeur qui devrait exister dans les comètes de Oort que celle dans les comètes nées dans la ceinture de Kuiper, qui commence près de l'orbite de Neptune (67P/Churyumov-Gerasimenko est une comète issue de la ceinture de Kuiper).

La mission Cassini-Huygens est un projet joint entre la NASA, l'ESA et l'Agence Spatiale Italienne. Rosetta est une mission de l'ESA, avec des contributions de ses états membres et de la NASA.

Références : 

Protosolar ammonia as the unique source of titan's nitrogen, Mandt K. E., Mousis O., Lunine J. I., and Gautier D. - The Astrophysical Journal Letters, 788, L24 (2014)

Toward a unique nitrogen isotopic ratio in cometary ices, Rousselot P., Pirali O., Jehin E., Vervloet M., Hutsemékers D., Manfroid J., Cordier D., Martin-Drumel M. A., Gruet S., Arpigny C., Decock A., and Mousis O., The Astrophysical Journal Letters, 780 (2), L17 (2014)

¹Space Science and Engineering Division, Southwest Research Institute, 6220 Culebra Road, San Antonio, TX 78228, USA
²Université de Franche-Comte, Institut UTINAM, CNRS/INSU, UMR 6213, Observatoire des Sciences de l'Univers de Besancon, France
³ Cornell University, Center for Radiophysics and Space Research, Ithaca, NY, USA
⁴Observatoire de Paris, 61 Avenue de l'Observatoire, F-75014 Paris, France

Source : Actualités du CNRS-INSU http://www.insu.cnrs.fr/node/4904

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Une équipe d'astronomes a peut-être identifié la plus froide et la plus faible naine blanche jamais détectée. Ce vestige stellaire antique est tellement froid que son carbone a cristallisé, formant -- en effet -- un diamant de la taille de la Terre dans l'espace.

« C'est un objet vraiment remarquable, » a déclaré David Kaplan, professeur à l'Université de Wisconsin-Milwaukee. « Ces choses doivent être là-bas, mais parce qu'elles sont si sombres qu'elles sont très difficiles à trouver. »

Kaplan et ses collègues ont trouvé ce bijou stellaire à l'aide du Green Bank Telescope (GBT) de la National Radio Astronomy Observatory (NRAO) et du Very Long Baseline Array (VLBA), ainsi que d'autres observatoires.

Les naines blanches sont les états finaux très denses d'étoiles comme notre Soleil qui se sont effondrées pour former un objet d'approximativement la taille de la Terre. Composées principalement de carbone et d'oxygène, les naines blanches refroidissent lentement et s'estompent sur des milliards d'années. L'objet dans cette nouvelle étude est probablement du même âge que la Voie lactée, environ 11 milliards d'années.

Les pulsars sont des étoiles à neutrons tournant rapidement, les restes superdenses d'étoiles massives qui ont explosé en supernovae. Comme les étoiles à neutrons tournent, des faisceaux d'ondes radio, s'écoulant des pôles de son champ magnétique puissant, balayent à travers l'espace. Lorsque l'un de ces faisceaux balaye la Terre, les radiotélescopes peuvent capturer l'impulsion des ondes radio.

Le pulsar compagnon à cette naine blanche, surnommé PSR J2222-0137, a été le premier objet dans ce système à être détecté. Il a été trouvé à l'aide du GBT par Jason Boyles, un étudiant diplômé de la West Virginia University à Morgantown.

Ces premières observations ont révélé que le pulsar tournait à plus de 30 fois par seconde et est gravitationnellement lié à une étoile compagne, qui a été initialement identifiée comme soit une autre étoile à neutrons ou, plus probablement, une naine blanche exceptionnellement froide. Les deux ont été calculées pour orbiter l'une autour de l'autre en 2,45 jours.

Le pulsar a été ensuite observé sur une période de deux ans avec le VLBA par Adam Deller, astronome du Netherlands Institute for Radio Astronomy (ASTRON). Ces observations ont indiqué son emplacement et sa distance de la Terre -- environ 900 années-lumière dans la direction de la constellation du Verseau. Cette information était critique pour affiner le modèle utilisé pour calculer l'arrivée des impulsions à la Terre avec le GBT.

En appliquant la théorie de la relativité d'Einstein, les chercheurs ont étudié comment la gravité du compagnon a déformé l'espace, causant des retards dans le signal radio lorsque le pulsar est passé derrière elle. Ces retard de temps de voyage ont aidé les chercheurs à déterminer l'orientation de leur orbite et les masses individuelles des deux étoiles. Le pulsar a une masse de 1,2 fois celle du Soleil et le compagnon une masse de 1,05 fois celle du Soleil.

Ces données ont nettement indiqué que le compagnon pulsar n'aurait pas pu être une deuxième étoile à neutrons; les orbites étaient trop ordonnées pour qu'une deuxième supernova se produise.

Connaissant son emplacement avec une telle haute précision et comment la luminosité d'une naine blanche doit apparaître à cette distance, les astronomes pensaient qu'ils auraient pu l'observer en lumière visible et infrarouge.

Fait remarquable, ni le télescope du Southern Astrophysical Research (SOAR) au Chili, ni le télescope Keck de 10 mètres à Hawaii n'ont été capable de la détecter.

« Notre image finale devrait nous montrer un compagnon 100 fois plus faible que n'importe quelle autre naine blanche en orbite autour d'une étoile à neutrons et environ 10 fois plus faible que n'importe quelle naine blanche connue, mais nous ne voyons rien, » a déclaré Bart Dunlap, étudiant de troisième cycle à l'University of North Carolina à Chapel Hill et un des membres de l'équipe. « S'il y a une naine blanche là, et elle y est presque certainement, elle doit être extrêmement froide. »

Les chercheurs ont calculé que la température de la naine blanche ne serait pas plus d'un relativement froid 3.000 degrés Kelvin (2.700 degrés Celsius). Notre Soleil en son centre est environ 5.000 fois plus chaud.

Les astronomes croient qu'une telle étoile froide et effondrée serait largement du carbone cristallé, un peu comme un diamant. D'autres de ces étoiles ont été identifiées et elles ne sont théoriquement pas si rares, mais avec une faible luminosité intrinsèque, elles peuvent être diablement difficiles à détecter. Son emplacement fortuit dans un système binaire avec une étoile à neutrons à permis à l'équipe d'identifier celle-ci.

Un papier décrivant ces résultats est publié dans l'Astrophysical Journal. 

https://public.nrao.edu/news/pressreleases/cold-white-dwarf

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Bien connaître et pouvoir modéliser la dynamique des galaxies est un enjeu crucial de l'Astrophysique et de la cosmologie. Une équipe internationale d'astronomes menée par dont un chercheur de l'Institut de Planétologie et d'Astrophysique de Grenoble (CNRS/UJF) a observé un phénomène aussi inattendu qu'étrange dans l'environnement du trou noir supermassif présent au centre de la galaxie active NGC 5548. Les chercheurs ont détecté un flot de matière et de gaz s'échappant rapidement des régions proches du trou noir et bloquant environ 90% du rayonnement X qui en provient. Cette découverte pourrait permettre de mieux comprendre l'interaction des trous noirs supermassifs et de leurs galaxies hôtes.

Si de nombreuses galaxies actives possèdent des vents de matière et de gaz, elles ne montrent jamais une évolution aussi radicale de l'un d'entre eux. Dans le cas de NGC 5548,  les chercheurs ont observé la présence d'un nuage de gaz se déplaçant précisément le long de la ligne de visée et protégeant les régions externes du vent du rayonnement de haute énergie provenant de l'environnement immédiat du trou noir.

Il s'agit de la première manifestation directe du phénomène d'écrantage imaginé de longue date pour permettre d'accélérer efficacement ces puissants vents de matière. C'est un résultat important pour mieux comprendre la manière dont les trous noirs supermassifs peuvent interagir avec leurs galaxies hôtes.

La matière qui chute sur un trou noir s'échauffe à des centaines de millions de degrés et émet en conséquence un fort rayonnement X et ultraviolet (UV). En interagissant avec la matière environnante, ce rayonnement UV peut propulser la matière sous forme de vents pouvant atteindre des vitesses élevées. Ces vents peuvent même être assez puissants pour souffler le gaz qui, sinon, tomberait sur le trou noir. Mais ce processus d'accélération ne fonctionne correctement que si la matière est suffisamment protégée du rayonnement X. En effet les rayons X ionisent la matière de telle sorte que celle-ci interagit moins bien avec le rayonnement UV ce qui a pour effet  de rendre le processus d'accélération inefficace.

Or on observe depuis longtemps ces flots de matière et de gaz d'où la nécessité de supposer l'existence d'un processus d'écrantage. C'est ce processus qui vient d'être observé de manière éclatante par cette équipe de chercheurs. Les observations récentes débutées en Juin 2013 à l'aide notamment des télescopes XMM-Newton et Hubble, montrent en effet un changement radical de l'émission de NGC 5548 par rapport aux observations faites quelques années auparavant. Les astronomes ont ainsi observé qu'une partie du flot de matière était à un niveau d'ionisation bien plus bas que par le passé. Ce changement s'explique par la forte baisse du rayonnement X ionisant provenant des régions proches du trou noir suite à l'apparition - en un laps de temps relativement court - d'un nuage de matière suffisamment dense pour faire écran à 90 % du rayonnement X. Moins ionisé, le flot peut alors être efficacement accéléré par le rayonnement UV.

Si les vents observés généralement dans les galaxies actives comme NGC 5548 sont assez loin du trou noir central et se déplacent à des vitesses avoisinant les 1000 km/s, le flot de matière jouant le rôle d'écran semble provenir de régions bien plus proches du trou noir et se déplace aussi plus rapidement aux alentours de 5000 km/s suivant la ligne de visée. C'est donc un phénomène différent de ce qui a été parfois observé dans d'autres galaxies et imputés à des nuages-écran en simple transit devant le trou noir.

Animation : cette animation de Renaud Person, l'un des un des directeurs des environnements et décors d'Assassin's Creed® de Ubisoft. Le film nous emmène dans un voyage au cœur de la galaxie NGC5548, et nous aide à visualiser les résultats présentés dans cette étude.

Il est ainsi possible que nous soyons en présence d'un seul et même flot de matière dont les parties internes, plus denses, protègeraient les parties externes du rayonnement X et faciliteraient par la même leur accélération. Ces observations apportent ainsi un regard nouveau sur la formation et la dynamique de ces vents et leur interaction possible, à plus grande échelle, avec la galaxie hôte.

Ce résultat a été réalisé au moyen d'observations longues et répétées obtenues à l'aide des grands observatoires spatiaux de l'ESA et de la NASA : le satellite XMM-Newton, le télescope spatial Hubble, ainsi que les satellites Swift, Nustar, Chandra, et INTEGRAL. Une équipe internationale dirigée par le scientifique Jelle Kaastra de l'Institut de Recherche Spatiale des Pays-bas, SRON, a ainsi mené la plus vaste campagne de surveillance jamais réalisée d'une galaxie active en 2013 et 2014. Ces résultats sont publiés dans Science magazine (juin 2014).

Note(s): 

Animation : Un voyage au cœur de la galaxie active NGC 5548
La galaxie NGC 5548 possède en son centre, dans une région plus petite que l'orbite de la Terre autour du Soleil, un trou noir supermassif  de 40 millions de fois la masse du Soleil. Aspirée par ce trou noir, la matière environnante tombe en tourbillonnant et forme un plasma de plusieurs centaines de millions de degrés (appelé couronne) à l'origine du rayonnement X observé. Le disque libère également dans l'espace de puissants flots de gaz chauds. Ces flots contiennent des régions plus denses qui peuvent occulter l'émission X émise en direction de la Terre (cette direction étant indiquée par la ligne verte dans l'animation). En nous éloignant du trou noir, nous croisons des vents produits par les régions plus externes du disque et que l'on appelle « Broad Line Regions». Bien plus loin encore, à des années lumière du trou noir, des flots de matière ionisés absorbent également une partie du rayonnement X et ultraviolet produits par les régions proches du trou noir. Ces flots peuvent se refroidir si des nuages denses, dans les régions internes du flot, proches du trou noir, occultent ce rayonnement énergétique UV/X. La puissance émise par l'environnement du trou noir est si forte qu'elle peut avoir un impact sur l'évolution de la galaxie hôte. La galaxie NGC 5548 a une taille de cent mille années-lumière et se trouve à une distance de 240 millions d'années-lumière de la terre.

Méthode et mesures :
Afin d'obtenir ces résultats les scientifiques ont eu recours à plusieurs méthodes de mesure et d'analyse, et notamment à l'observation de raies d'absorption. Lorsque l'on observe le rayonnement en provenance d'une galaxie, on obtient un spectre en fréquence (dans l'UV et les X en l'occurrence ici) i.e. une mesure de la quantité de lumière émise à une fréquence donnée. Si le rayonnement ne rencontre aucun obstacle en chemin, ce spectre présente une certaine forme et une certaine continuité. Mais la lumière peut rencontrer de la matière sur son parcours et cette matière va pouvoir absorber certaines fréquences caractéristiques des matériaux traversés. Le spectre que l'on récupérera présentera alors des lacunes à certaines fréquences. C'est ce qu'on appelle des raies d'absorption, qui  sont d'autant plus marquées que l'absorption est forte. C'est ainsi que l'on peut déduire, à partir de l'observation d'une raie d'absorption donnée, l'abondance de tel ou tel élément dans la matière traversée par la lumière. Dans le cas de la campagne d'observations de NGC 5548 par exemple, on a pu observer en 2013 la présence de raies d'absorption du Carbone III témoignant de la présence d'un nuage plus froid (i.e. moins ionisé) que par le passé où cette raie n'avait pas été détectée.

La vitesse des nuages peut également être évaluée à partir de la forme de ces raies d'absorption. Si un nuage de gaz est en mouvement relatif par rapport à une source de rayonnement (ici le rayonnement UV/X en provenance des régions proches du trou noir), il perçoit ce rayonnement à une  fréquence plus grande (si il s'approche de la source de rayonnement) ou plus petite (si il s'en éloigne) que nous sur Terre. C'est ce qu'on appelle l'effet Doppler. De notre point de vue, ce nuage va donc absorber la lumière à des fréquences différentes de celles attendues si il ne se déplaçait pas. Plus généralement, si plusieurs nuages se trouvent sur la ligne de visée et se déplacent à des vitesses différentes, la forme des raies en absorption observées sur Terre sera fortement modifiée. Inversement, à partir de l'étude de ces déformations, on peut remonter à la vitesse des nuages présents sur la ligne de visée. Dans le cas des raies en absorption observées dans le spectre UV de NGC 5548, ces déformations indiquent  la présence de matière se déplaçant dans notre direction (les raies en absorption sont ainsi décalées vers les plus grandes fréquences, on parle de décalage vers le bleu) à des vitesses allant de 1000 à 5000 km/s.

Références : 

Topographic relief driven by variations in surface rock density, J.S. Kaastra¹*, P.-O. Petrucci² , J. Malzac³ et al., Science, DOI 10.1126/science.1253787, juin 2014

¹SRON Netherlands Institute for Space Research, Sorbonnelaan 2, 3584 CA Utrecht, the Netherlands

²CNRS, IPAG, F-38000 Grenoble, France

³CNRS, IRAP, 9 Av. colonel Roche, BP 44346, 31028 Toulouse Cedex 4, France

Source : Actualités du CNRS-INSU http://www.insu.cnrs.fr/node/4903

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Les galaxies actives accueillent des trous noirs supermassifs dans leurs cœurs. La gravité intense du trou noir crée un chaudron turbulent de physique de l'extrême. Ces galaxies, comme NGC 5548 dans cette étude, sont trop loin pour que les feux d'artifice de plasma soient directement imagés. Par conséquent les astronomes utilisent des rayons X et la spectroscopie ultraviolette pour déduire ce qui se passe près du trou noir. La nouvelle torsion est la détection d'un courant touffu de gaz qui a balayé devant le trou noir, bloquant son rayonnement. Ce regard en profondeur dans l'environnement d'un trou noir donne des indices sur le comportement des galaxies actives.

Artwork Credit: NASA, ESA, and A. Feild (STScI)

Science Credit: NASA, ESA, and J. Kaastra (SRON, Utrecht, the Netherlands)

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2014/30/

http://www.spacetelescope.org/news/heic1413/

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

À l'aide du télescope spatial Hubble de la NASA/ESA, une équipe internationale d'astronomes, dont deux chercheurs de l'IAP, scrutent des flambées de formation d'étoiles au sein de galaxies naines dans l'Univers lointain.

Crédits images : NASA, ESA, H. Atek (EPFL, Suisse) and J-P. Kneib (EPFL, Suisse)

Elles sont peut-être naines, mais ces galaxies possèdent une efficacité de formation stellaire encore inégalée : ces nouvelles observations du télescope spatial montrent que les flambées de formation d'étoiles dans les galaxies naines ont joué un rôle bien plus important que prévu très tôt dans l'histoire de l'Univers.

Alors que les galaxies donnent naissance à de nouvelles étoiles tout au long de l'évolution de l'Univers, la majorité de ces étoiles se formèrent entre deux et six milliards d'années après le Big Bang. Cette période est cruciale pour comprendre comment ces étoiles se sont formées et comment ces galaxies ont évolué depuis.

Une nouvelle étude utilisant des données de la caméra WFC3 de Hubble a permis aux astronomes de franchir une nouvelle étape dans notre compréhension de cette époque clé en étudiant un échantillon de galaxies naines dans l'Univers jeune. Une fraction de ces galaxies naines connaît en effet des sursauts de formation stellaire, formant des étoiles à une cadence extrêmement élevée, avec une efficacité bien plus importante que leurs consours plus massives. Les études précédentes étaient jusque-là restreintes aux galaxies massives, délaissant ainsi la population dominante en nombre durant cette période prolifique de formation stellaire.

Les propriétés de ces galaxies naines lointaines sont longtemps restées très difficiles à cerner. Les astronomes pouvaient seulement observer des petites galaxies proches ou bien des grandes galaxies lointaines. La grande sensibilité en infrarouge de la caméra WFC3 et la performance de son mode de spectroscopie sans fente [1] ont maintenant changé la donne permettant aux astronomes d'analyser les galaxies naines dans l'Univers lointain, et d'en déduire la contribution de celles-ci, à la formation stellaire totale durant cette période.

"On soupçonnait déjà ces galaxies naines à sursaut de formation stellaire de contribuer à la première vague de formation d'étoiles, mais c'est la première fois que nous pouvons réellement en mesurer l'importance," explique Hakim Atek de l'École Polytechnique Fédérale de Lausanne (EPFL) en Suisse, premier auteur de l'article. "Elles ont manifestement joué un rôle très important à cette époque durant laquelle l'Univers a formé la majorité des étoiles que nous connaissons."

"Ces galaxies forment des étoiles à une vitesse telle qu'elles peuvent doubler la totalité de leur masse stellaire en seulement 150 millions d'années. Un tel gain en masse stellaire nécessiterait 1-3 milliards d'années pour la plupart des galaxies normales," ajoute Jean-Paul Kneib, également de l'EPFL.

Ce résultat contribue à près d'une décennie d'efforts dans le but de comprendre le lien entre la masse des galaxies et leur activité de formation stellaire et d'obtenir un scénario cohérent de l'histoire de formation stellaire de l'Univers.

En plus de fournir de nouveaux éléments sur la manière dont s'est formée la majeure partie des étoiles dans l'Univers, ce résultat contribuera certainement à dévoiler les secrets de l'évolution des galaxies. Il est rare d'observer une galaxie dans une phase de sursaut de formation stellaire, ce qui indique qu'elles sont le résultat d'un incident inhabituel, tel qu'une fusion de galaxies, une interaction avec une autre galaxie, ou des ondes de choc provenant d'une supernova. À travers l'étude plus précise de ce type de galaxies et la façon dont elles se sont formées et ont évolué durant leur jeune âge, les astronomes espèrent découvrir la cause de ces sursauts violents de formation d'étoiles et mieux comprendre l'évolution des galaxies à travers l'histoire de l'Univers.

Notes

[1] Un grism disperse la lumière des galaxies, révélant ainsi la distribution en luminosité et en couleur. Ceci permet aux astronomes de déduire les propriétés physiques des galaxies ainsi que leur distance. Une telle étude a été possible grâce aux capacités d'observation depuis l'espace du télescope Hubble.

Le télescope spatial Hubble est un projet d'une coopération internationale entre l'ESA et la NASA.

L'équipe internationale d'astronomes de cette étude comprend :

Hakim Atek (EPFL, Suisse) ; Jean-Paul Kneib (directeur de recherche au CNRS détaché à l'EPFL, Suisse) ; Camilla Pacifici (Yonsei University Observatory, République de Corée) ; Matthew Malkan (University of California, USA) ; Stéphane Charlot (Institut d'Astrophysique de Paris-CNRS-UPMC, France) ; Janice Lee (Space Telescope Science Institute,USA) ; Alejandro Bedregal ( Minnesota Institute for Astrophysics, USA) ; Andrew J. Bunker (University of Oxford, UK) ; James W. Colbert (Spitzer Science Center, USA) ; Alan Dressler (Observatories of the Carnegie Institution for Science, USA) ; Nimish Hathi (Université d'Aix Marseille, France) ; Matthew Lehnert (Institut d'Astrophysique de Paris-CNRS-UPMC, France) ; Crystal L. Martin (Dep't. of Physics, Univ. of Calif, USA) ; Patrick McCarthy (Observatories of the Carnegie Institution for Science, USA) ; Marc Rafelski (Spitzer Science Center, USA) ; Nathaniel Ross (University of California, USA) ; Brian Siana (University of California Riverside, USA) ; et Harry I. Teplitz (Caltech, USA)

Liens

- Communiqué de presse ESA (en anglais)

- Hubblecast (vidéo en anglais)

- Communiqué de presse de la NASA (en anglais)

Article scientifique en anglais dans Astrophysical Journal : "Hubble Space Telescope Grism Spectroscopy of Extreme Starbursts Across Cosmic Time: The Role of Dwarf Galaxies in the Star Formation History of the Universe" et sur arXiv/Astro-ph

Images A et B : le champ GOODS contenant les galaxies naines distantes

L'image montre la portion de ciel où se trouve l'échantillon de galaxies naines étudiées afin de percer les secrets de la formation stellaire dans l'Univers jeune. Parmi ces milliers de galaxies se cachent les galaxies naines de très faible luminosité qui se situent entre deux et six milliards d'années après le Big Bang. Une partie de ces galaxies qui connaissent des sursauts de formation stellaire ont été étudiées par les astronomes afin de comprendre comment les étoiles se sont formées durant cette époque cruciale de l'histoire de l'Univers, durant laquelle la majorité des étoiles ont été produites. L'image est le produit d'une combinaison d'observations avec le télescope spatial Hubble et l'observatoire en rayons X Chandra qui a pour but l'observation d'une portion du ciel afin de détecter des milliers de galaxies. Le projet s'intitule Great Observatories Origins Deep Survey (GOODS), et l'image montre seulement une partie de ciel couvert par ce sondage de galaxies.

Crédits images : NASA, ESA, H. Atek (EPFL, Suisse) and J-P. Kneib (EPFL, Suisse)

Image C : illustration représentant une image grism de Hubble

Cette image montre les données qui proviennent de l'utilisation du mode spectroscopique de la très sensible caméra à grand champ (WFC3) du télescope Hubble. Un « grism » est une combinaison d'un réseau de diffraction et d'un prisme qui séparent les différentes couleurs qui constituent la lumière d'une galaxie, produisant ce qu'on appelle un spectre. Dans cette image chaque galaxie a été colorée avec un arc en ciel afin de représenter la dispersion en couleur. Les astronomes peuvent examiner le spectre d'une galaxie afin d'identifier la lumière émise par la gaz d'hydrogène. Lorsque les étoiles se forment, elles émettent un rayonnement intense qui « chauffe » le gaz d'hydrogène qui s'illumine. Toute la lumière provenant du gaz d'hydrogène est émise dans quelques raies d'émission étroites et brillantes. Celles-ci sont plus faciles à détecter que la faible lumière des étoiles, ce qui a permis aux astronomes de mieux comprendre la formation d'étoiles dans les galaxies naines dont les spectres sont à peine visibles.

Crédits images : NASA, ESA, H. Atek (EPFL, Suisse) and J-P. Kneib (EPFL, Suisse)

Source : Institut d'Astrophysique de Paris http://www.iap.fr/actualites/laune/2014/GalaxiesHstAtek/GalaxiesHstAtek.html

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2014/25/

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

P/2008 Q2 = 2014 L4 (Ory)

La comète P/2008 Q2 (Ory), découverte par Michel Ory (Delemont, Suisse) sur des images CCD obtenues avec le télescope Bernard Comte de 0,61m f/3.9 à Vicques, a été retrouvée sur les images CCD obtenues les 02, 08 et 17 Juin 2014 par Hidetaka Sato (via iTelescope Observatory, Siding Spring). La comète avait été observée pour la dernière fois le 24 Mars 2009.

Les éléments orbitaux de la comète P/2008 Q2 = 2014 L4 (Ory) indiquent un passage au périhélie le 24 Août 2014 à une distance d'environ 1,3 UA du Soleil, et une période d'environ 5,84 ans.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K14/K14M10.html (MPEC 2014-M10)

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=P%2F2014%20L4;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

Satisfaisant aux conditions requises, la comète P/2008 Q2 = 2014 L4 (Ory) a reçu la dénomination définitive de 304P/Ory en tant que 304ème comète périodique numérotée.

72P/Denning-Fujikawa

La comète 72P/Denning-Fujikawa, observée pour la dernière fois le 20 Décembe 1978, a été retrouvée le 17 Juin 2014 par Hidetaka Sato (via iTelescope Observatory, Siding Spring), à l'occasion de son nouveau retour au périhélie le 11 Juillet 2014 à une distance d'environ 0,78 UA du Soleil. La période de la comète est d'environ 9,02 ans.

Découverte le 04 Octobre 1881 par Williams F. Denning, cette comète n'a pas été observée les dix retours suivants. Une indépendante découverte de cette comète a été faite par W. Brooks (Phelps, New York). La comète a été retrouvée près d'un siècle plus tard, en Octobre 1978 par Shigehisa Fujikawa, mais n'a pas été observée pour son nouveau retour en 1996. La comète a été observée pour la dernière fois en Décembre 1978. Le passage suivant au périhélie, non observé, a eu lieu en Juin 2005.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K14/K14M11.html (MPEC 2014-M11)

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=72P;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

Date des PASSAGES au PERIHELIE des COMETES Date, Périodes de révolution, Distance au Soleil 

COMETES - Magnitudes prévues pour les prochains mois

Liste des comètes potentiellement observables - éléments orbitaux

Lost - Les Disparues... ou les comètes périodiques non revues.

Les différentes familles de comètes

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

P/2008 Y12 = 2014 K3 (SOHO)

Zhijian Xu a découvert le 17 Mai 2014 une nouvelle comète dans les images du coronographe LASCO C2 satellite SOHO (Solar and Heliospheric Observatory). La comète, mesurée par T. Kozlowski, a été reliée par Michal Kusiak à la comète P/2008 Y12 découverte le 23 Décembre 2008 par Rainer Krach dans les images transmises par le coronographe LASCO C2 de SOHO. Des images supplémentaires ont été trouvées dans les images des 21 et 22 Décembre de l'instruments SECCHI-HI1-A du satellite STEREO-A, ce qui avait conduit à la détermination d'une orbite. Michael Kusiak avait noté qu'il y avait une forte similarité avec l'orbite de l'essaim des delta-Aquarides Sud, et Rainer Kracht avait suggéré que la comète pourrait avoir une courte période.

Les éléments orbitaux de la comète P/2008 Y12 = 2014 K3 (SOHO) indiquent un passage au périhélie le 17 Mai 2014 à une distance d'environ 0,067 UA du Soleil, et une période d'environ 5,4 ans.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K14/K14K37.html (MPEC 2014-K37)

http://www.rkracht.de/soho/c2008y12.htm

http://www.minorplanetcenter.net/iau/mpec/K09/K09F17.html

http://www.ast.cam.ac.uk/~jds/coms08.htm#08Y12

P/2003 U3 = 2014 L1 (NEAT)

La comète P/2003 U3 (NEAT), découverte le 22 Octobre 2003 dans le cadre du projet NEAT et observée pour la dernière fois le 17 Janvier 2004, a été retrouvée le 01 Juin 2014 par P. Ruiz (ESA Optical Ground Station, Tenerife).

Les éléments orbitaux de la comète P/2003 U3 = 2014 L1 (NEAT) indiquent un passage au périhélie le 13 Octobre 2014 à une distance d'environ 2,4 UA du Soleil, et une période d'environ 11,4 ans pour cette comète de la famille de Jupiter.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K14/K14L12.html (MPEC 2014-L12)

http://scully.cfa.harvard.edu/cgi-bin/returnprepeph.cgi?d=c&o=PK03U030

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=P%2F2014%20L1;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

Satisfaisant aux conditions requises, la comète P/2003 U3 = 2014 L1 (NEAT) a reçu la dénomination définitive de 303P/NEAT en tant que 303ème comète périodique numérotée.

P/2014 L2 (NEOWISE)

Une nouvelle comète a été découverte sur les images prises le 07 Juin 2014 par le satellite WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer) dans le cadre de son nouveau programme NEOWISE. Après publication sur la page NEOCP du Minor Planet Center, la nature cométaire de l'objet a été confirmée grâce à de nombreuses observations.

Les éléments orbitaux de la comète P/2014 L2 (NEOWISE) indiquent un passage au périhélie le 04 Août 2014 à une distance d'environ 2,1 UA du Soleil, et une période d'environ 7,1 ans pour cette comète de la famille de Jupiter. 

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K14/K14L61.html (MPEC 2014-L61)

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 15 Juillet 2014 à une distance d'environ 2,2 UA du Soleil, et une période d'environ 15,9 ans.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K14/K14V27.html (MPEC 2014-V27)

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=%20P%2F2014%20L2;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

P/2014 L3 (Hill) 

Une nouvelle comète a été découverte sur les images CCD obtenues le 10 Juin 2014 par R. E. Hill dans le cadre du Catalina Sky Survey. Après publication sur la page NEOCP du Minor Planet Center, la nature cométaire de l'objet a été confirmée par de nombreux observateurs. Des images antérieures à la découverte, datant du 02 Juin 2014, ont également été trouvées dans les données du Catalina Sky Survey.

Les éléments orbitaux de la comète P/2014 L3 (Hill) indiquent un passage au périhélie le 29 Juin 2014 à une distance d'environ 1,8 UA du Soleil, et une période d'environ 22,8 ans pour cette comète de la famille de Jupiter.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K14/K14L62.html (MPEC 2014-L62)

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 28 Juin 2014 à une distance d'environ 1,8 UA du Soleil, et une période d'environ 23,5 ans.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K14/K14N47.html (MPEC 2014-N47)

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=P%2F2014%20L3;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

Date des PASSAGES au PERIHELIE des COMETES Date, Périodes de révolution, Distance au Soleil 

COMETES - Magnitudes prévues pour les prochains mois

Liste des comètes potentiellement observables - éléments orbitaux

Les différentes familles de comètes

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

ALMA sonde l'environnement de sursauts gamma “sombres”

Des observations effectuées au moyen du Vaste Réseau d'Antennes (Sub-)Millimétrique de l'Atacama (ALMA) ont pour la toute première fois permis de cartographier le gaz moléculaire ainsi que la poussière qui composent les galaxies hôtes de sursauts gamma (GRBs) – les explosions les plus puissantes de l'Univers. Etonnamment, la densité de gaz observée se révéla inférieure aux prévisions, la densité de poussière supérieure en revanche ; en conséquence, certains des GRBs apparaissent “sombres”. Le fruit de ce travail fait l'objet d'une publication à paraître, le 12 juin 2014, dans la revue Nature. Il s'agit là du tout premier résultat scientifique relatif aux GRBs obtenu grâce à ALMA. Il témoigne de la capacité d'ALMA à nous aider à mieux comprendre ces objets.

Un sursaut gamma enfoui dans la poussière (vue d'artiste) - Crédit : NAOJ

Les sursauts gamma (GRBs) sont d'intenses explosions dotées d'une très grande énergie, observées au sein de galaxies lointaines. Ce sont les phénomènes explosifs les plus lumineux de l'Univers. Les sursauts dont la durée excède les deux secondes sont considérés comme des sursauts gamma de longue durée et ont été baptisés sursauts "longs" (LGRBs) [1]. Ils sont associés à des explosions de supernovae – ces puissantes explosions qui sanctionnent la fin de vie des étoiles massives.

En l'espace de quelques secondes seulement, un sursaut typique libère autant d'énergie que le Soleil en produira au cours de ses quelque dix milliards d'années d'existence. L'explosion en elle-même est bien souvent suivie d'une émission rémanente, sans doute générée par les multiples collisions entre la matière éjectée et le gaz environnant, et qui s'estompe progressivement.

Il semble toutefois que certains sursauts gamma ne soient pas suivis de cette émission rémanente. Ils constituent une classe baptisée "sursauts sombres". Les chercheurs ont envisagé que cette émission soit en réalité absorbée par les nuages de poussière environnants, situés sur la ligne de visée.

De récents travaux de recherche ont porté sur le processus de formation des GRBs. A cette fin, leurs galaxies hôtes ont été explorées. Les astronomes s'attendaient à ce que les étoiles massives qui ont  donné naissance aux GRBs occupent les régions galactiques les plus actives en termes de formation stellaire, entourées donc de vastes quantités de gaz moléculaire, ce carburant nécessaire à la formation d'étoiles. Aucun résultat d'observation n'est cependant venu accréditer cette hypothèse. Le mystère demeure donc entier.

Pour la première fois, une équipe d'astronomes japonais a utilisé le réseau ALMA afin de détecter l'émission radio en provenance du gaz moléculaire contenu au sein des galaxies hôtes de deux GRBs - GRB 020819B et GRB 051022 — respectivement situés à 4,3 milliards et 6,9 milliards d'années lumière. Ce type de détection n'avait jamais été réalisé auparavant. Grâce à l'extraordinaire sensibilité d'ALMA, cette mesure est devenue possible [2].

Kotaro Kohno, professeur à l'Université de Tokyo et membre de l'équipe de recherche, nous livre ses impressions : "Nous avons cherché le gaz moléculaire présent dans les galaxies hôtes de GRBs durant plus d'une dizaine d'années, au moyen de divers télescopes au sol. La puissance d'ALMA nous a finalement permis d'effectuer une percée remarquable. Nous sommes vraiment très enthousiasmés par le résultat obtenu."

Autre résultat remarquable permis par l'extrême résolution d'ALMA : la découverte de la distribution de gaz moléculaire et de poussière au sein des galaxies hôtes de GRBs. Les observations du GRB 020819B ont révélé l'existence d'un environnement particulièrement riche en poussière en périphérie de la galaxie hôte, le gaz moléculaire se concentrant uniquement autour de son cœur. C'est la toute première fois qu'une telle distribution au sein d'une galaxie hôte de GRB est révélée [3].

"Nous ne nous attendions pas à ce que les GRBs se produisent dans un environnement si poussiéreux, caractérisé par un faible ratio "gaz moléculaire / poussière". Cela signifie que le GRB est survenu dans un environnement nettement différent d'une région classique de formation d'étoiles", précise B. Hatsukade. Ce résultat suggère que les étoiles massives qui ont donné naissance aux GRBs ont modifié l'environnement dans leur région de formation, avant d'exploser.

L'équipe de chercheurs pense que la forte proportion de poussière – comparée à celle de gaz moléculaire – à l'endroit où s'est produit le GRB résulte de leur différence de sensibilité au rayonnement ultraviolet. Cette radiation détruit aisément les liaisons entre les atomes qui constituent les molécules. Le gaz moléculaire ne peut donc survivre dans un environnement exposé à l'intense rayonnement ultraviolet émis par les étoiles chaudes et massives d'une région de formation d'étoiles, y compris par celle qui finirait par exploser sous la forme du GRB observé. Une distribution analogue semble également caractériser le GRB 051022. Cette information reste toutefois à confirmer : l'hôte du GRB 051022 se situe à bien plus grande distance que l'hôte du GRB 020819B. La résolution est donc moindre. Quoiqu'il en soit, ces observations d'ALMA confirment l'hypothèse selon laquelle la poussière absorbe l'émission rémanente des sursauts gamma que nous qualifions de "sombres".

"Cette fois, les résultats obtenus ont dépassé, et de loin, nos espérances. Nous allons étendre nos observations à d'autres hôtes de GRBs afin de savoir si ces conditions environnementales sont typiques d'un site de GRB. Nous nous réjouissons à l'avance de pouvoir effectuer ces recherches au moyen d'ALMA doté d'un potentiel encore plus étendu" conclut B. Hatsukade.

Note :

[1] Les sursauts gamma de longue durée ou sursauts "longs" [LGRBs], qui par définition durent plus de deux secondes, constituent près de 70% des GRBs observés. Les progrès effectués au cours de la dernière décennie ont permis d'identifier une nouvelle classe de GRBs dont les sursauts durent moins de deux secondes : les sursauts dits "courts". Ces derniers résultent vraisemblablement de la fusion d'étoiles à neutrons et ne sont donc associés, ni aux supernovae, ni aux hypernovae.

[2] Ce programme d'observations a bénéficié de la sensibilité d'ALMA, environ cinq fois supérieure à celle d'autres télescopes semblables. Les premières observations à caractère scientifique effectuées au moyen d'ALMA datent de 2011 – à cette époque, le réseau d'antennes était partiel (eso1137). Ces observations ont été effectuées au moyen d'un réseau constitué de 24 à 27 antennes seulement, dont les séparations ne pouvaient en outre excéder les 125 mètres. La finalisation du réseau de 66 antennes (eso1342), configurable géométriquement et dont la distance maximale entre antennes est susceptible de varier entre 150 mètres et 16 kilomètres, offre de belles perspectives de découvertes dans un avenir proche.

[3] Dans le milieu interstellaire dans la Voie Lactée ainsi que dans les galaxies proches à formation d'étoiles, la masse des poussières représente environ 1% de la masse du gaz moléculaire. Dans la région qui entoure le GRB 020819B, cette proportion est plus de dix fois supérieure.

Plus d'informations

ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) est un équipement international pour l'astronomie. Il est le fruit d'un partenariat entre l'Europe, l'Amérique du Nord et l'Asie de l'Est en coopération avec la République du Chili. ALMA est financé en Europe par l'ESO (Observatoire Européen Austral), en Amérique du Nord par la NSF (Fondation Nationale de la Science) en coopération avec le NRC (Conseil National de la Recherche au Canada) et le NSC (Conseil National de la Science à Taïwan), en Asie de l'Est par les Instituts Nationaux des Sciences Naturelles (NINS) du Japon avec l'Academia Sinica (AS) à Taïwan. La construction et les opérations d'ALMA sont pilotées par l'ESO pour l'Europe, par le National Radio Astronomy Observatory (NRAO), dirigé par Associated Universities, Inc. (AUI) pour l'Amérique du Nord et par le National Astronomical Observatory of Japan (NAOJ) pour l'Asie de l'Est. L'Observatoire commun ALMA (JAO pour Joint ALMA Observatory) apporte un leadership et un management unifiés pour la construction, la mise en service et l'exploitation d'ALMA.

Ce travail de recherche a fait l'objet d'un article intitulé "Two gamma-ray bursts from dusty regions with little molecular gas", par B. Hatsukade et al., à paraître dans l'édition du 12 juin 2014 de Nature.

L'équipe est composée de B. Hatsukade (NOAJ, Tokyo, Japon), K. Ohta (Département d'Astronomie, Université de Kyoto, Kyoto, Japon), A. Endo (Institut de NanoScience Kavli, TU Delft, Pays-Bas), K. Nakanishi (NAOJ; JAO, Santiago, Chili; Université Supérieure d'Etudes Avancées (Sokendai), Tokyo, Japon), Y. Tamura (Institut d'Astronomie [IoA], Université de Tokyo, Japon ), T. Hashimoto (NAOJ) et K. Kohno (IoA; Centre de Recherche sur l'Univers Jeune, Université de Tokyo, Japon).

L'ESO est la première organisation intergouvernementale pour l'astronomie en Europe et l'observatoire astronomique le plus productif au monde. L'ESO est soutenu par 15 pays : l'Allemagne, l'Autriche, la Belgique, le Brésil, le Danemark, l'Espagne, la Finlande, la France, l'Italie, les Pays-Bas, le Portugal, la République Tchèque, le Royaume-Uni, la Suède et la Suisse. L'ESO conduit d'ambitieux programmes pour la conception, la construction et la gestion de puissants équipements pour l'astronomie au sol qui permettent aux astronomes de faire d'importantes découvertes scientifiques. L'ESO joue également un rôle de leader dans la promotion et l'organisation de la coopération dans le domaine de la recherche en astronomie. L'ESO gère trois sites d'observation uniques, de classe internationale, au Chili : La Silla, Paranal et Chajnantor. À Paranal, l'ESO exploite le VLT « Very Large Telescope », l'observatoire astronomique observant dans le visible le plus avancé au monde et deux télescopes dédiés aux grands sondages. VISTA fonctionne dans l'infrarouge. C'est le plus grand télescope pour les grands sondages. Et, le VLT Survey Telescope (VST) est le plus grand télescope conçu exclusivement pour sonder le ciel dans la lumière visible. L'ESO est le partenaire européen d'ALMA, un télescope astronomique révolutionnaire. ALMA est le plus grand projet astronomique en cours de réalisation. L'ESO est actuellement en train de programmer la réalisation d'un télescope européen géant (E-ELT pour European Extremely Large Telescope) de la classe des 39 mètres qui observera dans le visible et le proche infrarouge. L'E-ELT sera « l'œil le plus grand au monde tourné vers le ciel ».

Liens

- L'article scientifique

- Ressources complémentaires sur ALMA

- Photos d'ALMA

- Vidéos d'ALMA

- Brochure de présentation d'ALMA

- Le film "ALMA – A la recherche de nos origines cosmiques"

- Le Livre Photos "ALMA – A la recherche de nos origines cosmiques – La construction du Vaste Réseau (Sub-)Millimétrique de l'Atacama

- Communiqués de Presse relatifs à ALMA

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/news/eso1418/

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Une équipe internationale menée par un chercheurs de l'université Queen Mary à Londres et à laquelle contribue un chercheur du Laboratoire Univers et Particules de Montpellier (CNRS/UM2) vient d'annoncer la découverte de deux nouvelles planètes en orbite autour de l'étoile de Kapteyn, un astre du voisinage solaire âgée de 11,5 milliards d'années (quand la Terre n'en a que 4,5). Une de ces planètes se situe à une distance appropriée de son étoile pour que de l'eau puisse y exister à l'état liquide en surface, ce que les astronomes appellent la "zone habitable". Cette découverte se base sur des données obtenues avec le spectromètre HARPS de l'ESO à l'observatoire de La Silla au Chili, complétées par  des données issues de deux autres spectromètres de haute précision : HIRES à l'observatoire Keck, et PFS au télescope Magellan de l'observatoire de Las Campanas. Les travaux sont à paraître dans MNRAS Letters.

La planète, nommée Kapteyn b, est une "super Terre" c'est-à-dire que sa masse est égale à plusieurs fois celle de la Terre. À l'instar de Kepler-186f, la planète de taille similaire à la Terre découverte récemment (voir la nouvelle), Kapteyn orbite dans la zone habitable d'une étoile naine rouge c'est-à-dire un astre moins massif et beaucoup moins lumineux que le Soleil. Mais alors que Kepler-186 est située à environ 500 années-lumière de la Terre, l'étoile de Kapteyn se trouve à seulement 13 années-lumière de nous, dans le proche voisinage solaire.

La deuxième particularité du système de Kapteyn est son histoire singulière. L'étoile de Kapteyn s'est probablement formée dans une galaxie naine qui a été absorbée par la Voie Lactée, propulsant ainsi l'étoile de Kapteyn sur une orbite elliptique et inclinée du halo galactique. On pense que le résidu du coeur de la galaxie naine est Omega du Centaure, un amas globulaire distant de 16 000 années-lumière de la Terre qui contient des centaines de milliers d'étoiles. L'appartenance de Kapteyn à cette galaxie naine indique que le système de Kapteyn serait âgé de 11,5 milliards d'années (le système solaire n'en a que 4,5), quand le Big Bang remonte lui à 13,7 milliards d'années ; un ancêtre en somme.

Ces observations ont été menées avec le spectromètre HARPS. Les astronomes ont utilisé la « méthode des vitesses radiales » : ils détectent – grâce à l'effet Doppler - des variations périodiques de la vitesse de l'étoile qui tracent la présence de planètes. A titre de comparaison, la détection de Kepler-186f s'est faite avec une méthode différente : la « méthode des transits » (on détecte une baisse de luminosité apparente de l'étoile à chaque fois que la planète passe devant son étoile).

En plus...

Découverte à la fin du 19ème siècle et portant le nom de son découvreur (Jacobus Kapteyn), l'étoile de Kapteyn est la seconde étoile au mouvement propre le plus élevé du ciel et appartient au halo galactique, un nuage étendu d'étoiles en orbite elliptique autour de notre galaxie la voie lactée. Ayant seulement un tiers de la masse du soleil, cette naine rouge peut être vue avec un télescope amateur dans la constellation du peintre dans l'hémisphère sud.

>> Une animation est visible ici qui montre le déplacement elliptique du halo Omega du Centaure et celui de Kapteyn au sein de celui-ci (© University of California - Irvine : Victor Robles, James Bullock and Miguel Rocha).

Un grand âge qui inspire

Les particularités de la planète et en particulier son grand âge, ont inspiré l'auteur de science-fiction Alastair Reynolds qui a écrit la nouvelle de fiction "Sad Kapteyn" pour célébrer l'annonce de cette découverte (en anglais).

Références : 

- « Two planets around Kapteyn's star : a cold and a temperate super-Earth orbiting the nearest halo red-dwarf », Guillem Anglada-Escudé et Al., MNRAS Letters, Juin 2014.

Source : Actualités du CNRS-INSU http://www.insu.cnrs.fr/node/4890

http://phl.upr.edu/press-releases/kapteyn

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Des astronomes utilisant le télescope spatial Hubble ont assemblé un tableau complet de l'Univers en évolution — parmi les images de l'espace lointain les plus colorées jamais capturées par le télescope âgé de 24 ans.

Les chercheurs indiquent que l'image, d'une nouvelle étude appelée Ultraviolet Coverage of the Hubble Ultra Deep Field, fournit le maillon manquant dans la formation des étoiles. L'image Hubble Ultra Deep Field de 2014 est un composite des expositions distinctes prises de 2003 à 2012 avec les instruments Advanced Camera for Surveys et Wide Field Camera 3 de Hubble.

Les astronomes ont étudié auparavant le Hubble Ultra Deep Field (HUDF) dans la lumière visible et en proche infrarouge dans une série d'images capturées de 2003 à 2009. Le HUDF montre une petite partie de l'espace dans la constellation de l'hémisphère sud de Fornax (Le Fourneau). Maintenant, en utilisant la lumière ultraviolette, les astronomes ont combiné toute la gamme de couleurs disponibles pour Hubble, qui va de l'ultraviolet à la lumière infrarouge proche. L'image résultante, fabriquée à partir de 841 orbites de télescope de temps de vue — contient environ 10.000 galaxies, remontant dans le temps à quelques centaines de millions d'années du Big bang.

Avant l'étude Ultraviolet Coverage of the Hubble Ultra Deep Field de l'Univers, les astronomes étaient dans une position curieuse. Des missions telles que l'observatoire Galaxy Evolution Explorer (GALEX) de la NASA, qui a fonctionné de 2003 à 2013, ont fourni des connaissances significatives concernant la formation des étoiles dans les galaxies proches. Utilisant la capacité dans le proche infrarouge de Hubble, les chercheurs ont également étudié la naissance des étoiles dans les galaxies les plus lointaines, qui nous apparaissent dans leurs stades les plus primitifs en raison de la quantité importante de temps nécessaire à la lumière des étoiles lointaines pour voyager dans un domaine du visible. Mais pour la période entre les deux, quand la plupart des étoiles dans l'Univers sont nées - une distance comprise entre environ 5 milliards à 10 milliards d'années-lumière - ils n'avaient pas assez de données.

« Le manque d'information de la lumière ultraviolette fait qu'étudier les galaxies dans le HUDF est comme essayer de comprendre l'histoire des familles sans connaître les enfants de l'école primaire », a déclaré le chercheur principal Harry Teplitz du Caltech à Pasadena, en Californie. « L'ajout de l'ultraviolet renseigne cette gamme manquante. »

La lumière ultraviolette vient des plus chaudes, des plus grandes, et des plus jeunes étoiles. En observant à ces longueurs d'onde, les chercheurs obtiennent un regard direct sur les galaxies qui forment des étoiles et où les étoiles se forment dans ces galaxies.

L'étude des images ultraviolettes de galaxies dans cette période intermédiaire permet aux astronomes de comprendre comment les galaxies ont augmenté en taille en formant de petites collections d'étoiles très chaudes. Parce que l'atmosphère de la Terre filtre la plupart de la lumière ultraviolette, ce travail peut seulement être accompli avec un télescope spatial.

« Les enquêtes en ultraviolet comme celle-ci à l'aide de la capacité unique de Hubble sont incroyablement importantes dans la planification pour le télescope spatial James Webb de la NASA », a déclaré le membre de l'équipe Rogier Windhorst de l'Arizona State University à Tempe. « Hubble fournit un ensemble de données en lumière ultraviolette inestimable que les chercheurs devront combiner avec les données infrarouges de Webb. C'est la première image très profonde en ultraviolet à montrer la puissance de cette combinaison. »

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2014/27/

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

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