P.G.J. - Nouvelles du Ciel de Juin 2016

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2016/23/

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Le trou noir clandestin pourrait représenter une nouvelle population : Les astronomes ont combiné des données de l'Observatoire à rayons X Chandra de la NASA, du télescope spatial Hubble et du Karl G. Jansky Very Large Array (VLA) de la National Science Foundation pour conclure qu'une source particulière d'ondes radio, appelée VLA J213002.08+120904 (VLA J2130+12 pour faire court), considérée comme une galaxie lointaine est en fait un système stellaire binaire voisin contenant une étoile de faible masse et un trou noir. Cette identification suggère qu'il y a peut être un grand nombre de trous noirs dans notre galaxie qui sont passés inaperçus jusqu'ici.

28 Juin 2016

Hubble révèle des feux d'artifice stellaires dans la galaxie « Fusée »

Crédit : NASA, ESA, and D. Elmegreen (Vassar College), B. Elmegreen (IBM's Thomas J. Watson Research Center), J. Sánchez Almeida, C. Muñoz-Tuñón, and M. Filho (Instituto de Astrofísica de Canarias), J. Mendez-Abreu (University of St. Andrews), J. Gallagher (University of Wisconsin-Madison), M. Rafelski (NASA Goddard Space Flight Center), and D. Ceverino (Center for Astronomy at Heidelberg University)

Alors que nous célébrons le Quatre Juillet en regardant éblouissants spectacles de feux d'artifice, un autre type de feu d'artifice se déroule dans une petite galaxie voisine.

Un feu d'artifice stellaire illumine un bout de la minuscule galaxie Kiso 5639. La galaxie naine a la forme d'une crêpe aplatie, mais parce qu'elle est inclinée de côté, elle ressemble à une fusée éclairante, avec une brillante tête flamboyante et une longue queue étoilée. Kiso 5639 est un rare exemple proche des galaxies allongées vues en abondance dans l'Univers primordial. Les astronomes suggèrent que la naissance frénétique d'étoiles est déclenchée par le gaz intergalactique qui pleut sur un bout de la galaxie lorsqu'il dérive à travers l'espace.

[1] La sonde Juno emprunte son appellation à la mythologie grecque : Juno était l'épouse du dieu Jupiter. A l'instar de la planète, Jupiter s'est entouré de nuages afin de cacher son méfait. Seule Juno fut en mesure de sonder au travers de cette couverture nuageuse pour découvrir sa vraie nature .

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Hubble poursuivra sa mission jusqu'en 2021 : La NASA étend contractuellement les opérations scientifiques pour son télescope spatial Hubble de cinq années supplémentaires. Cette action permettra de prolonger la période d'exécution du 1er Juillet 2016 au 30 Juin 2021, pour un coût additionnel de 200 millions de dollars, portant le projet total à un peu plus de 2 milliards de dollars. Cette prolongation de contrat couvre le travail nécessaire pour poursuivre le programme scientifique de la mission Hubble par le Space Telescope Science Institute. Après la dernière mission d'entretien de la navette spatiale au télescope en 2009, Hubble est meilleur que jamais. Hubble doit continuer de fournir des données précieuses dans les années 2020, assurant sa place dans l'histoire comme un observatoire d'usage général en circulation dans les zones allant de notre Système solaire à l'Univers lointain. En 2018, le télescope spatial James Webb de la NASA sera lancé dans l'espace en tant qu'observatoire de premier plan de la prochaine décennie, servant les astronomes du monde entier pour bâtir sur l'héritage des découvertes de Hubble et aider à résoudre certains des plus grands mystères de l'Univers.

27 Juin 2016

Jupiter attend l'arrivée de Juno

Crédit : ESO/L. Fletcher

Présentation, quelques jours avant l'arrivée de la sonde Juno, de spectaculaires images de Jupiter acquises par le VLT

En prévision de l'arrivée imminente de la sonde Juno de la NASA, les astronomes ont acquis, au moyen du Very Large Telescope de l'ESO, de nouvelles images spectaculaires de Jupiter dans l'infrarouge. Ces images s'inscrivent dans le cadre d'une mission de cartographie à haute résolution de la planète géante. Ces observations constitueront le support de travail des astronomes impliqués dans cette mission spatiale, dont l'objectif est de mieux comprendre la géante gazeuse.

Image de Jupiter acquise par l'instrument VISIR sur le VLT - Crédit : ESO/L. Fletcher

Une équipe emmenée par Leigh Fletcher de l'Université de Leicester au Royaume-Uni a dévoilé de nouveaux clichés de Jupiter lors du Colloque National d'Astronomie de la Société Astronomique Royale du Royaume-Uni à Nottingham. Ces nouvelles images, acquises au moyen de l'instrument VISIR qui équipe le Very Large Telescope de l'ESO, s'inscrivent dans le cadre d'une mission dont l'objectif est de mieux comprendre l'atmosphère de Jupiter avant l'arrivée de la sonde Juno de la NASA [1] en juillet 2016.

Cette campagne a reposé sur l'utilisation de plusieurs télescopes basés à Hawaï et au Chili, et requis les contributions d'astronomes amateurs du monde entier. Les cartes ne constituent pas seulement des instantanés de la planète. Elles révèlent également les mouvements ainsi que les changements intervenus au sein de l'atmosphère de Jupiter au cours des mois précédant l'arrivée de Juno.

Lancée en 2011, la sonde Juno a parcouru près de 3000 millions de kilomètres avant d'atteindre le système jovien. Cette sonde étant capable de collecter des données sans les limitations affectant les télescopes terrestres, il peut paraître surprenant que cette campagne au sol ait revêtu un caractère si important.

Leig Fletcher détaille tout l’intérêt de ce travail de recherche effectué en amont de l'arrivée de Juno : « Ces cartes guideront les observations de Juno au cours des prochains mois. Des images acquises à différentes longueurs d'onde du spectre infrarouge nous permettent de reconstituer, en trois dimensions, les mouvements d'énergie et de matière au travers d'une colonne d'atmosphère. »

Acquérir des images dotées d'une résolution élevée depuis la surface de la Terre, au travers d'une atmosphère en perpétuel mouvement, constitue l'un des plus grands défis de l'astronomie au sol. Cet aperçu de l'atmosphère turbulente de Jupiter, parsemée de nuages de gaz froid, a été obtenu grâce à une technique dite d'imagerie chanceuse. Diverses séquences, caractérisées par de très courtes expositions, ont été prises par VISIR, générant des milliers d'images individuelles de Jupiter. Seules les images les moins affectées par la turbulence atmosphérique – les fameuses images chanceuses – ont été sélectionnées puis alignées et combinées afin de constituer de remarquables images finales, telle celle figurant ci-dessus.

Glenn Orton, responsable de la campagne au sol à l'appui de la mission Juno, explique le caractère essentiel des observations effectuées depuis la surface de la Terre : « Les efforts combinés d'une équipe internationale d'astronomes amateurs et professionnels ont permis de constituer, en l'espace de huit mois, une base de données incroyablement riche. Les résultats d'observation de Juno, combinés aux données de VISIR, permettront aux chercheurs de caractériser la structure thermique globale de Jupiter, sa couverture nuageuse ainsi que la distribution des espèces gazeuses. »

Conçue pour lever le voile sur la géante gazeuse, la mission Juno apportera de nouveaux résultats très attendus, grâce notamment aux efforts menés depuis le sol.

Les deux faces de Jupiter - Crédit : ESO/L.N. Fletcher

Jupiter vue par VISIR et en lumière visible pour comparaison - Crédit : ESO/L.N. Fletcher/Damian Peach

Note :

Plus d'informations :

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 :

- Informations relatives à la mission Juno

- Détails relatifs à la campagne d'observation au sol

- Photos du VLT

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/news/eso1623/?lang

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

24 Juin 2016

Peut-on deviner les montagnes à travers les nuages de Vénus ?

Crédit : ESA/Venus Express/VMC

L'atmosphère de Vénus est si épaisse qu'il a toujours été totalement impossible de voir au travers, même avec les télescopes les plus puissants : le relief de notre planète jumelle n'a été révélé qu'avec l'usage de radars et les premières sondes spatiales se posant à sa surface. Mais pour la première fois, une équipe internationale, dont plusieurs chercheurs du LATMOS (CNRS/UVSQ), a réussi à « deviner » les montagnes de Vénus à travers son atmosphère. Grâce à la camera VMC de la sonde Venus Express de l'ESA, les chercheurs ont constaté que les nuages, lorsqu'ils étaient observé en ultra-violet, apparaissaient plus brillants au-dessus du grand massif montagneux d'Aphrodite Terra. Ils ont constaté que la vitesse du vent y chutait d'environ 18%, et démontré comment cette diminution entrainait une plus grande brillance des nuages.

Figure 1. Un exemple d'une image de Vénus prise par la caméra VMC (Venus Monitor Camera) avec un filtre UV à 365 nm, depuis une distance d'environ 33.000 km. Les détails UV se déplacent entre deux images successives, ce qui permet de mesurer la vitesse du vent, principalement orientée d'est (à droite sur l'image) en ouest. Une grille longitude-latitude est indiquée sur l'image.

Texte écrit par le premier signataire de la publication, Jean-Loup Bertaux.

La planète Vénus est souvent qualifiée de soeur jumelle de la Terre qui a mal tourné. En effet, la température au sol y est de 450° C, à cause de l'effet de serre dû à l'épaisse atmosphère de dioxyde de carbone (CO2). Elle est aussi entièrement voilée d'une épaisse couche nuageuse qui s'étend jusqu'à 70 km au-dessus de la surface. De l'extérieur, le sommet des nuages apparaît très homogène, sauf quand on scrute la planète en lumière ultra-violette. Des détails apparaissent alors, plus ou moins sombres, dont les déplacements ont permis de découvrir en 1961 que les nuages se déplaçaient à grande vitesse d'est en ouest (de l'ordre de 100 m/s ou 360 km/h). On a d'abord cru que Vénus tournait sur elle-même à cette vitesse, un tour complet en 4 jours. Il n'en est rien : elle tourne beaucoup plus lentement, en 243 jours, mais dans le même sens que les nuages. On a donc qualifié de « super-rotation » ce régime des vents à haute altitude.

D'autre part, les observations au radar qui permettent de percer les nuages (notamment la mission américaine Magellan) ont établi des cartes détaillées de la surface de Vénus, où on trouve des montagnes, sans doute d'origine volcanique.

C'est dans ce contexte qu'une équipe européenne (France-Allemagne-Russie), en analysant des années de mesures recueillies par la caméra VMC de la mission Venus Express de l'ESA (entre 2006 et 2014), vient de publier une surprenante découverte, liant ce qui se passe au sommet des nuages au relief montagneux sous-jacent, qui se trouve pourtant bien au-dessous. Ils ont en effet constaté que les nuages étaient moins sombres en UV au dessus du grand massif montagneux d'Aphrodite Terra, et que le vent y était fortement ralenti, passant à 82 m/s au lieu de 100 m/s en moyenne.

C'est un peu comme si les nuages au-dessus de l'Himalaya étaient plus brillants qu'ailleurs, et qu'ils se déplaçaient moins vite. Mais alors que sur terre, même les nuages les plus hauts sont proches des sommets, sur Vénus il s'agit de 65 km de différence d'altitude. C'est cependant par analogie avec un cas terrestre similaire que les chercheurs ont pu proposer un mécanisme explicatif pour Vénus.

Au niveau du sol de Vénus, le vent est très faible, mais la densité est très grande : 90 fois la densité atmosphérique terrestre. Le passage de l'air sur la montagne peut donc provoquer la génération d'ondes orographiques (ou de relief) : ondes de gravité, sorte de vagues d'air, qui dans certaines conditions réunies sur Vénus, peuvent se propager vers le haut en s'amplifiant. Arrivées un peu en-dessous du sommet des nuages, leur propagation verticale s‘arrête et elles déferlent brutalement, comme les vagues de la mer au bord du rivage. Ces ondes sont fixes géographiquement par rapport aux montagnes de Vénus, tandis que le vent normal vers 65-70 km atteint une vitesse de 100 m/s par rapport au sol : en conséquence leur déferlement constitue un obstacle à l'écoulement, un frein qui explique le vent plus faible observé un peu en aval des reliefs.

Mais l'écoulement horizontal continue, la vitesse du vent augmente alors pour retrouver sa vitesse moyenne de 100 m/s. Cette ré-accélération provoque au sommet des nuages un étirement de la masse d'air horizontale, une sorte de vide se forme qui provoque une aspiration de l'air qui se trouve en-dessous. Or, comme on constate avec Venus Express que les nuages sont alors plus sombres en UV, cela démontre que cet air qui vient du bas est chargé d'un composé (encore non-identifié) qui absorbe le rayonnement UV solaire. On soupçonnait déjà que la source de l'absorbant UV de Vénus venait d'en-dessous: en voilà une nouvelle preuve éclatante, si l'on peut dire quand il s'agit de nuages sombres !

Mais une autre observation de Venus Express vient conforter ce schéma de façon complètement indépendante. Le spectromètre infra-rouge SPICAV IR peut détecter la vapeur d'eau au sommet des nuages, et a aussi relevé une zone géographique où il y en a plus qu'ailleurs : la même zone que les nuages sombres en UV. Et ceci s'explique très bien, car on sait que, plus on s'enfonce dans l'atmosphère au-dessous du sommet des nuages, plus l'air est riche en vapeur d'eau. Donc, quand le vent re-accélère, cela aspire l'air qui est en-dessous, chargé en absorbant UV et en vapeur d'eau.

Les modèles de circulation générale de l'atmosphère de Vénus sont construits comme ceux qu'on utilise pour la prévision de la météorologie terrestre. L'un des plus sophistiqués est le modèle français du Laboratoire de Météorologie Dynamique. Bien qu'il soit capable de reproduire la super rotation observée sur Vénus, et qu'il prenne en compte le relief exact de la planète, il n'a pu reproduire les présentes observations de Venus Express. Cela demeure donc un objectif théorique stimulant de trouver l'ingrédient qui manque au modèle pour reproduire les observations. Ce nouveau phénomène d'origine orographique impacte le régime des vents, et il s'oppose à la super-rotation. Il faudra donc en tenir compte pour une description précise de la façon dont est générée et entretenue la super-rotation de Vénus.

Cette interaction d'ondes de gravité stationnaires avec le vent horizontal a été pour la première fois proposée pour la Terre en 1981 par le dynamicien américain Lindzen, pour expliquer le comportement saisonnier du vent dans la mésosphère terrestre, vers 50-70 km d'altitude.

On peut aussi noter que les deux petits ballons injectés en 1985 dans l'atmosphère de Vénus au cours des missions soviétiques Vega-1 et Vega-2, à l'instigation de Jacques Blamont, ne s'étaient pas comportés de façon identique pendant leur dérive de deux jours à 53 km d'altitude: le ballon de Vega-2, passant au-dessus du massif d'Aphrodite Terra, avait eu une trajectoire plus perturbée, et une dérive plus lente, que celle du ballon de Vega-1 passant plus au nord de la montagne sur une région de plaine. La génération d'ondes de gravité par le vent au sol soufflant sur Aphrodite Terra avait alors déjà été évoquée pour expliquer le comportement différent des deux ballons.

Figure 2a (en haut). Carte géographique longitude-latitude du relief de Vénus a été obtenue par le radar de la mission NASA Magellan. L'altitude du relief est codée en couleur. Dans la zone observée, il y a, au sud de l'équateur, un massif montagneux important, Aphrodite Terra, et un autre moins haut, Alta Regio. Les latitudes sont négatives en–dessous de l'équateur. La flèche rouge indique la direction moyenne du vent, d'est en ouest, vers les longitudes décroissantes. Figure 2b (en bas). Carte géographique de l'intensité du vent dressée par la caméra VMC (en m/s codée en couleur, le rouge correspondant à une vitesse plus faible, donc un vent ralenti). Il y a une région de vent minimum (en valeur absolue) centrée à environ 30° de longitude en aval de Aphrodite Terra, et qui s'étend vers le sud. Cette carte du vent a été établie à partir de 31.604 mesures individuelles obtenues en comparant à l'oeil deux images successives de VMC/Venus Express.

Figure 3. Schéma des ondes de gravité stationnaires générées au niveau du sol par le vent soufflant sur les flancs des montagnes. La courbe bleue représente l'altitude moyenne du relief dans la région comprise entre -5 et -15° de latitude (exagérée d'un facteur 7 sur ce schéma). Les ondes de gravité se propagent verticalement vers le haut, jusqu'à leur déferlement en peu en-dessous du sommet des nuages. Elles freinent alors le vent moyen, représenté par les flèches noires.

Pour en savoir plus :

La mission Venus Express est une mission de l'ESA (Agence Spatiale Européenne). Elle a recueillie des mesures depuis sa mise en orbite autour de Vénus en Juin 2006 jusqu'à sa retombée dans l'atmosphère en Novembre 2014.
Le CNES participe d'une part par sa contribution au programme scientifique de l'ESA, d'autre part par son soutien direct aux laboratoires français impliqués dans la construction des instruments scientifiques embarqués.
Le CNRS participe par la mise à disposition des personnels scientifiques et techniques impliqués dans ces recherches.
L' Université de Versailles Saint-Quentin héberge le LATMOS, responsable de l'expérience SPICAV à bord de Venus Express, et finance les enseignants chercheurs impliqués.

Source(s):

Influence of Venus topography on the zonal wind and UV albedo at cloud top level: the role of stationary gravity waves,
Bertaux, Jean-Loup, Khatunstsev, I.V., Hauchecorne, A., Markiewicz W.J., Marcq E., Lebonnois, S., Patsaeva, M., Turin, A., Fedorova, A.,
Journal of Geophysical Research paper

Source : Actualités du CNRS-INSU http://www.insu.cnrs.fr/node/5889

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

23 Juin 2016

Hubble confirme une nouvelle tache foncée sur Neptune

Crédit : NASA, ESA, and M.H. Wong and J. Tollefson (UC Berkeley)

Des nuages en forme de crêpe apparaissent non seulement dans le livre pour enfants "Cloudy With a Chance of Meatballs" (sorti sous le titre français de "Tempête de boulettes géantes", et sous le titre québécois de "Il pleut des hamburgers") mais aussi à 4,8 milliards de kilomètres de distance sur la planète gazeuse Neptune. Quand ils sont apparus en Juillet 2015, observés par des astronomes amateurs et les plus grands télescopes, les scientifiques ont soupçonné que ces nuages étaient les compagnons lumineux d'un vortex invisible et sombre. Le vortex sombre est un système à haute pression où l'écoulement de l'air ambiant est perturbé et dévié vers le haut dans le vortex. Cela forme d'énormes nuages lenticulaires qui ressemblent aux nuages qui se forment parfois sur les montagnes sur Terre.

Quand la sonde Voyager 2 de la NASA a survolé Neptune en 1989, les astronomes ont été surpris de voir un tel trou béant sombre à des latitudes australes dans l'atmosphère de couleur cyan de la planète géante. La tache sombre a disparu par la suite. Mais le télescope spatial Hubble a capturé une nouvelle tache sombre au nord de taille comparable à celle de 1994. Hubble a capturé l'apparition d'une nouvelle tache sombre le 16 Mai 2016. La tache couvrirait la largeur de la zone continentale des États-Unis.

Crédit : NASA, ESA, and M.H. Wong and J. Tollefson (UC Berkeley)

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2016/22/

- Première lumière de GRAVITY (ESO)

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

23 Juin 2016

Premières observations réussies du centre galactique avec GRAVITY

Crédit : ESO/L. Calçada

Sonder un trou noir au moyen des quatre unités télescopiques du VLT

Une équipe européenne d'astronomes a observé le centre de la Voie Lactée au moyen de l'instrument GRAVITY récemment installé sur le Très Grand Télescope de l'ESO. Pour la toute première fois, les faisceaux de lumière issus des quatre Unités Télescopiques de 8,2 mètres de diamètre ont été combinés. Les résultats obtenus donnent un aperçu des formidables découvertes auxquelles GRAVITY contribuera lorsqu'il sondera les champs gravitationnels extrêmement intenses qui règnent à proximité du trou noir central supermassif, offrant la perspective de tester la validité de la théorie de la relativité générale d'Einstein.

Vue d'artiste de l'étoile S2 cheminant à très grande proximité du trou noir supermassif situé au centre le Voie Lactée

Crédit : ESO/L. Calçada

L'instrument GRAVITY fonctionne désormais de concert avec les quatre Unités Télescopiques de 8,2 mètres de diamètre du Très Grand Télescope (VLT) de l'ESO. Les résultats des premiers tests augurent de formidables résultats scientifiques à venir.

GRAVITY fait partie intégrante de l'Interféromètre du VLT. En combinant les faisceaux de lumière issus des quatre télescopes, il peut atteindre une résolution spatiale et une précision métrique comparables à celles d'un télescope de 130 mètres de diamètre. Les gains correspondants – en termes de pouvoir de résolution et de précision sur la position d'un objet, sont d'un facteur 15 – comparés à une seule Unité Télescopique de 8,2 mètres de diamètre, ce qui permettra à GRAVITY d'effectuer des relevés astronomiques incroyablement précis.

L'un des objectifs premiers de GRAVITY consiste à effectuer le relevé précis et détaillé de l'environnement du trou noir de 4 millions de masses solaires situé au centre de la Voie Lactée [1]. La position ainsi que la masse du trou noir sont connues depuis 2002 – elles ont été déduites des mesures précises des mouvements des étoiles décrivant une orbite autour de cet objet massif. GRAVITY permettra aux astronomes de sonder, dans ses moindres détails, le champ gravitationnel qui entoure le trou noir, leur offrant ainsi la possibilité de tester la validité de la théorie de la relativité générale d'Einstein.

Le centre de la Voie Lactée - Crédit : ESO/MPE/S. Gillessen et al.

A cet égard, les premières observations effectuées au moyen de GRAVITY se sont révélées très excitantes. L'équipe de GRAVITY [2] a pointé l'instrument en direction d'une étoile baptisée S2, dont la période de révolution autour du trou noir central de notre galaxie est de 16 ans seulement. Ces observations attestent de l'extrême sensibilité de GRAVITY, qui s'est avéré capable de repérer cette étoile de faible luminosité en quelques minutes à peine.

L'équipe sera prochainement capable d'obtenir des mesures de position ultra-précises de l'étoile en question – comparables à la mesure, d'une précision centimétrique, de la position d'un objet sur la Lune. L'équipe pourra en déduire la compatibilité – ou non – de son mouvement autour du trou noir avec les prédictions de la théorie de la relativité générale d'Einstein. Les nouvelles observations indiquent que le centre galactique constitue un laboratoire idéal, conforme à nos attentes.

“Lorsque la lumière en provenance de l'étoile a pour la première fois interféré, l'équipe a vécu un moment fantastique, venant couronner huit années de dur labeur” précise Franck Eisenhauer, responsable scientifique de l'Institut Max Planck dédié à la Physique Extraterrestre, Garching, Allemagne. “Dans un premier temps, nous avons stabilisé l'interférence sur une étoile proche et brillante. Quelques minutes plus tard seulement, nous étions en mesure d'observer l'interférence générée par l'étoile de faible luminosité.” A première vue, ni l'étoile de référence ni l'étoile en orbite ne possèdent de compagnons massifs dont la présence aurait perturbé tant les observations que l'analyse. “Elles constituaient donc des cibles idéales”, ajoute Einsenhauer.

Cette preuve de succès n'est pas trop précoce. En 2018, l'étoile S2 sera à son point le plus proche du trou noir, distante de 17 heures lumière seulement, se déplaçant à quelque 30 millions de kilomètres par heure, ce qui représente 2,5% de la vitesse de la lumière. A cette distance, les effets de la relativité générale seront beaucoup plus prononcés et les observations de GRAVITY se révèleront cruciales [3]. Cette opportunité ne se représentera que 16 ans plus tard.

Note :

[1] Le centre de la Voie Lactée, notre galaxie hôte, se situe dans la constellation du Sagittaire (L'Archer), à quelque 25 000 années-lumière de la Terre.

[2] Le consortium GRAVITY se compose des Instituts Max Planck dédiés à la Physique Extraterrestre (MPE) et à l'Astronomie (MPIA), du Lesia (Observatoire de Paris/CNRS/université Diserot/UPMC), de l'IPAG (Université de Grenoble Alpes/CNRS), de l'Université de Cologne, du Centre Pluridisciplinaire d'Astrophysique de Lisbonne et de Porto (SIM) et de l'ESO.

[3] Pour la toute première fois, l'équipe pourra mesurer deux effets relativistes qu'occasionne la rotation d'une étoile autour d'un trou noir massif : le redshift gravitationnel ainsi que la précession du péricentre. Le redshift résulte de la perte d'énergie que subit la lumière de l'étoile lorsqu'elle s'échappe de l'intense champ gravitationnel du trou noir massif. L'autre effet concerne l'orbite de l'étoile et se manifeste au travers d'une déviation de l'ellipse parfaite. Lorsque l'étoile chemine à proximité du trou noir, l'ellipse accuse une rotation d'un demi-degré environ autour du plan orbital. Un semblable effet se produit sur l'orbite que décrit Mercure autour du Soleil – son intensité est toutefois 6500 fois plus faible qu'à proximité du trou noir galactique. Mais l'éloignement le rend plus difficile à observer dans le centre galactique que dans le Système Solaire.

Plus d'informations :

Liens :

- Première lumière de GRAVITY (MPE)

- Page Web dédiée à l'instrument GRAVITY (ESO)

- Page Web dédiée à l'instrument GRAVITY (MPE)

- Etoiles en orbite autour du centre galactique (ESO)

- Etoiles en orbite autour du centre galactique (MPE)

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/news/eso1622/?lang

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

K2 de la NASA trouve une exoplanète récemment née autour d'une jeune étoile : Les astronomes ont découvert la plus jeune exoplanète complètement formée jamais détectée. La découverte a été faite à l'aide du télescope spatial Kepler de la NASA et de sa mission K2 étendue, ainsi que du W. M. Keck Observatory sur le Mauna Kea, à Hawaii. Les exoplanètes sont des planètes qui tournent autour d'étoiles au-delà de notre Soleil. La nouvelle planète, K2-33b, est un peu plus grande que Neptune et revient autour de son étoile tous les cinq jours. Elle est âgée de seulement 5 à 10 millions d'années, ce qui en fait l'une des très rares planètes nouveau-nées trouvées à ce jour.

21 Juin 2016

Un océan à seulement quelques kilomètres sous la surface glacée d'Encelade

Crédits : LPG-CNRS-U. Nantes/U. Charles, Prague.

Avec ses éruptions de glace et de vapeur et son océan recouvert par une coquille de glace, Encelade est une des lunes les plus fascinantes de tout le système solaire, d'autant plus que les interprétations des données fournies par la sonde Cassini étaient contradictoires jusqu'à présent. Une équipe internationale, comprenant des chercheurs du Laboratoire de planétologie géodynamique de Nantes (CNRS/Université de Nantes/Université d'Angers) [1], a proposé un nouveau modèle qui réconcilie les différents jeux de données et montre que la couche de glace au pôle Sud d'Encelade ne ferait que quelques kilomètres d'épaisseur. Ceci implique une intense source de chaleur à l'intérieur d'Encelade, un élément supplémentaire pour le possible développement de la vie dans l'océan de cette lune de Saturne. L'étude vient d'être publiée en ligne sur le site de Geophysical Research Letters.

Figure représentant l'épaisseur de la couche de glace d'Encelade, atteignant 35 kilomètres dans les zones équatoriales cratérisées (couleur jaune) et moins de 5 kilomètres au niveau de la zone active du pôle Sud (couleur bleu). Crédits : LPG-CNRS-U. Nantes/U. Charles, Prague.

Les premières interprétations des mesures de Cassini au-dessus d'Encelade estimaient que sa couche de glace allait de 30 à 40 km d'épaisseur au niveau du pôle Sud, jusqu'à 60 km à l'équateur. Ces modèles ne parvenaient pas à trancher la question de savoir si son océan s'étendait ou non sous l'ensemble de la banquise. Mais la découverte en 2015 d'une modulation de la rotation d'Encelade, appelée « libration » et liée aux effets de marée, implique un océan global et une couche de glace bien plus fine que prévu, de l'ordre de 20 km en moyenne. Cette épaisseur paraissait néanmoins incompatible avec les autres données sur le champ de gravité et la topographie.

Afin de réconcilier ces différentes contraintes, les chercheurs ont proposé un nouveau modèle dans lequel les deux cents premiers mètres de la couche de glace fonctionnent comme une coquille élastique. Selon ces travaux, Encelade se compose successivement d'un noyau rocheux de 185 km de rayon, d'un océan intérieur d'environ 45 km d'épaisseur, isolé de la surface par une couche de glace d'environ 20 km d'épaisseur en moyenne, sauf au pôle Sud où elle ferait moins de 5 km. Dans ce modèle, l'océan sous-glaciaire représente 40 % du volume total du satellite et sa teneur en sel y est estimée équivalente à celle des océans de la planète Terre.

Or, tout cela implique un nouveau bilan énergétique pour Encelade. Une couche de glace plus fine retient moins la chaleur, les effets de marée provoqués par Saturne sur les grandes fractures de la glace du pôle Sud ne suffisent plus à expliquer l'intense flux de chaleur qui agite cette région. Ce modèle renforce donc l'idée d'une intense production de chaleur dans l'intérieur profond d'Encelade, ce qui serait à l'origine de sources d'eau chaude sur son plancher océanique. Comme la présence de molécules organiques complexes, mais à la composition exacte encore inconnue, ont été détectées dans les jets d'Encelade, ces conditions semblent favorables à l'apparition de la vie. La finesse relative de la couche de glace au pôle Sud pourrait également permettre à une exploration spatiale future d'effectuer des mesures, en particulier radar, bien plus fiables et faciles qu'avec les 40 km de banquise initialement calculés. Encelade a encore bien des secrets à nous révéler !

Note(s):

[1] Avec des chercheurs de l'Université de Prague, de l'Observatoire royal de Belgique et de l'Institut voor Sterrenkunde.

Source(s):

Enceladus's internal ocean and ice shell constrained from Cassini gravity, shape and libration data.
Ondrej Cadek, Gabriel Tobie, Tim Van Hoolst, Marion Masse, Gael Choblet, Axel Lefevre, Giuseppe Mitri, Rose-Marie Baland, Marie Behounkova, Olivier Bourgeois, et Anthony Trinh. Geophysical Research Letters. En ligne le 11 juin 2016.
DOI : http://onlinelibrary.wiley.com/doi/10.1002/2016GL068634/full

Source : Actualités du CNRS-INSU http://www.insu.cnrs.fr/node/5881

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

20 Juin 2016

La jeune géante qui s'est fait une place au soleil

Depuis 20 ans, les exoplanètes qu'on nomme « Jupiters chauds » défient les astronomes. Ces planètes géantes orbitent 100 fois plus près de leur étoile que Jupiter autour du Soleil, et sont donc réchauffées par cette proximité. Mais comment et quand dans leur histoire migrent-elles si près de leur étoile ? Une équipe internationale d'astronomes vient d'annoncer la découverte d'un très jeune Jupiter chaud au voisinage immédiat d'un soleil d'à peine 2 millions d'années – l'équivalent stellaire d'un nourrisson d'une semaine. Cette toute première preuve que les Jupiters chauds apparaissent dès les origines constitue un progrès majeur dans notre compréhension de la formation et de l'évolution des systèmes planétaires. Les travaux, dirigés par des chercheurs de l'Institut de recherche en astrophysique et planétologie (IRAP, CNRS/Université Toulouse III – Paul Sabatier) [1], en collaboration, entre autres [2], avec des collègues de l'Institut de planétologie et d'astrophysique de Grenoble (CNRS/Université Grenoble Alpes) [3], sont publiés le 20 juin 2016 dans la revue Nature.

Vue d'artiste d'une jeune planète géante à proximité immédiate d'une étoile en formation. © Mark Garlick / markgarlick.com.

C'est en scrutant une étoile d'à peine 2 millions d'années, baptisée V830 Tau, qu'une équipe internationale d'astronomes a découvert le plus jeune Jupiter chaud. Après un mois et demi d'observations au cœur de la pouponnière stellaire du Taureau, à 430 années-lumière de la Terre, l'équipe a détecté une variation régulière de la vitesse de l'étoile, révélant la présence d'une planète presque aussi massive que Jupiter, sur une orbite 20 fois plus resserrée que celle de la Terre autour du Soleil. Cette découverte prouve pour la première fois que les Jupiters chauds apparaissent très tôt lors de la phase de formation des systèmes planétaires, et ont donc un impact majeur sur l'architecture de ces derniers.

Dans le système solaire, les petites planètes rocheuses comme la Terre orbitent près du Soleil alors que les géantes gazeuses comme Jupiter et Saturne patrouillent bien plus loin. D'où l'étonnement de la communauté quand les premières exoplanètes détectées se sont révélées des géantes côtoyant leur étoile. Les travaux théoriques nous apprennent que ces planètes ne peuvent se former que dans les confins glacés du disque protoplanétaire donnant naissance à l'étoile centrale et à son cortège de planètes. Certaines d'entre elles migrent vers l'étoile sans y tomber, devenant dès lors des Jupiters chauds.

Les modèles théoriques prédisent une migration soit dans l'enfance des géantes gazeuses, alors qu'elles se nourrissent encore au sein du disque primordial, soit bien plus tard, lorsque les nombreuses planètes formées interagissent et propulsent certaines d'entre elles au voisinage immédiat de l'étoile. Parmi les Jupiters chauds connus, certains possèdent justement une orbite inclinée, voire inversée, suggérant qu'ils ont été précipités vers l'étoile par d'ombrageuses voisines. Cette découverte d'un Jupiter chaud très jeune confirme donc que la migration précoce au sein du disque est bien, elle aussi, opérationnelle dans le cas des planètes géantes.

Le plus jeune Jupiter chaud connu aujourd'hui, détecté autour de l'étoile en formation V830 Tau, évolue dans la toile magnétique de l'étoile (lignes blanches et bleue), ce qui complique la découverte de telles planètes. © Jean-François Donati.

Détecter des planètes autour d'étoiles très jeunes s'avère un vrai défi observationnel, car ces étoiles se révèlent être des monstres en comparaison de notre Soleil : leur intense activité magnétique perturbe en effet la lumière émise par l'étoile d'une façon bien plus marquée que ne peut le faire une éventuelle planète géante, même en orbite rapprochée. L'une des prouesses de l'équipe a été de séparer le signal dû à l'activité de l'étoile de celui engendré par la planète.

Pour cette découverte, l'équipe a utilisé les spectropolarimètres [4]jumeaux ESPaDOnS et Narval, conçus et construits à l'IRAP. ESPaDOnS est installé au télescope Canada-France-Hawaï (TCFH), au sommet du Maunakea, un volcan endormi de la grande île de l'archipel d'Hawaï. Narval est monté quant à lui au télescope Bernard Lyot (TBL - OMP) au sommet du Pic du Midi. L'utilisation combinée de ces deux télescopes et du télescope Gemini d'Hawaï s'est avérée essentielle pour obtenir la continuité requise dans le suivi de V830 Tau. Avec SPIRou et SPIP, les spectropolarimètres infrarouge de nouvelle génération construits à l'IRAP pour le TCFH et le TBL, et dont la mise en service est prévue en 2017 et 2019, les performances seront largement améliorées, ce qui nous permettra d'étudier avec une sensibilité encore accrue la formation des nouveaux mondes.

Note(s):

[1] Ce laboratoire fait partie de l'Observatoire Midi-Pyrénées (OMP).

[2] Les autres organismes ayant contribué à ces travaux sont : CFHT corporation, l'Université de York (Toronto, Canada), l'ESO, l'Université fédérale du Minas Gerais (Brésil), l'Academia sinica (Taïwan), l'Université de Montréal (Canada) et l'Université de St Andrews (Royaume-Uni).

[3] Ce laboratoire fait partie de l'Observatoire des sciences de l'Univers de Grenoble.

[4] En astronomie, un spectropolarimètre sert à mesurer le champ magnétique des étoiles.

Pour en savoir plus:

Des animations sont disponibles (crédit : Jean-François Donati) :

- l'étoile en formation V830 Tau et son champ magnétique ;

- les distorsions du spectre lumineux induites par l'activité de l'étoile (flèche bleue) et par sa planète (flèche verte). La flèche rouge montre les deux effets combinés. L'effet est amplifié d'un facteur 20.

Source(s):

A hot Jupiter orbiting a 2-million-year-old solar-mass T Tauri star,
JF Donati, C Moutou, L Malo, C Baruteau, L Yu, E Hébrard, G Hussain, S Alencar, F Ménard, J Bouvier, P Petit, M Takami, R Doyon, A Collier Cameron. Nature, 20 juin 2016.

Source : Actualités du CNRS-INSU http://www.insu.cnrs.fr/node/5880

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

2016 HO3 est un astéroïde, découvert le 27 Avril 2016, qui est peut-être le quasi-satellite le plus stable de la Terre. Lorsqu'il tourne autour du Soleil, 2016 HO3 semble circuler également autour de la Terre. Il est trop éloigné pour être considéré comme un véritable satellite de notre planète, mais il est le meilleur et le plus stable exemple à ce jour d'un compagnon proche de la Terre, ou quasi-satellite. Un autre astéroïde - 2003 YN107 - a suivi un modèle orbital similaire pendant un certain temps il y a plus de 10 ans, mais il a depuis quitté notre voisinage. Ce nouvel astéroïde est beaucoup plus verrouillé sur nous. Nos calculs indiquent que 2016 HO3 a été un quasi-satellite stable de la Terre depuis près d'un siècle, et il continuera à suivre ce modèle en tant que compagnon de la Terre pendant les siècles à venir. Dans son cheminement annuel autour du Soleil, l'astéroïde 2016 HO3 consacre environ la moitié du temps plus près du soleil que de la Terre et précède notre planète, et environ la moitié du temps plus loin, se laissant devancer. Son orbite est également un peu inclinée, l'amenant à apparaître au-dessus puis au-dessous du plan orbital de la Terre au cours d'une année. En effet, ce petit astéroïde est pris dans un jeu de saute-mouton avec la Terre qui va durer pendant des centaines d'années. L'orbite de l'asteroïde subit également une torsion lente et de va-et-vient sur de multiles décennies. "Les boucles de l'astéroïde autour de la Terre dérivent un peu en avance ou en retard d'une année à l'autre, mais quand elles dérivent trop loin vers l'avant ou vers l'arrière, la gravité de la Terre est juste assez forte pour inverser la dérive et maintenir l'astéroïde afin qu'il ne se promène plus loin qu'environ 100 fois la distance de la Lune", a déclaré Paul Chodas, directeur du Center for Near-Earth Object (NEO) au Jet Propulsion Laboratory à Pasadena, Californie. "Le même effet empêche également l'astéroïde d'approcher plus près d'environ 38 fois la distance de la Lune. En effet, ce petit astéroïde est pris dans une petite danse avec la Terre." L'astéroïde 2016 HO3 a été repéré le 27 Avril, 2016 par le télescope Pan-STARRS 1 sur Haleakala, Hawaii, exploité par l'Institute for Astronomy de l'University of Hawaii et financé par le Planetary Defense Coordination Office de la NASA. La taille de cet objet n'a pas encore été fermement établie, mais elle est probablement comprise entre 40 et 100 mètres. https://en.wikipedia.org/wiki/2016_HO3

17 Juin 2016

Un excès inattendu de planètes géantes au sein d'un amas d'étoiles

Crédit : ESO/L. Calçada

Une équipe internationale d'astronomes a découvert, au sein d'un amas d'étoiles du nom de Messier 67, bien plus de planètes de type Jupiter chaud qu'attendu. Ce surprenant résultat fait suite à l'utilisation de divers télescopes et instruments, parmi lesquels le spectrographe HARPS à l'Observatoire de La Silla de l'ESO au Chili. L'environnement plus dense d'un amas favorise de plus fréquentes interactions entre planètes et étoiles proches, ce qui peut expliquer cet excès de Jupiters chauds.

Vue d'artiste d'une exoplanète de type Jupiter chaud au sein de l'amas d'étoiles Messier 67 - Crédit : ESO/L. Calçada

Une équipe chilienne, brésilienne et européenne emmenée par Roberto Saglia de l'Institut Max Planck dédié à la Physique Extraterrestre, Garching, Allemagne, et Luca Pasquini de l'ESO, ont collecté, plusieurs années durant, des mesures très précises concernant 88 étoiles de Messier 67 [1]. Cet amas ouvert d'étoiles a le même âge que le Soleil, et notre Système Solaire est probablement issu d'un environnement de densité semblable [2].

Afin de détecter les signatures de planètes géantes dotées de courtes périodes orbitales, et notamment l'oscillation stellaire générée par la présence d'un objet massif situé à proximité – une planète de type Jupiter chaud en l'occurrence, l'équipe a utilisé divers instruments [3] dont HARPS. La signature d'un Jupiter chaud est ainsi apparue sur trois des étoiles de l'amas. Ces signatures s'ajoutent aux preuves antérieures de l'existence de plusieurs autres planètes.

Un Jupiter chaud est une exoplanète géante dont la masse est supérieure au tiers de celle de Jupiter. Elles sont qualifiées de “chaudes” parce qu'elles orbitent à proximité de leurs étoiles hôtes, comme en témoignent leurs périodes orbitales inférieures à dix jours. En ce sens, elles diffèrent notablement de “notre” Jupiter, dont la révolution autour du Soleil avoisine les 12 années terrestres et dont la température de surface est inférieure à celle de la Terre [4].

“Nous souhaitons utiliser un amas ouvert d'étoiles comme un laboratoire afin de sonder les propriétés des exoplanètes et de tester la validité des théories de formation planétaire” explique Roberto Saglia. “Dans le cas présent, de nombreuses étoiles sont probablement entourées de planètes. En outre, Messier 67 constitue un environnement dense, au sein duquel les systèmes solaires ont dû se former”.

L'étude montre que les Jupiters chauds sont plus nombreux à orbiter autour d'étoiles de l'amas Messier 67 qu'autour d'étoiles situées hors amas. “Ce résultat est particulièrement surprenant”, s'enthousiasme Anna Brucalassi, qui a conduit l'analyse. “Les nouveaux résultats indiquent que 5% des étoiles de Messier 67 sont entourées de Jupiters chauds – ce taux est de 1% pour les étoiles hors amas.”

Aux dires des astronomes, il est hautement improbable que ces géantes exotiques se soient formées à l'endroit précis où nous les détectons aujourd'hui, les conditions régnant à si grande proximité de leur étoile hôte ne favorisant pas la formation de planètes de type Jupiter. Il semblerait plutôt qu'elles se soient formées à plus grande distance, comme ce fut probablement le cas de Jupiter, puis qu'elles aient migré en direction de leur étoile hôte. Jadis froides et distantes, ces exoplanètes géantes sont à présent beaucoup plus chaudes. La raison de leur migration vers l'intérieur de leur système solaire pose question.

Plusieurs scénari sont envisageables. Toutefois, les auteurs attribuent préférentiellement cette migration aux interactions gravitationnelles avec des étoiles voisines, voire avec des planètes de systèmes solaires voisins. L'environnement proche peut effectivement avoir un impact non négligeable sur l'évolution d'un système solaire.

Dans un amas tel que Messier 67, constitué d'étoiles situées à plus grande proximité qu'à l'accoutumé, de telles rencontres seraient bien plus fréquentes, ce qui expliquerait la densité particulièrement élevée de Jupiters chauds.

Luca Pasquini de l'ESO, co-auteur et co-directeur de cette étude, revient sur l'histoire récente de la chasse aux exoplanètes au sein d'amas : “Voici quelques années, aucun Jupiter chaud n'avait encore été détecté au sein d'amas ouverts. En l'espace de trois ans, nous sommes passés d'une absence totale de planète de ce type … à un excès !”

Note :

[1] Parce que certaines des 88 étoiles composant l'échantillon initial présentaient un caractère binaire ou ne se prêtaient pas à cette analyse, elles en furent exclues. Cette nouvelle étude se focalise donc sur un sous-groupe constitué de 66 étoiles.

[2] Au contraire de Messier 67, l'amas au sein duquel s'est formé notre Soleil a dû se dissiper il y a bien longtemps, laissant le Soleil évoluer seul.

[3] Des spectres obtenus à partir du Spectrographe de Haute Résolution du Télescope Hobby-Eberly au Texas, Etats-Unis, ont également été utilisés ainsi que ceux réalisés avec le spectrographe Sophie de l'Observatoire de Haute Provence, en France.

[4] 51 Pegasi b, la toute première exoplanète découverte à proximité d'une étoile de type Soleil, était également un Jupiter chaud. A l'époque, ce résultat surprit les astronomes, qui s'attendaient à observer des systèmes planétaires semblables au nôtre, dotés de planètes massives situées en périphérie.

Plus d'informations :

Ce travail de recherche a fait l'objet d'un article intitulé “Search for giant planets in M67 III: excess of Hot Jupiters in dense open clusters”, par A. Brucalassi et al., à paraître dans la revue Astronomy & Astrophysics.

L'équipe est composée de A. Brucalassi (Institut Max Planck dédié à la Physique Extraterrestre, Garching, Allemagne; Observatoire de l'Université de Munich, Allemagne), L. Pasquini (ESO, Garching, Allemagne), R. Saglia (Institut Max Planck dédié à la Physique Extraterrestre, Garching, Allemagne; Observatoire de l'Université de Munich, Allemagne), M.T. Ruiz (Université du Chili, Santiago, Chili), P. Bonifacio (GEPI, Observatoire de Paris, CNRS, Univ. Paris Diderot, Meudon, France), I. Leão (ESO, Garching, Allemagne; Université Fédérale de Rio Grande do Norte, Natal, Brésil), B.L. Canto Martins (Université Fédérale de Rio Grande do Norte, Natal, Brésil), J.R. de Medeiros (Université Fédérale de Rio Grande do Norte, Natal, Brésil), L. R. Bedin (INAF-Observatoire Astronomique de Padoue, Padoue, Italie) , K. Biazzo (INAF-Obsevatoire Astronomique de Catane, Catane, Italie), C. Melo (ESO, Santiago, Chili), C. Lovis (Observatoire de Genève, Sauverny, Suisse) et S. Randich (INAF-Observatoire d'Astrophysique d'Arcetri, Florence, Italie).

Liens :

- Communiqué de Presse sur les premiers résultats concernant Messier 67

- Photos d'HARPS

- Photos de La Silla

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/news/eso1621/?lang

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

16 Juin 2016

ALMA observe l'oxygène le plus lointain jamais détecté

Crédit : NAOJ

Une équipe d'astronomes a détecté, au moyen du Vaste Réseau (Sub-)Millimétrique de l'Atacama (ALMA), de l'oxygène en émission au sein d'une lointaine galaxie observée telle qu'elle était 700 millions d'années seulement après le Big Bang. Il s'agit de la galaxie la plus distante dans laquelle de l'oxygène a été détecté sans ambiguïté aucune, sans doute ionisé par l'intense rayonnement en provenance de jeunes étoiles géantes. Cette galaxie pourrait être l'une des sources de la réionisation cosmique survenue au début de l'Univers.

Diagramme d'évolution de l'Univers - Crédit : NAOJ

Des astronomes d'origines japonaise, suédoise, britannique et de l'ESO ont observé, au moyen du Vaste Réseau (Sub-)Millimétrique de l'Atacama (ALMA), l'une des galaxies les plus distantes connues à ce jour. SXDF-NB1006-2 se situe à un redshift de 7.2, ce qui signifie qu'elle nous apparaît telle qu'elle était 700 millions d'années seulement après le Big Bang.

L'équipe était partie à la recherche d'éléments chimiques lourds [1] au sein de cette galaxie, susceptibles de nous renseigner sur le taux de formation stellaire, et donc sur cette période de l'histoire de l'Univers baptisée réionisation cosmique.

“La quête d'éléments lourds dans l'Univers jeune permet de déterminer le taux de formation stellaire à cette époque” détaille Akio Inoue de l'Université d'Osaka Sangyo au Japon, principal auteur de l'article de recherche à paraître dans la revue Science. “L'étude des éléments chimiques lourds nous renseigne par ailleurs sur le processus de formation des galaxies ainsi que sur les causes de la réionisation cosmique”, ajoute-t-il.

Avant que les premières structures gravitationnelles n'apparaissent, l'Univers était constitué de gaz neutre. Puis, lorsque les premiers objets ont commencé à briller, quelques centaines de millions d'années après le Big Bang, leur intense rayonnement rompit la neutralité des atomes de ce gaz, en l'ionisant. Au cours de cette phase, baptisée réionisation cosmique, l'Univers dans son intégralité se transforma radicalement. Le type d'objets responsables de la réionisation suscite aujourd'hui encore de nombreux débats. L'étude des conditions régnant au sein des galaxies les plus lointaines constitue une sérieuse piste de réflexion.

Avant d'observer cette lointaine galaxie, les astronomes ont effectué des simulations numériques dans le but d'estimer la probabilité d'y observer de l'oxygène ionisé grâce à ALMA. Ils ont également pris en compte des résultats d'observation de semblables galaxies situées à bien plus grande proximité de la Terre, et conclurent que les raies d'émission de l'oxygène ionisé pourraient être détectables, même à si grande distance [2].

Sur la base de ces éléments, ils ont effectué des observations d'une grande résolution au moyen d'ALMA [3] et détecté un rayonnement en provenance du gaz d'oxygène ionisé présent dans SXDF-NB1006-2. Il s'agit de la détection d'oxygène ionisé la plus lointaine jamais réalisée avec succès et sans la moindre ambiguïté [4]. Elle atteste de la présence d'oxygène dans l'Univers jeune, âgé seulement de 700 millions d'années.

Il est apparu que l'oxygène était dix fois moins abondant dans SXDF-NB1006-2 qu'il ne l'est dans le Soleil. “Cette faible abondance s'explique par le fait que l'Univers était encore jeune à cette époque et que la formation stellaire n'en était qu'à ses balbutiements”, précise Naoki Yoshida de l'Université de Tokyo. “Nos simulations ont effectivement prédit une abondance dix fois moindre que celle du Soleil. Un autre résultat s'est toutefois avéré inattendu : la très faible quantité de poussière”.

The team was unable to detect any emission from carbon in the galaxy, suggesting that this young galaxy contains very little un-ionised hydrogen gas, and also found that it contains only a small amount of dust, which is made up of heavy elements. “Something unusual may be happening in this galaxy,” said Inoue. “I suspect that almost all the gas is highly ionised.”

L'équipe n'a pas été en mesure de détecter la moindre raie d'émission du carbone au sein de cette galaxie, ce qui signifie que cette jeune galaxie renferme très peu de gaz d'hydrogène non ionisé. En outre, il est apparu qu'elle ne contenait qu'une faible quantité de poussière, riche en éléments lourds. “Quelque chose d'inhabituel doit se produire au sein de cette galaxie”, ajoute Inoue. “J'ai le sentiment que la plupart du gaz est hautement ionisé”.

La détection d'oxygène ionisé révèle que de nombreuses étoiles très brillantes, des dizaines de fois plus massives que le Soleil, sont nées au sein de cette galaxie et émettent un intense rayonnement ultraviolet, responsable de l'ionisation des atomes d'oxygène.

L'absence de poussière au sein de cette galaxie permet à l'intense rayonnement ultraviolet de s'échapper et d'ioniser de vastes quantités de gaz situé à l'extérieur de la galaxie. Ainsi donc, “SXDF-NB1006-2 constituerait un exemple de sources lumineuses responsables de la réionisation cosmique”, conclut Inoue.

“This is an important step towards understanding what kind of objects caused cosmic reionisation,” explained Yoichi Tamura of the University of Tokyo. “Our next observations with ALMA have already started. Higher resolution observations will allow us to see the distribution and motion of ionised oxygen in the galaxy and provide vital information to help us understand the properties of the galaxy.”

“Ce résultat offre une importante clé de compréhension du type d'objets impliqués dans la réionisation cosmique” ajoute Yoichi Tamura de l'Université de Tokyo. “Notre nouvelle campagne d'observations avec ALMA a d'ores et déjà commencé. Des observations dotées d'une résolution plus élevée nous permettront de connaître la distribution ainsi que le mouvement des atomes d'oxygène ionisé au sein de la galaxie et nous fourniront des éléments indispensables à la compréhension des propriétés de cette galaxie”.

Note :

[1] Dans le domaine de l'astronomie, les éléments chimiques plus lourds que le lithium sont considérés comme des éléments lourds.

[2] AKARI, le satellite japonais d'observation du ciel dans l'infrarouge, a détecté une raie d'émission de l'oxygène particulièrement intense dans le Grand Nuage de Magellan, dont l'environnement présente des caractéristiques semblables à celle de l'Univers jeune.

[3] La longueur d'onde de la raie d'émission de l'oxygène doublement ionisé est de 0,088 millimètres. Toutefois, en raison de l'expansion de l'Univers, la longueur d'onde de l'émission en provenance de SXDF-NB1006-2 s'est trouvée décalée à 0,725 millimètres, ce qui a permis de la détecter au moyen d'ALMA.

[4] Des travaux antérieurs menés par Finkelstein et al suggéraient la présence d'oxygène à une époque légèrement antérieure. Contrairement à la présente étude, ils ne se basaient toutefois pas sur la détection directe d'une raie en émission.

Plus d'informations :

Ce travail de recherche a fait l'objet d'un article intitulé “Detection of an oxygen emission line from a high redshift galaxy in the reionization epoch” par Inoue et al., paru au sein de la revue Science.

L'équipe est composée de Akio Inoue (Université d'Osaka Sangyo, Japon), Yoichi Tamura (Université de Tokyo, Japon), Hiroshi Matsuo (NAOJ / Université des Hautes Etudes, Japon), Ken Mawatari (Université d'Osaka Sangyo, Japon), Ikkoh Shimizu (Université d'Osaka, Japon), Takatoshi Shibuya (Université de Tokyo, Japon), Kazuaki Ota (Université de Cambridge, Royaume-Uni), Naoki Yoshida (Université de Tokyo, Japon), Erik Zackrisson (Université d'Uppsala, Suède), Nobunari Kashikawa (NAOJ / Université des Hautes Etudes, Japon), Kotaro Kohno (Université de Tokyo, Japon), Hideki Umehata (SO, Garching, Allemagne; Université de Tokyo, Japon), Bunyo Hatsukade (NAOJ, Japon), Masanori Iye (NAOJ, Japon), Yuichi Matsuda (NAOJ / Université des Hautes Etudes, Japon), Takashi Okamoto (Université d'Hokkaido, Japon) et Yuki Yamaguchi (Université de Tokyo, Japon).

Le Vaste Réseau (Sub-)Millimétrique de l'Atacama (ALMA), une installation astronomique internationale, est le fruit d'un partenariat entre l'ESO, la U.S. National Science Foundation (NSF) et le National Institutes of Natural Sciences (NINS) du Japon en coopération avec le Chili. ALMA est financé par l'Observatoire Européen Austral (ESO) pour le compte de ces Etats membres, la NSF en coopération avec le National Research Council du Canada (NRC), le National Science Council of Tawain (NSC) et le NINS en coopération avec l'Academia Sinica (AS) in Taiwan et le Korea Astronomy and Space Science Institute (KASI).

La construction et la gestion d'ALMA sont supervisées par l'ESO pour le compte de ses Etats membres, par le National Radio Astronomy Observatory (NRAO), dirigé par Associated Universities, Inc (AUI) en 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.

Liens :

[1] Annoncée le 11 février 2016 après plusieurs mois d'analyses et de vérifications minutieuses, elle avait été enregistrée par les détecteurs LIGO le 14 septembre 2015.

- Photos d'ALMA

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/news/eso1620/?lang

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

16 Juin 2016

Ondes gravitationnelles : et de deux !

Joli cadeau de Noël pour les scientifiques des collaborations LIGO et Virgo : le 26 décembre 2015, les détecteurs Advanced LIGO ont enregistré un nouveau signal d'ondes gravitationnelles, trois mois après la première détection [1]. Cette fois encore, le signal – une infime déformation de l'espace-temps – provient de la « valse » finale de deux trous noirs qui finissent par fusionner, un phénomène appelé coalescence. Cette deuxième observation confirme que ce type d'événements cataclysmiques est relativement fréquent et augure d'autres détections à partir de fin 2016, lorsque redémarreront, après des travaux d'amélioration, les détecteurs Advanced LIGO (aux Etats-Unis) et Advanced Virgo (en Italie). De quoi en apprendre davantage sur les couples de trous noirs, ces astres si compacts que ni lumière, ni matière ne peuvent s'en échapper. Cette découverte, réalisée par une collaboration internationale comprenant des équipes du CNRS, est annoncée le 15 juin 2016 pendant la conférence de l'American Astronomical Society, à San Diego, et fait l'objet d'une publication dans la revue Physical Review Letters.

Trois mois après l'annonce d'une première détection, les scientifiques des collaborations LIGO et Virgo présentent une deuxième observation de la coalescence de deux trous noirs, révélée par les ondes gravitationnelles émises lors de cet événement. Bien que le signal soit plus faible que le premier, cette deuxième détection est aussi confirmée avec plus de 99,99999 % de confiance.

De gauche à droite : les deux détecteurs LIGO (à Hanford et Livingston, États-Unis) et le détecteur Virgo (Cascina, Italie). © LIGO Laboratory (deux premières photos) et Virgo / Nicola Baldocchi 2015.

Les trous noirs sont le stade ultime de l'évolution des étoiles les plus massives. Il arrive que certains évoluent en couple. Ils orbitent alors l'un autour de l'autre et se rapprochent lentement en perdant de l'énergie sous forme d'ondes gravitationnelles, jusqu'à un point où le phénomène s'accélère brusquement ; ils finissent par fusionner en un trou noir unique. C'est ce tourbillon final qui a été observé le 26 décembre 2015, permettant de déduire que la masse des trous noirs était 8 et 14 fois celle du Soleil (contre 29 et 36 pour la première détection, du 14 septembre 2015). Comme les trous noirs étaient plus légers, leur rapprochement a été moins rapide (le signal dure environ une seconde, contre 0,2 seconde pour le précédent). Le nombre d'orbites observées avant la fusion est donc beaucoup plus important que lors de la première observation, ce qui permet de tester de manière différente et complémentaire la théorie de la relativité générale élaborée par Albert Einstein. Cet événement s'est produit à environ 1,4 milliard d'années-lumière de la Terre ; autrement dit, les ondes gravitationnelles se sont propagées dans l'espace pendant 1,4 milliard d'années avant d'être décelées par les deux détecteurs d'Advanced LIGO, situés en Louisiane et dans l'État de Washington (États-Unis).

Ce deuxième évènement confirme que les couples de trous noirs sont relativement abondants. L'analyse complète des données collectées par les détecteurs LIGO entre septembre 2015 et janvier 2016 laisse d'ailleurs penser qu'un troisième événement de ce type a pu être observé, le 12 octobre – avec cependant un degré de certitude moindre.

A terme, l'analyse de ce genre d'observations pourra permettre de comprendre l'origine des couples de trous noirs : sont-ils issus d'un couple d'étoiles ayant chacune évolué en trou noir ou un trou noir est-il capturé par l'autre ? Pour cela, il faudra un échantillon d'observations plus conséquent – ce que promettent les redémarrages d'Advanced LIGO puis d'Advanced Virgo, à l'automne 2016. En effet, comme l'a démontré la première période de prise de données des détecteurs Advanced LIGO, les ondes gravitationnelles deviennent un nouveau moyen d'explorer l'Univers et l'interaction fondamentale qu'est la gravitation.

LIGO (Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory) est un observatoire dédié aux ondes gravitationnelles composé de deux interféromètres identiques, situés aux Etats-Unis. La version améliorée de ces détecteurs (Advanced LIGO) a redémarré en septembre 2015. Autour de ces instruments s'est constituée la collaboration scientifique LIGO. Elle travaille main dans la main avec la collaboration Virgo, constituée autour du détecteur du même nom, installé à Pise. En effet, depuis 2007, les scientifiques des deux groupes analysent en commun les données et signent ensemble les découvertes. Advanced Virgo devrait redémarrer d'ici fin 2016.

Autour de LIGO s'est constituée la collaboration scientifique LIGO (LIGO Scientific Collaboration, LSC), un groupe de plus de 1000 scientifiques travaillant dans des universités aux Etats-Unis et dans 14 autres pays. Au sein de la LSC, plus de 90 universités et instituts de recherche réalisent des développements technologiques pour les détecteurs et analysent les données collectées. Le réseau de détecteurs de la LSC comporte les interféromètres LIGO et le détecteur GEO600.

Les chercheurs travaillant sur Virgo sont regroupés au sein de la collaboration du même nom, comprenant plus de 250 physiciens, ingénieurs et techniciens appartenant à 19 laboratoires européens dont 6 au Centre national de la recherche scientifique (CNRS) en France, 8 à l'Istituto Nazionale di Fisica Nucleare (INFN) en Italie et 2 à Nikhef aux Pays-Bas. Les autres laboratoires sont Wigner RCP en Hongrie, le groupe POLGRAW en Pologne, et EGO (European Gravitational Observatory), près de Pise, en Italie, où est implanté l'interféromètre Virgo.

La publication scientifique des collaborations LIGO et Virgo annonçant cette observation est cosignée par 72 scientifiques de six équipes du CNRS et d'universités associées :

- le laboratoire Astroparticule et cosmologie (CNRS/Université Paris Diderot/CEA/Observatoire de Paris), à Paris ;

- le laboratoire Astrophysique relativiste, théories, expériences, métrologie, instrumentation, signaux (CNRS/Observatoire de la Côte d'Azur/Université Nice Sophia Antipolis), à Nice ;

- le Laboratoire de l'accélérateur linéaire (CNRS/Université Paris-Sud), à Orsay ;

- le Laboratoire d'Annecy-le-Vieux de physique des particules (CNRS/Université Savoie Mont Blanc), à Annecy-le-Vieux ;

- le Laboratoire Kastler Brossel (CNRS/UPMC/ENS/Collège de France), à Paris ;

- le Laboratoire des matériaux avancés (CNRS), à Villeurbanne.

Note(s):

Pour en savoir plus:

- « LIGO-Virgo : nouvelles collisions détectées », article de CNRS le Journal, 15 juin 2016

Retour sur la première détection d'ondes gravitationnelles :

- notre dossier de presse

- « On a détecté des ondes gravitationnelles ! », article de CNRS le Journal, 11 février 2016

- « Ondes gravitationnelles: les détecteurs de l'extrême », film de CNRS le Journal, 11 février 2016

Une sélection de photos sur Virgo, par la photothèque du CNRS.

Source(s):

GW151226: Observation of Gravitational Waves from a 22 Solar-mass Binary Black Hole Coalescence,
the LIGO Scientific Collaboration and the Virgo Collaboration. Physical Review Letters, en ligne le 15 juin 2016.

Binary Black Hole Mergers in the first Advanced LIGO Observing Run,
the LIGO Scientific Collaboration and the Virgo Collaboration. En ligne sur ArXiv le 16 juin 2016.

Source : Actualités du CNRS-INSU http://www.insu.cnrs.fr/node/5878

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

16 Juin 2016

« Siphonner » une étoile : reconstitution par laser

Une collaboration internationale est parvenue à reproduire, en laboratoire, les phénomènes physiques extrêmes observés dans des systèmes de deux étoiles qualifiées de « variables cataclysmiques magnétiques ». Dans ces systèmes, une « naine blanche », étoile extrêmement dense, aspire par gravitation la matière d'une seconde étoile voisine qui émet alors un rayonnement très énergétique lorsqu'elle atteint la surface de l'étoile dense. Pour reproduire ces phénomènes en laboratoire, les chercheurs ont utilisé le laser de puissance Orion basé au Royaume-Uni qui leur a permis de vaporiser une cible millimétrique sur un temps très court (un milliardième de seconde) pour créer des phénomènes équivalents à ceux qui se produisent aux pôles d'une naine blanche. La collaboration, qui a mobilisé les compétences du CEA, de l'École polytechnique, du CNRS, de l'Observatoire de Paris, de l'Université Paris Diderot et de l'Université Pierre et Marie Curie, publie ces résultats dans Nature Communications lundi 13 juin.

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Schéma de l'attraction de matière exercée par une naine blanche (à droite) sur une étoile voisine (à gauche). La matière « aspirée » forme une colonne d'accrétion, qui se concentre au niveau du pôle magnétique de la naine blanche. © Animea/F. Durillon. Pour voir une simulation de ce phénomène : http://irfu.cea.fr/Sap/Phocea/Video/index.php?id=238

À gauche : Vision d'artiste de la région du pôle de la naine blanche. L'étoile est surmontée d'une colonne d'accrétion, d'une hauteur de l'ordre de 1000 kilomètres, dans laquelle la matière (plasma) vient percuter la surface de l'étoile. À droite : Dans l'expérience de laboratoire, le plasma produit par le laser est canalisé par un tube d'une longueur de quelques millimètres. Il vient percuter un obstacle en acier produisant un choc qui construit une colonne d'accrétion. La partie gauche représente la radiographie X du gaz chaud, la partie droite la simulation numérique sur ordinateur. © Cross/Oxford Univ.

Source(s):

Laboratory analogue of a supersonic accretion column in a binary star system,
Cross, J. E. et al., . Nature Communications 15/06/2016 doi: 10.1038/ncomms11899 (2016)

Source : Actualités du CNRS-INSU http://www.insu.cnrs.fr/node/5877

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Première poignée de main de la vie : molécule chirale détectée dans l'espace interstellaire : Comme une paire de mains humaines, certaines molécules organiques ont des versions d'image inversée d'elles-mêmes, une propriété chimique appelée chiralité. Ces molécules dites « chirales » sont essentielles pour la biologie et ont curieusement été trouvées dans des météorites sur la Terre et des comètes de notre Système solaire. Aucune, toutefois, n'a été détectée dans les vastes étendues de l'espace interstellaire, jusqu'à présent.

15 Juin 2016

Du méthanol détecté pour la première fois au sein d'un disque protoplanétaire

Crédit : ESO/M. Kornmesser

Le vaste Réseau (Sub-)Millimétrique de l'Atacama (ALMA) a détecté du méthanol ou alcool méthylique, une molécule organique, au sein du disque protoplanétaire de TW Hydrae. Il s'agit de la toute première détection de ce composé au sein d'un disque de planètes en formation. Le méthanol est la seule molécule organique complexe jamais détectée au cœur de tels disques qui dérive, sans ambiguïté aucune, d'une forme de glace. Sa détection permet aux astronomes de mieux comprendre les processus chimiques impliqués dans la formation des systèmes planétaires et conduisant à la création des ingrédients nécessaires à l'apparition de la vie.

Vue d'artiste du disque qui entoure la jeune étoile TW Hydrae - Crédit : ESO/M. Kornmesser

Le disque protoplanétaire qui entoure la jeune étoile TW Hydrae se situe non loin de la Terre, à quelque 170 années-lumière. Sa proximité en fait une cible idéale pour les astronomes impliqués dans l'étude de tels disques. En outre, ce système présente de grandes similitudes avec notre Système Solaire tel qu'il était aux premiers instants de sa formation, voilà plus de quatre milliards d'années.

Le Vaste Réseau (Sub-)Millimétrique de l'Atacama (ALMA) constitue, à l'heure actuelle, l'observatoire le plus puissant et par conséquent le plus apte à cartographier la composition chimique ainsi que la distribution spatiale de gaz froid au sein de disques situés non loin de la Terre. Ce potentiel unique vient d'être exploité par un groupe d'astronomes mené par Catherine Walsh (Observatoire de Leiden, Pays-Bas) dans le but d'étudier la chimie du disque protoplanétaire de TW Hydrae.

Les observations d'ALMA ont pour la toute première fois révélé la présence de méhanol gazeux (CH₃OH) au sein d'un disque protoplanétaire. Le méthanol, un dérivé du méthane, figure parmi les molécules organiques complexes les plus grandes détectées dans un disque à ce jour. Mettre en évidence sa présence au sein d'objets situés au stade pré-planétaire constitue une étape importante dans la compréhension du mécanisme d'incorporation de molécules organiques au sein des protoplanètes.

En outre, le méthanol constitue l'un des éléments de base d'espèces plus complexes, tels les composés d'acides aminés impliqués dans la chimie prébiotique. En conséquence, le méthanol joue un rôle fondamental dans la mise en place d'une chimie organique élaborée, nécessaire à l'apparition de la vie.

Catherine Walsh, auteur principal de l'étude, revient sur cette découverte : “Détecter du méthanol au sein d'un disque protoplanétaire témoigne du potentiel unique d'ALMA, de sa capacité à sonder le réservoir de glace organique complexe dans les disques, et nous permet, pour la toute première fois, de mieux comprendre l'origine de la complexité chimique d'un site de formation planétaire autour d'une jeune étoile semblable au Soleil.”

La découverte de méthanol gazeux au sein d'un disque protoplanétaire revêt une importance cruciale dans le domaine de l'astrochimie. A la différence des autres espèces chimiques détectées dans l'espace, la création de méthanol ne résulte pas d'un simple processus chimique en phase gazeuse ni de la combinaison d'une formation à la fois en phase gazeuse et en phase solide. Le méthanol est un composé organique complexe qui se forme uniquement en phase glacée, au travers de réactions de surface sur des grains de poussière.

La finesse des observations d'ALMA a permis aux astronomes de cartographier le méthanol gazeux sur l'ensemble du disque de TW Hydrae. Un motif en forme d'anneau est apparu, ainsi qu'une émission significative à proximité de l'étoile centrale [1].

L'observation de méthanol en phase gazeuse, combinée aux informations relatives à sa distribution spatiale, indiquent que le méthanol s'est formé sur les grains de glace du disque, puis a été libéré sous forme gazeuse. Cette première observation permet de mieux comprendre la transition du méthanol de la phase glacée à la phase gazeuse [2], et plus généralement, les processus chimiques à l'œuvre au sein des environnements astrophysiques [3].

Ryan A. Loomis, l'un des co-auteurs de l'étude, ajoute : “La présence de méthanol gazeux dans le disque indique clairement l'existence de processus organiques complexes aux tous premiers stades de la formation d'étoiles et de planètes. Ce résultat a des implications sur notre compréhension du processus d'accumulation de matière organique au sein de très jeunes systèmes planétaires.”

Cette première détection réussie de méthanol froid en phase gazeuse dans un disque protoplanétaire signifie que la chimie des glaces au sein de disques peut désormais être explorée, ce qui ouvre la voie à de futures études de la chimie organique complexe à l'œuvre dans les sites de formation planétaire. Dans la chasse aux exoplanètes susceptibles d'abriter la vie, les astronomes disposent désormais d'un nouvel outil puissant.

Note :

[1] Les données d'ALMA indiquent l'existence d'un anneau de méthanol situé entre 30 et 100 unités astronomiques (UA). S'ensuit l'hypothèse selon laquelle l'essentiel du réservoir de glace du disque se situe sur les grains de poussière les plus gros (jusqu'à quelques millimètres), à l'intérieur des 50 UA, où il s'est découplé du gaz, puis il a dérivé radialement vers l'intérieur du disque, en direction de l'étoile.

[2] Dans le cadre de cette étude, l'équipe a envisagé d'autres mécanismes que la désorption thermique (libération de méthanol à des températures supérieures à sa température de sublimation), parmi lesquels figurent la photodésorption par des photons utraviolets et la désorption réactive. L'acquisition de données plus détaillées au moyen d'ALMA devrait permettre de définitivement trancher parmi les différents scenari.

[3] La variation radiale des espèces chimiques dans la composition centrale du disque, en particulier la localisation des neiges éternelles, sont essentielles pour la compréhension de la chimie des planètes naissantes. Les neiges éternelles marquent la frontière au-delà de laquelle une espèce chimique volatile donnée se retrouve piégée (gelée) sur les grains de poussière. Par ailleurs, la détection de méhanol au sein des régions externes plus froides du disque indique que cette molécule est capable de s'échapper des grains à des températures bien inférieures à sa température de sublimation, requise pour donner lieu à une désorption thermique.

Plus d'informations :

Ce travail de recherche a fait l'objet d'un article intitulé “First detection of gas-phase methanol in a protoplanetary disk”, par Catherine Walsh et al., paru au sein de la revue Astrophysical Journal, Volume 823, Number 1.

L'équipe est composée de Catherine Walsh (Observatoire de Leiden, Université de Leiden, Leiden, Pays-Bas), Ryan A. Loomis (Centre d'Astrophysique Harvard-Smithson, Cambridge, Massachusetts, Etats-Unis), Karin I. Öberg (Centre d'Astrophysique Harvard-Smithson, Cambridge, Massachusetts, Etats-Unis), Mihkel Kama (Observatoire de Leiden, Université de Leiden, Leiden, Pays-Bas), Merel L. R. van't Hoff (Observatoire de Leiden, Université de Leiden, Leiden, Pays-Bas), Tom J. Millar (Ecole de Mathématique et de Physique, Université de la Reine de Belfast, Belfast, Royaume-Uni), Yuri Aikawa (Centre de Calcul Scientifique, Université de Tsukuba, Tsukuba, Japon), Eric Herbst (Départements de Chimie et d'Astronomie, Université de Virginie, Charlottesville, Virginie, Etats-Unis), Susanna L. Widicus Weaver (Département de Chimie, Université Emory, Atlanta, Géorgie, Etats-Unis) et Hideko Nomura (Département des Sciences de la Terre et des Planètes, Institut de Technologie de Tokyo, Tokyo, Japon).

Liens :

- Observations antérieures d'ALMA de composants organiques au sein de disques

- Photos d'ALMA

- Autres Communiqués de Presse relatifs à ALMA

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/news/eso1619/?lang

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

14 Juin 2016

L'étoile glouton peut détenir des indices sur la formation de planète

Illustration Credit: NASA and JPL-Caltech

En 1936, les astronomes ont observé des signes que la jeune étoile FU Orionis avait commencé à engloutir la matière de son disque environnant de gaz et de poussière avec une voracité soudaine. Au cours d'une crise de boulimie de trois mois, comme la matière s'est transformée en énergie, l'étoile est devenue 100 fois plus lumineuse, réchauffant le disque autour d'elle à des températures pouvant atteindre 12.000 degrés Fahrenheit. L'illumination est l'événement le plus extrême du genre qui a été confirmé autour d'une étoile de la taille du Soleil, et peut avoir des répercussions sur la façon dont les étoiles et les planètes se forment. La cuisson intense du disque environnant de l'étoile a probablement changé sa chimie, modifiant de façon permanente le matériel qui pourrait un jour se transformer en planètes. FU Orionis est encore en train de dévorer le gaz à ce jour, mais pas aussi rapidement.

Les observations en lumière visible de FU Orionis, qui est à environ 1.500 années-lumière de la Terre, dans la constellation d'Orion, ont montré aux astronomes que l'extrême luminosité de l'étoile a commencé à faiblir lentement après sa première salve en 1936. Mais pour comprendre la relation entre l'étoile et le disque environnant, et pour savoir ce que l'étoile était encore en train de grignoter, les astronomes ont combiné des données infrarouges du télescope spatial Spitzer de la NASA et de SOFIA (Stratospheric Observatory for Infrared Astronomy), le plus grand observatoire dans les airs du monde, qui est détenu conjointement par la NASA et le Centre aérospatial allemand. Ils ont constaté que FU Orionis avait poursuivi sa vorace collation après l'événement initial d'illumination, mangeant l'équivalent de 18 Jupiters sur les 80 années suivantes. Ils prédisent également que FU Orionis sera à court de matière chaude à grignoter dans quelques centaines d'années. À ce moment-là, l'étoile sera de retour à l'état où elle se trouvait avant le spectaculaire événement d'illumination de 1936.

Science Credit: NASA, JPL-Caltech, and J. Green (STScI)

Illustration Credit: NASA and JPL-Caltech

Pour les images et pour en savoir plus sur FU Orionis et Spitzer et SOFIA, visitez : http://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?release=2016-151

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2016/21/

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=C%2F2016%20K1;old=0;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

13 Juin 2016

Comètes C/2016 K1 (LINEAR), P/2010 N1 = 2016 GE216 (WISE)

Nouvelles du Ciel

C/2016 K1 (LINEAR)

Un objet ayant l'apparence d'un astéroïde, découvert sur les images CCD prises le 31 Mai 2016 avec le Space Surveillance Telescope de 3.5-m f/1 sur Atom Peak (White Sands Missile Range, NM, USA) dans le cadre du programme de recherche LINEAR, a révélé sa nature cométaire lors d'observations de suivi par de nombreux astrométristes après publication sur la page NEOP (NEO Confirmation Page) du Minor Planet Center.

Les éléments orbitaux paraboliques préliminaires de la comète C/2016 K1 (LINEAR) indiquent un passage au périhélie le 14 Juillet 2016 à une distance d'environ 2,2 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K16/K16L34.html (MPEC 2016-L34)

http://remanzacco.blogspot.fr/2016/06/new-comet-c2016-k1-linear.html

P/2010 N1 = 2016 GE216 (WISE)

Un objet ayant l'apparence d'un astéroïde découvert par PanSTARRS le 20 Avril 2016 a été relié à des observations précédentes et a reçu la désignation de GE216 en tant que planète mineure. Les images de PanSTARRS prises début Juin suggèrent qu'il pourrait s'agir d'une comète. Après la réception de ce rapport par le Minor Planet Center, Erwin Schwab a signalé la redécouverte de la comète P/2010 N1 (WISE) et a noté plus tard l'identité avec l'astéroide.

La comète P/2010 N1 (WISE), découverte le 05 Juillet 2010 dans le cadre de la mission WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer), avait été observée pour la dernière fois le 09 Août 2010.

Les éléments orbitaux de la comète P/2010 N1 = 2016 GE216 (WISE) indiquent un passage au périhélie le 13 Juillet 2016 à une distance d'environ 1,6 UA du Soleil, et une période d'environ 5,9 ans. Une approche à environ 0,51 UA de Jupiter en Juin 2013 a eu pour conséquence une augmentation de la distance au périhélie, passant d'environ 1,5 UA à sa valeur actuelle, et une légère augmentation de la période orbitale.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K16/K16L36.html (MPEC 2016-L36)

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=P%2F2016%20GE216;old=0;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

http://jcometobs.web.fc2.com/pcmt/k10n1.htm

Satisfaisant aux conditions requises, la comète P/2010 N1 = 2016 GE216 (WISE) a reçu la dénomination définitive de 337P/WISE en tant que 337ème comète périodique numérotée.

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

INTRUS 2016 LP10, un astéroïde de type Apollo d'environ 5 mètres de diamètre observé pour la première fois le 08 Juin 2016 à 10h26 UTC par Pan-STARRS 1, annoncé par la circulaire MPEC 2016-L87 du 10 Juin 2016, est passé le 09 Juin 2016 vers 18h31 UTC (<1mn) à une distance d'environ 54.280 km, soit environ 0,18 LD (1 LD = Distance moyenne Terre-Lune = 380.400 km), de la surface de notre planète. Peu après, le 09 Juin 2016 vers 19h54 UTC (<1mn), la petite planète s'est approchée à une distance d'environ 304.000 km (0,80 LD) de la surface de la Lune.

Un trou noir se nourrit d'une averse intergalactique froide

Crédit : NRAO/AUI/NSF; Dana Berry/SkyWorks; ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)

Grâce au Vaste Réseau (Sub-)Millimétrique de l'Atacama (ALMA), une équipe internationale d'astronomes a pu assister à un événement météorologique cosmique inédit : une pluie de nuages de gaz intergalactique se déversant sur le trou noir supermassif qui occupe le centre d'une vaste galaxie située à un milliard d'années-lumière de la Terre. Les résultats de ces observations paraîtront dans l'édition du 9 juin 2016 de la revue Nature.

Vue d'artiste d'une pluie intergalactique froide - Crédit : NRAO/AUI/NSF; Dana Berry/SkyWorks; ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)

Cette nouvelle observation d'ALMA apporte la première preuve directe que des nuages denses et froids peuvent se former en dehors du gaz intergalactique chaud puis plonger au cœur d'une galaxie et nourrir son trou noir supermassif central. Elle oblige par ailleurs les astronomes à repenser le processus d'accrétion qui permet aux trous noirs supermassifs de s'alimenter.

Jusqu'à présent, les astronomes pensaient que les trous noirs supermassifs des galaxies les plus étendues se nourrissaient, à un rythme lent et régulier, du gaz chaud et ionisé du halo galactique. Les nouvelles observations d'ALMA montrent que, lorsque les conditions météorologiques intergalactiques le permettent, les trous noirs peuvent également se gorger de soudaines averses de gigantesques nuages de gaz moléculaire froid.

“Bien qu'elle ait été récemment prédite, l'existence d'une telle averse, froide et soudaine, s'abattant sur un trou noir supermassif, le nourrissant, n'avait pas encore été observée”, précise Grant Tremblay, astronome à l'Université de Yale, New Haven, Connecticut, Etats-Unis, ancien boursier de l'ESO et auteur principal de l'étude. “Observer ces pluies torrentielles se déverser sur un trou noir dont la masse avoisine les 300 millions de masses solaires est terriblement excitant”.

Tremblay et son équipe ont utilisé ALMA pour sonder un amas étonnamment brillant composé d'une cinquantaine de galaxies et baptisé Abell 2597. En son centre figure une galaxie elliptique massive, décrite à juste titre comme la « Galaxie la plus brillante de l'amas Abell 2597 ». Entre ces galaxies se trouve une atmosphère diffuse de gaz chaud ionisé, qui fit l'objet d'études antérieures au moyen de l'Observatoire en rayons X Chandra de la NASA.

“Ce gaz extrêmement chaud peut rapidement se refroidir, se condenser et déverser sa pluie, tout comme l'air chaud et humide de l'atmosphère terrestre peut donner lieu à la formation de nuages d'orages et de précipitations”, précise Tremblay. “Les nuages nouvellement condensés déversent alors leur pluie dans la galaxie, alimentant la formation d'étoiles et nourrissant son trou noir supermassif”.

Non loin du centre de cette galaxie, les chercheurs ont pu observer trois vastes nuages de gaz froid chutant sur le trou noir supermassif à la vitesse d'un million de kilomètres par heure. Chaque nuage renferme autant de matière que plusieurs millions de Soleils et s'étend sur des dizaines d'années-lumière.

En temps normal, il s'avèrerait particulièrement difficile de détecter des objets de si faible dimension à de telles distances cosmiques – même avec ALMA, pourtant doté d'une formidable résolution. Mais les “ombres” qu'ils projettent vers la Terre, longues d'un milliard d'années-lumière, les ont trahis [1].

Des données complémentaires, acquises par le VLBI (Very Long Baseline Array) de la NSF (National Science Foundation), indiquent que les nuages de gaz observés par ALMA sont distants du trou noir central d'à peine 300 années-lumière. A l'échelle astronomique, cela signifie qu'ils sont sur le point d'être engloutis.

ALMA n'a pu détecter que trois nuages de gaz froid dans les environs du trou noir. Toutefois, les astronomes pensent que des milliers d'objets semblables doivent coexister à proximité, précipitant en averses susceptibles d'alimenter le trou noir en continu sur une longue période de temps.

Les astronomes projettent à présent d'utiliser ALMA pour détecter l'existence de telles averses orageuses au sein d'autres galaxies afin de déterminer l'occurrence de ces événements météorologiques cosmiques. Sont-ils aussi fréquents que la théorie actuelle le prédit ?

Note :

[1] Les ombres se forment lorsque les nuages de gaz opaque se précipitant sur le trou noir bloquent en partie l'intense rayonnement millimétrique produit par les électrons spiralant autour des lignes de champ magnétique à proximité immédiate du trou noir supermassif central.

Plus d'informations :

Ce travail de recherche a fait l'objet d'un article intitulé “Cold, clumpy accretion onto an active supermassive black hole”, par Grant R. Tremblay et al., à paraître au sein de l'édition du 9 juin 2016 de la revue Nature.

L'équipe est composée de Grant R. Tremblay (Université de Yale, New Haven, Connecticut, Etats-Unis; ESO, Garching, Allemagne), J. B. Raymond Oonk (ASTRON, Institut Néerlandais de Radioastronomie, Dwingeloo, Pays-Bas; Observatoire de Leiden, Université de Leiden, Leiden, Pays-Bas), Françoise Combes (LERMA, Observatoire de Paris, PSL Research University, Collège de France, CNRS, Université de la Sorbonne, Paris, France), Philippe Salomé (LERMA, Observatoire de Paris, PSL Research University, Collège de France, CNRS, Université de la Sorbonne, Paris, France), Christopher O'Dea (Université de Manitoba, Winnipeg, Canada; Institut de Technologie de Rochester, Rochester, New York, Etats-Unis), Stefi A. Baum (Université de Manitoba, Winnipeg, Canada; Institut de Technologie de Rochester, Rochester, New York, Etats-Unis), G. Mark Voit (Université d'Etat du Michigan, East Lansing, Michigan, Etats-Unis), Megan Donahue (Université d'Etat du Michigan, East Lansing, Michigan, Etats-Unis), Brian R. McNamara (Université de Waterloo, Waterloo, Ontario, Canada), Timothy A. Davis (Université de Cardiff, Cardiff, Royaume-Uni; ESO, Garching, Allemagne), Michael A. McDonald (Institut Kavli dédié à l'Astrophysique et à la Recherche Spatiale, MIT, Cambridge, Massachusetts, Etats-Unis), Alastair C. Edge (Université de Durham, Durham, Royaume-Uni), Tracy E. Clarke (Département de Télédétection du Laboratoire de Recherche Naval, Washington DC, Etats-Unis), Roberto Galván-Madrid (Institut de Radioastronomie et d'Astrophysique, UNAM, Morelia, Michoacan, Mexique; ESO, Garching, Allemagne), Malcolm N. Bremer (Université de Bristol, Bristol, Royaume-Uni), Louise O. V. Edwards (Université de Yale, New Haven, Connecticut, Etats-Unis), Andrew C. Fabian (Institut d'Astronomie, Université de Cambridge, Cambridge, Royaume-Uni), Stephen Hamer (LERMA, Observatoire de Paris, PSL Research University, Collège de France, CNRS, Université de la Sorbonne, Paris, France), Yuan Li (Université du Michigan, Ann Arbor, Michigan, Etats-Unis), Anaëlle Maury (Laboratoire AIM Paris-Saclay, CEA/DSM/Irfu CNRS, Université Paris Diderot, CE-Saclay, Gif-sur-Yvette, France), Helen Russell (Institut d'Astronomie, Université de Cambridge, Cambridge, Royaume-Uni), Alice C. Quillen (Université de Rochester, Rochester, New York, Etats-Unis), C. Megan Urry (Université de Yale, New Haven, Connecticut, Etats-Unis), Jeremy S. Sanders (Institut Max-Planck dédié à la Physique Extraterrestre, Garching bei München, Allemagne), et Michael Wise (ASTRON, Institut Néerlandais de Radioastronomie, Dwingeloo, Pays-Bas).

Liens :

- Photos d'ALMA

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/news/eso1618/?lang

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2016/20/

Les jours nuageux sur les exoplanètes peuvent masquer l'eau atmosphérique

Illustration Credit: NASA and JPL-Caltech

L'eau est un sujet brûlant dans l'étude des exoplanètes, y compris les "hot Jupiters", dont les masses sont semblables à celle de Jupiter, mais se trouvent beaucoup plus près de leur étoile que Jupiter l'est du Soleil. Ils sont estimés à un torride 2000 degrés Fahrenheit, ce qui signifie que l'eau qu'ils hébergent prendrait la forme de vapeur d'eau.

Les astronomes ont trouvé de nombreux Jupiters chauds avec de l'eau dans leurs atmosphères, mais d'autres Jupiters chauds semblent ne pas en avoir. Dans une nouvelle étude, les scientifiques ont utilisé des données d'exoplanète d'un instrument unique sur le télescope spatial Hubble de la NASA pour caractériser de manière uniforme un groupe de 19 Jupiters chauds précédemment étudié avec Hubble. Ils ont constaté que près de la moitié de l'eau dans les atmosphères des exoplanètes peut être bloquée par ces nuages ou les brouillards. Les nouveaux résultats suggèrent que les nuages ou couches de brume pourraient empêcher une quantité importante d'eau dans l'atmosphère d'être détectée par les télescopes spatiaux. L'étude est la première à quantifier à quel point l'atmosphère serait protégée en raison de nuages ou de brume.

Pour les illustrations et des informations supplémentaires sur cette étude et Hubble, visitez http://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?release=2016-144.

Illustration Credit: NASA and JPL-Caltech

Science Credit: NASA, ESA, and A. Iyer (JPL)

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

L'eau lunaire apportée par des astéroïdes, et non par des comètes

Crédit : NASA/GSFC

La présence d'eau est vitale pour le développement de la vie telle que nous la connaissons et de nombreuses zones d'ombre subsistent quant à l'origine de l'eau sur Terre. Notre voisine la Lune constitue un témoin et une archive géante ayant préservé un enregistrement complet de l'histoire du bombardement du système Terre-Lune depuis sa formation. Cet enregistrement a été largement effacé sur Terre du fait de la tectonique des plaques notamment. En compilant et analysant les données existantes sur la nature de l'eau dans différents objets du Système Solaire, une équipe internationale comprenant des chercheurs de l'Institut de Minéralogie, de Physique des Matériaux et de Cosmochimie (CNRS, UPMC, IRD) et du Muséum National d'Histoire Naturel montre que la plupart de l'eau interne lunaire a probablement été apportée par des corps astéroïdaux riches en eau, plutôt que par des comètes, durant le bombardement qui a accompagné l'évolution géologique précoce de la Lune. Cette étude est publiée dans Nature Communications.

Cette image présente une impression d'artiste de ce à quoi l'océan de magma lunaire pouvait ressembler quelques temps après la formation de la Lune. La durée de vie de cet océan de magma correspond à la période pendant laquelle des astéroïdes riches en eau ont pu délivrer de l'eau à l'intérieur de la Lune. Crédit : NASA/GSFC.

Comme décrit dans le nouvel article de Barnes et al. (Nature Communications, 2016), de l'eau a pu être apportée à la Lune lorsqu'elle était encore partiellement fondue (régions rouge-orange) et que sa croûte primordiale se formait (régions grise-blanche à la surface). A cette époque, la Lune était constamment bombardée par des astéroïdes et des comètes qui pouvaient alors délivrer de l'eau à l'intérieur de la Lune. Les compositions isotopiques des éléments volatils, comme l'hydrogène ou l'azote, mesurées dans les échantillons lunaires suggèrent que des astéroïdes similaires aux météorites carbonées riches en eau de type CI, CM et CO ont pu être les principaux pourvoyeurs d'eau. Les météorites carbonées de type CI et CM contiennent 10-20% d'eau. D'autres types de météorites carbonées comme les CO contiennent 2 à 5% d'eau. Les astéroïdes dépourvus d'eau, qui bombardaient également la Lune, n'ont évidemment apporté que très peu d'eau. Bien que les comètes contiennent bien plus d'eau (peut-être jusqu'à 50% de leur masse) que les astéroïdes, leur composition isotopique de l'hydrogène très différente implique que les comètes ont contribué pour moins de 20% de l'eau lunaire. Crédit : LPI/David A. Kring

Pour arriver à cette conclusion, les auteurs ont dans un premier temps compilé les concentrations en hydrogène (H) et en azote (N), ainsi que leurs compositions isotopiques (rapports D/H et 15N/14N, respectivement), dans les roches lunaires et dans différents objets du Système Solaire, comme les comètes et les différentes familles d'astéroïdes riches en eau, représentées sur Terre par les météorites de type chondrites carbonées. En effet différents types d'objets sont caractérisés par des compositions isotopiques différentes : le rapport 15N/14N dans les comètes est bien plus élevé que dans la majorité des chondrites carbonées par exemple. La composition isotopique de l'hydrogène varie également en fonction du type d'objet considéré, le rapport D/H mesuré pour la majorité des comètes étant environ 2 à 3 fois plus élevé que celui de l'eau des océans sur Terre.

Ils ont ensuite calculé les proportions dans lesquelles ces différents ingrédients, avec leurs compositions chimiques caractéristiques, ont dû être mélangés pour retrouver les concentrations en eau et en azote, et leurs compositions isotopiques, estimées pour l'intérieur de la Lune. Ces calculs devaient aussi respecter le fait que ces objets ayant impacté la Lune juste après sa formation n'ont pas pu contribuer pour plus d'environ 0.02% de la masse de la Lune. Au-delà de cette contribution la chimie des roches de l'intérieur lunaire, et notamment les concentrations en éléments sidérophiles (ayant une afinité pour le fer), serait bien différente de ce que l'on observe.

Les résultats de ces calculs montrent donc que la contribution des comètes n'a pu vraisemblablement pas excéder 20% de la masse totale de l'eau interne lunaire. En ce qui concerne l'azote, la contribution diminue même autour de 10% maximum.

La dernière étape de cette étude a consisté à essayer de déterminer la période de l'apport de l'eau à l'intérieur lunaire. Afin que l'eau ait pu être incorporée et homogénéisée à l'intérieur de la Lune, il fallait que la Lune soit encore au stade communément appelé l'océan de magma lunaire. Lors de sa formation, la Lune devait initialement être une énorme boule de magma (cf. illustrations), qui s'est ensuite refroidie et a cristallisé progressivement. Les modèles existants déterminent la durée de vie de cet océan de magma lunaire entre environ 10 et 200 millions d'années après la formation de la Lune. C'est donc durant cette période, pendant les premiers 200 millions d'années d'existence de la Lune, que l'eau a pu être apportée à l'intérieur lunaire.

La thématique de recherche sur l'eau lunaire a cru de façon exponentielle durant ces dernières années et il semble désormais que l'eau interne à la Terre et l'eau interne à la Lune partagent une origine commune. Il reste néanmoins de nombreuses questions à étudier, notamment car les teneurs en eau, et sa composition isotopique, n'ont été analysées que dans seulement environ 2% des échantillons ramenés sur Terre par les missions Apollo.

Ces travaux sont particulièrement importants dans le contexte actuel qui voit une recrudescence des projets visant à envoyer à court terme des robots, puis des hommes à moyen terme, dans des régions encore non-explorées de la Lune. En effet, les astronautes des missions Apollo ont exploré la surface lunaire sur une centaine de kilomètres environ, et de nouveaux échantillons lunaires provenant de régions non-explorées comme les pôles pourraient nous fournir des informations nouvelles sur l'origine de l'eau lunaire.

Source(s):

An asteroidal origin for water in the Moon, Jessica J Barnes [1], David A Kring [2], Romain Tartèse [1,3], Ian A Franchi [1], Mahesh Anand [1,4] & Sara S Russell [4]. Nature Communications le 31 Mai 2016 ; DOI : 10.1038/NCOMMS11684 : http://www.nature.com/ncomms/2016/160531/ncomms11684/full/ncomms11684.html

[1] Department of Physical Sciences, The Open University, Walton Hall, Milton Keynes, United Kingdom.

[2] Lunar and Planetary Institute, Houston, Texas, United States of America.

[3] Institut de Minéralogie, de Physique des Matériaux et de Cosmochimie (IMPMC), MNHN, Sorbonne Universités, CNRS, UPMC & IRD, Paris, France.

[4] Natural History Museum, London, United Kingdom.iegler, P Zweifel. Physical Review Letters, 7 juin 2016.

Source : Actualités du CNRS-INSU http://www.insu.cnrs.fr/node/5845

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Consulter la publication de The Astrophysical Journal Letters

LISA Pathfinder surpasse les attentes

Mission accomplie pour le satellite LISA Pathfinder, après seulement deux mois d'opérations scientifiques. Non seulement les technologies nécessaires pour le futur observatoire spatial d'ondes gravitationnelles eLISA [1] sont validées, mais les performances du démonstrateur de l'ESA sont cinq fois supérieures au cahier des charges, et très proches de ce qui est requis pour eLISA. Ces premiers résultats, auxquels a contribué le laboratoire Astroparticule et cosmologie (CNRS/Université Paris Diderot/CEA/Observatoire de Paris) avec le soutien du CNES, sont publiés le 7 juin 2016 dans la revue Physical Review Letters. Ils constituent un grand pas vers l'astronomie gravitationnelle [2] depuis l'espace, qui permettra par exemple d'étudier les fusions de trous noirs supermassifs.

C'est une réussite technique et scientifique. Au terme des 55 premiers jours d'opérations scientifiques, les performances de LISA Pathfinder se sont révélées cinq fois supérieures au cahier des charges du satellite, qui a pour but de tester les technologies nécessaires à un observatoire spatial d'ondes gravitationnelles.

LISA Pathfinder abrite deux « masses test », des petits cubes d'or et de platine qui ne sont pas liés mécaniquement au reste du satellite mais « flottent » dans des cavités distantes de 38 cm, entourés de l'instrumentation nécessaire pour mesurer leur position. Les scientifiques ont montré que ces deux cubes peuvent être conservés pratiquement immobiles l'un par rapport à l'autre, soumis seulement à la gravité et soustraits aux forces extérieures, dont celle du vent solaire.

Le satellite protège les cubes des influences extérieures en ajustant constamment sa position grâce à un système ultra-précis de micro-fusées. Ainsi, les cubes restent centrés au cœur des cavités, en « chute libre », et animés d'une orbite déterminée seulement par la gravité. Par ailleurs, le système mesurant par laser la distance entre ces deux cubes est 100 fois plus performant que ce qui avait été atteint en laboratoire : il permet de mesurer une distance à 30 femtomètres [3] près (un dix-millième de la taille d'un atome). Ce système permet d'évaluer l'accélération résiduelle entre les deux masses, plus faible qu'un demi milliardième de millionième de la gravité terrestre.

Ce succès est prometteur pour la conception d'eLISA, le futur observatoire spatial d'ondes gravitationnelles de l'ESA. eLISA sera composé de trois satellites embarquant les technologies testées sur LISA Pathfinder, placés à plusieurs millions de kilomètres l'un de l'autre. Des faisceaux laser échangés entre les satellites mesureront en permanence la distance entre eux (ou plus exactement, entre les « masses test » abritées par chacun), et détecteront la moindre variation de cette distance, signe du passage d'une onde gravitationnelle.

Les ondes gravitationnelles sont des perturbations infimes de l'espace-temps produites par certains des phénomènes les plus violents de l'Univers. Prédites par Albert Einstein il y a un siècle, elles ont été détectées directement pour la première fois il y a quelques mois, par l'observatoire au sol LIGO. Le consortium LIGO-Virgo, qui exploite ses données, a observé un signal caractéristique de deux trous noirs en orbite spiralante l'un autour de l'autre, juste avant leur fusion. Cette découverte historique a ouvert le champ de l'astronomie des ondes gravitationnelles : les ondes gravitationnelles deviennent un nouveau messager du cosmos, aux côtés des ondes électromagnétiques (ondes lumineuses, radio et micro-ondes, rayons gamma et X) et des astroparticules (rayons cosmiques, neutrinos). C'est même le seul signal direct émis par certains objets, comme les trous noirs.

eLISA participera au nouveau champ d'observations qu'est l'astronomie gravitationnelle, de manière complémentaire aux détecteurs au sol. En effet, eLISA sera capable de détecter des objets plus gros, comme les trous noirs supermassifs au cœur des galaxies, qui en fusionnant émettent des ondes gravitationnelles de basse fréquence, noyées dans le bruit de fond sur Terre. En revanche, en raison de sa taille, il ne sera que peu sensible aux objets plus « petits » observés par Virgo et LIGO (paires d'étoiles à neutrons ou de trous noirs en coalescence).

La mission LISA Pathfinder, lancée le 3 décembre 2015 depuis Kourou, est arrivée le 22 janvier 2016 sur son orbite finale autour du point de Lagrange L1, à 1,5 million de kilomètres de la Terre. Dans les semaines suivantes, les différents instruments ont été mis en fonction. Les 15 et 16 février, les masses de référence ont été libérées du reste du satellite. Les opérations scientifiques ont débuté le 1er mars 2016 et le niveau de précision du cahier des charges a été atteint dès le premier jour. Les performances ont augmenté progressivement, notamment du fait de la mise à température du satellite et de l'échappement du gaz résiduel. Les scientifiques en ont profité pour comprendre très précisément les forces résiduelles s'exerçant sur les masses test, qui s'avèrent inférieures au seuil fixé pour mesurer les ondes gravitationnelles. Les opérations scientifiques devraient se poursuivent jusqu'à fin juin 2016, avec une possible extension jusqu'en avril 2017.

Côté français, le laboratoire Astroparticule et cosmologie (APC, un laboratoire commun au CNRS, à l'Université Paris Diderot, au CEA et à l'Observatoire de Paris) a été fortement impliqué dans l'analyse des données : plusieurs chercheurs se rendent régulièrement à l'ESOC, le Centre européen des opérations spatiales (Darmstadt, Allemagne) pour une première analyse des données et le Centre François Arago (Paris), associé à l'APC, est l'un des centres complémentaires pour leur exploitation, en lien direct avec l'ESA. Le CNES soutient les activités de l'APC pour la mission LISA Pathfinder.

Pour en savoir plus sur LISA Pathfinder et eLISA :
- Consulter les pages du laboratoire APC.
- Lire le communiqué de presse diffusé à l'occasion du lancement de LISA Pathfinder : Lancement de LISA Pathfinder : la chasse aux ondes gravitationnelles s'intensifie.
- Sites en anglais : https://www.elisascience.org/ et http://sci.esa.int/lisa-pathfinder/

LISA Pathfinder dans l'espace (vue d'artiste).

Les « masses test », deux cubes identiques d'or et de platine (2 kg, 4,6 cm de côté), flottent à l'intérieur du satellite, entourés du banc optique permettant la mesure de leur position.

D'autres visuels (photos, vidéos) de LISA Pathfinder sont disponibles sur le site de l'ESA.

Télécharger le communiqué de presse

Note(s):

[1] Evolved Laser Interferometer Space Antenna, une future mission spatiale de classe L du programme « Cosmic vision » de l'ESA, avec la participation de l'agence spatiale américaine (NASA).

[2] La première détection directe d'ondes gravitationnelles, en septembre dernier, ouvre la voie à l'utilisation de ce nouveau messager du cosmos pour mieux comprendre les objets astrophysiques qui en émettent : explosions d'étoiles massives, fusion d'étoiles à neutrons ou de trous noirs. Les ondes gravitationnelles sont d'infimes perturbations de l'espace-temps, produites par ces phénomènes cataclysmiques. Lire notre communiqué : www2.cnrs.fr/presse/communique/4409.htm .

[3] Un femtomètre (fm) vaut un millionième de milliardième de mètre (10-15 mètre).

Pour en savoir plus:

Source(s):

Sub-femto-g free-fall for space-borne gravitational wave detectors: LISA Pathfinder results, M Armano, H Audley, G Auger, JT Baird, M Bassan, P Binetruy, M Born, D Bortoluzzi, N Brandt, M Caleno, L Carbone, A Cavalleri, A Cesarini, G Ciani, G Congedo, AM Cruise, K Danzmann, M de Deus Silva, R De Rosa, M Diaz-Aguil, L Di Fiore, I Diepholz, G Dixon, R Dolesi, N Dunbar, L Ferraioli, V Ferroni, W Fichter, ED Fitzsimons, R Flatscher, M Freschi, AF García Marín, C García Marirrodriga, R Gerndt, L Gesa, F Gibert, D Giardini, R Giusteri, F Guzmán, A Grado, C Grimani, A Grynagier, J Grzymisch, I Harrison, G Heinzel, M Hewitson, D Hollington, D Hoyland, M Hueller, H Inchauspé, O Jennrich, P Jetzer, U Johann, B Johlander, N Karnesis, B Kaune, N Korsakova, CJ Killow, JA Lobo, I Lloro, L Liu, JP López-Zaragoza, R Maarschalkerweerd, D Mance, V Martín, L Martin-Polo, J Martino, F Martin-Porqueras, S Madden, I Mateos, PW McNamara, J Mendes, L Mendes, A Monsky, D Nicolodi, M Nofrarias, S Paczkowski, M Perreur-Lloyd, A Petiteau, P Pivato, E Plagnol, P Prat, U Ragnit, B Raïs, J Ramos-Castro, J Reiche, DI Robertson, H Rozemeijer, F Rivas, G Russano, J Sanjuán, P Sarra, A Schleicher, D Shaul, J Slutsky, CF Sopuerta, R Stanga, F Steier, T Sumner, D Texier, J I Thorpe, C Trenkel, M Tröbs, HB Tu, D Vetrugno, S Vitale, V Wand, G Wanner, H Ward, C Warren, PJ Wass, D Wealthy, WJ Weber, L Wissel, A Wittchen, A Zambotti, C Zanoni, T Ziegler, P Zweifel. Physical Review Letters, 7 juin 2016.
Consulter le site web

Source : Communiqué de Presse du CNRS http://www2.cnrs.fr/presse/communique/4575.htm

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Le déficit de formation d'étoiles dans les galaxies naines : Les galaxies naines forment des étoiles très inefficacement par rapport aux galaxies spirales comme notre Voie Lactée. Pour enquêter sur l'origine de cette carence dans la formation des étoiles, les scientifiques au MPA ont utilisé des simulations numériques à haute résolution pour résoudre l'évolution du milieu interstellaire (ISM) dans les galaxies naines. Ils constatent que les explosions de supernovae ont un impact significatif sur la structure de l'ISM et régulent les taux de formation d'étoiles de toute la galaxie.

Premières détections de la molécule prébiotique clée PO dans les régions de formation d'étoiles : Un groupe international de scientifiques de l'Arcetri Astrophysical Observatoryin Florence, du Center of Astrobiology à Madrid et du Max-Plank Institute for Extraterrestrial Physics a détecté pour la première fois la molécule prébiotique PO dans les régions de formation d'étoiles. Cette molécule joue un rôle clé dans la structure en double hélice de l'ADN, et est donc directement liée à l'origine de la vie dans l'Univers.

INTRUS 2016 LT1, un astéroïde de type Apollo d'environ 5 mètres de diamètre observé pour la première fois le 04 Juin 2016 à 09h51 UTC par Pan-STARRS 1, annoncé par la circulaire MPEC 2016-L45 du 05 Juin 2016, passe le 07 Juin 2016 vers 20h26 UTC (±7mn) à une distance d'environ 138.150 km, soit environ 0,538 LD (1 LD = Distance moyenne Terre-Lune = 380.400 km), de la surface de notre planète.

Coeur de Pluton : comme une cosmique « lampe à lave » : Comme une cosmique lampe à lave, une grande partie de la surface glacée de Pluton est constamment renouvelée par un processus appelé convection qui remplace la surface glacée plus âgée avec un matériau plus frais. Combinant des modèles informatiques avec des données topographiques et de compositions recueillies par la sonde New Horizons de la NASA l'été dernier, les membres de l'équipe New Horizons ont déterminé la profondeur de cette couche de glace d'azote solide à l'intérieur de la caractéristique distinctive en forme de « coeur » de Pluton - une grande plaine officieusement appelée Spoutnik Planum - et à quelle vitesse la glace coule.

Le VLA révèle de nouvelles informations sur le fonctionnement de l'atmosphère de Jupiter : Les observations avec le Very Large Array (VLA) de la National Science Foundation ont donné aux scientifiques un regard sans précédent dans l'atmosphère de Jupiter, révélant que les caractéristiques observées en lumière visible à la surface des nuages de la planète ont des effets des dizaines de kilomètres vers le bas.

Le nouveau record de distance d'observation promet d'être un outil important pour l'étude des galaxies : Des astronomes ont utilisé les nouvelles fonctionnalités du Karl G. Jansky Very Large Array (VLA) de la National Science Foundation pour ouvrir un tout nouveau domaine de recherche sur comment les galaxies évoluent et interagissent avec leur environnement au fil du temps cosmique. Ils ont détecté la faible émission radio de l'hydrogène atomique, l'élément le plus abondant dans l'Univers, dans une galaxie à presque 5 milliards années-lumière de la Terre.

04 Juin 2016

L'origine de l'oxygène de la comète « Tchouri » dévoilée

Crédit : ESA/Rosetta/MPS

L'oxygène récemment découvert dans la coma de la comète 67P/Churyumov-Gerasimenko par le spectromètre de masse Rosina de la mission Rosetta [1] est plus ancien que le système solaire et provient du milieu interstellaire. C'est ce que vient de découvrir une équipe internationale de chercheurs, dirigée par Olivier Mousis du Laboratoire d'astrophysique de Marseille (CNRS/Aix-Marseille Université), Françoise Pauzat et Yves Ellinger du Laboratoire de chimie théorique (CNRS/Université Pierre et Marie Curie).

L'oxygène aurait été formé à partir de molécules d'eau cassées par le bombardement de rayons cosmiques galactiques. Ces molécules étaient alors sous forme de grains de glace situés dans le nuage interstellaire, qui a précédé la nébuleuse protosolaire d'où est né le système solaire. Les molécules d'oxygène ainsi formées se seraient stabilisées lors de leur inclusion dans les trous créés dans la glace d'eau par le bombardement des rayons cosmiques galactiques. Ces grains de glace auraient par la suite été transportés dans les parties externes de la nébuleuse protosolaire, et se seraient agglomérés pour former les comètes.

Images de la Comète 67P/C-G prises par la caméra OSIRIS, le 12 août 2015 montrant des jets de gaz. Crédits : ESA/Rosetta/MPS

L'étude montre que, même si elle a pu subir des transitions de phase (cristallisation de la glace originellement amorphe), l'eau est restée sous forme solide depuis sa formation dans les régions froides du milieu interstellaire jusqu'à son incorporation dans les comètes dans les parties externes de la nébuleuse protosolaire. Ce résultat permet d'expliquer la forte corrélation entre les taux de production de l'oxygène et de l'eau mesurés dans la coma de 67P/Churyumov-Gerasimenko¹, et est également compatible avec les différents scénarios prédisant la formation des comètes à partir de glaces amorphes, de clathrates ou de glaces cristallines. Il implique aussi que la température de la nébuleuse protosolaire n'a jamais pu excéder 150 K (température de sublimation de la glace d'eau) dans la région de formation des comètes. Cette étude, issue d'une collaboration interdisciplinaire entre astrophysiciens et chimistes théoriciens a été publiée le 1er juin dans The Astrophysical Journal Letters.²

Note(s):

[1] Rosetta est une mission de l'ESA avec des contributions de ses États membres et de la NASA.

Pour en savoir plus:

Consulter la publication de The Astrophysical Journal Letters

Source(s):

1-Bieler, A., Altwegg, K., Balsiger, H., Bar-Nun, A., Berthelier, J.-J., Bochsler, P., Briois, C., Calmonte, U., Combi, M., de Keyser, J., van Dishoeck, E. F., Fiethe, B., Fuselier, S. A., Gasc, S. Gombosi, T. I., Hansen, K. C., Hässig, M., Jäckel, A., Kopp, E., Korth, A., Le Roy, L., Mall, U., Maggiolo, R., Marty, B., Mousis, O., Owen, T., Rème, H., Rubin, M., Sémon, T., Tzou, C.-Y., Waite, J. H., Walsh, C., Wurz, P.

Abundant molecular oxygen in the coma of comet 67P/Churyumov-Gerasimenko. Nature, Volume 526, Issue 7575, pp. 678-681 (2015).

2-Mousis, O., Ronnet, T., Brugger, B., Ozgurel, O., Pauzat, F., Ellinger, Y., Maggiolo, R., Wurz, P., Vernazza, P., Lunine, J. I., Luspay-Kuti, A., Mandt, K. E, Altwegg, K., Bieler, A., Markovits, A., Rubin, M.

Origin of molecular oxygen in comet 67P/Churyumov-Gerasimenko. The Astrophysical Journal Letters,Volume 823, Numéro 2, 1er juin 2016.

Source : Actualités du CNRS-INSU http://www.insu.cnrs.fr/node/5842

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

02 Juin 2016

Hubble de la NASA trouve que l'Univers s'étend plus vite que prévu

Crédit : NASA, ESA, and A. Riess (STScI/JHU)

Quand l'astronome Edwin Hubble a découvert il y a près de 100 ans que l'Univers était en expansion uniforme dans toutes les directions, la conclusion a été une grande surprise. Puis, au milieu des années 1990, un autre choc a eu lieu : les astronomes ont constaté que le taux d'expansion était en accélération peut-être en raison d'une propriété répulsive appelée « énergie sombre ». Maintenant, les dernières mesures de notre Univers fugitif suggèrent qu'il s'étend plus rapidement que les astronomes pensaient. Les conséquences pourraient être très importantes pour notre compréhension du contenu ténébreux de notre Univers indiscipliné. Cela peut signifier que l'énergie noire repousse les galaxies loin l'une de l'autre avec encore plus - ou de plus en plus - de force. Ou bien, le cosmos peut contenir un nouveau type de particule subatomique appelée « rayonnement sombre ». Une troisième possibilité est que la « matière noire », une forme invisible de matière qui constitue l'essentiel de notre Univers, possède des caractéristiques inattendues, étranges. Enfin, la théorie d'Einstein de la gravité peut être incomplète.

Ces scénarios énervants sont basés sur la recherche d'une équipe dirigée par le prix Nobel Adam Riess, qui a commencé une quête en 2005 pour mesurer le taux d'expansion de l'Univers avec une précision sans précédent avec des techniques d'observation innovantes. La nouvelle mesure permet de réduire le taux d'expansion à une incertitude de seulement 2,4 pour cent. Voilà les bonnes nouvelles. La mauvaise nouvelle est qu'il n'y a pas d'accord avec les mesures d'expansion dérivées du sondage de la boule de feu du rayonnement fossile du Big bang. Il semble donc que quelque chose cloche - renvoyant probablement les cosmologistes à la planche à dessin.

Crédit : NASA, ESA, and A. Riess (STScI/JHU)

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2016/17/