De nouveaux résultats suggèrent qu'`Oumuamua serait une comète

`Oumuamua, le premier bolide interstellaire découvert au sein du Système Solaire, s'éloigne du Soleil plus rapidement que prévu. Cet étrange comportement a été détecté par une collaboration astronomique internationale dont fait partie le Very Large Telescope de l'ESO. Les résultats nouvellement obtenus suggèrent qu'`Oumuamua s'apparente davantage à une comète interstellaire qu'à un astéroïde. Ils paraîtront prochainement dans la revue Nature.

Impression d'artiste de l'astéroïde interstellaire `Oumuamua - Crédit : ESA/Hubble, NASA, ESO, M. Kornmesser

`Oumuamua – le premier bolide interstellaire découvert au sein de notre Système Solaire – a fait l'objet d'une analyse approfondie depuis sa détection en octobre 2017 [1]. En combinant les données issues du Very Large Telescope de l'ESO et d'autres observatoires, une équipe internationale d'astronomes a découvert que l'objet se déplaçait plus rapidement que prévu. Le gain en vitesse est négligeable. Il ne fait que retarder le ralentissement d'`Oumuamua généré par la proximité du Soleil.

L'équipe, pilotée par Marco Micheli (Agence Spatiale Européenne), a testé plusieurs hypothèses susceptibles de rendre compte de la vitesse supérieure à celle prédite par la théorie de ce visiteur interstellaire. L'explication la plus plausible repose sur le dégazage d'Oumuamua [2] – soit la perte de matière en surface sous l'effet du chauffage solaire. Cette matière éjectée exercerait une poussée de faible mais constante intensité, se traduisant par une vitesse d'échappement vers l'extérieur du Système Solaire plus rapide que prévu – le 1er juin 2018, il se déplaçait à quelque 114 000 kilomètres par heure.

Ce phénomène de dégazage est typique des comètes. Il questionne la classification préalable d'`Oumuamua parmi les astéroïdes interstellaires. “Nous pensons qu'il s'agit d'une étrange comète de petite taille” précise Marco Micheli. “Les données suggèrent que cette impulsion diminue à mesure qu'il s'éloigne du Soleil, ce qui est typique des comètes”.

Normalement, les comètes chauffées par le Soleil éjectent du gaz et de la poussière. A leur périphérie se forme donc un nuage de matière baptisé coma, et dans la direction opposée à leur sens de déplacement, une queue caractéristique. Toutefois, l'équipe n'a pu relever le moindre indice visuel de dégazage.

“Nous n'avons pu détecter la moindre poussière, coma ou queue, ce qui est totalement inhabituel” précise Karen Meech de l'Université d'Hawaï aux Etats-Unis. Meech a participé à la découverte ainsi qu'à la caractérisation d'`Oumuamua en 2017. “Nous pensons qu'`Oumuamua peut éjecter de gros grains de poussière.”

L'équipe a supposé que les petits grains de poussière ornant la surface de la vaste majorité des comètes avaient sans doute subi un processus d'érosion durant le voyage interstellaire d'`Oumuamua. De sorte que seuls les grains les plus gros subsisteraient à l'heure actuelle. La brillance d'un tel nuage de particules ne suffirait pas à le détecter mais fournirait une explication plausible de la brusque variation de vitesse d'`Oumuamua.

Non seulement le dégazage d'`Oumuamua demeure hypothétique, mais son origine interstellaire reste inconnue. Initialement, ces nouvelles observations visaient à déterminer la trajectoire exacte d'`Oumuamua, afin d'en déduire le système stellaire dont il est originaire. Les résultats obtenus invitent à penser que cette information sera particulièrement difficile à obtenir.

“La véritable nature de cet énigmatique objet interstellaire pourrait demeurer mystérieuse” conclut Olivier Hainaut, astronome à l'ESO et membre de l'équipe”. “La récente détection de l'augmentation de vitesse d'`Oumuamua complexifie la détermination de la trajectoire empruntée depuis son étoile hôte.”

Notes

[1]`Oumuamua, qui se prononce “oh-MOO-ah-MOO-ah” et signifie “scout” en hawaïen, a été découvert au moyen du télescope Pan-STARRS installé à l'Observatoire Haleakala d'Hawaï. Sa dénomination reflète sa nature : il est le tout premier objet connu d'origine insterstellaire à avoir pénétré à l'intérieur du Système Solaire. Les premières observations indiquaient qu'il s'agit d'un objet de taille réduite, de forme allongée, dont la couleur évoque celle d'une comète.

[2] L'équipe a testé plusieurs hypothèses susceptibles de rendre compte de sa brusque variation de vitesse, parmi lesquels figurent : la pression du rayonnement solaire, l'effet Yarkovsky ou de forces de frottement, un événement extérieur – une collision par exemple. Il fut également envisagé qu'`Oumuamua consiste en un objet binaire ou un objet magnétisé. L'hypothèse improbable qu'`Oumuamua soit un vaisseau spatial interstellaire fut également rejetée : la faible mais constante variation de vitesse ne plaide pas en faveur d'une propulsion artificielle et le fait que l'objet bascule le long de ses trois axes exclut la possibilité qu'il s'agisse d'un objet artificiel.

Plus d'informations :  

Ce travail d'équipe a fait l'objet d'une publication scientifique intitulée “Non-gravitational acceleration in the trajectory of 1I/2017 U1 (`Oumuamua)”, à paraître au sein de l'édition du 27 juin 2018 de la revue Nature.

L'équipe internationale d'astronomes impliqués dans cette étude est composée de Marco Micheli (Agence Spatiale Européenne & INAF, Italie), Davide Farnocchia (NASA Jet Propulsion Laboratory, Etats-Unis), Karen J. Meech (Institut d'Astronomie de l'Université de Hawaï, Etats-Unis), Marc W. Buie (Institut de Recherche du Sud-Ouest, Etats-Unis), Olivier R. Hainaut (Observatoire Européen Austral, Allemagne), Dina Prialnik (Ecole des Géosciences de l'Université de Tel Aviv, Israël), Harold A. Weaver (Laboratoire de Physique Appliquée de l'Université Johns Hopkins, Etats-Unis), Paul W. Chodas (NASA Jet Propulsion Laboratory, Etats-Unis), Jan T. Kleyna (Institut d'Astronomie de l'Université de Hawaï, Etats-Unis), Robert Weryk (Institut d'Astronomie de l'Université de Hawaï, Etats-Unis), Richard J. Wainscoat (Institut d'Astronomie de l'Université de Hawaï, Etats-Unis), Harald Ebeling (Institut d'Astronomie de l'Université de Hawaï, Etats-Unis), Jacqueline V. Keane (Institut d'Astronomie de l'Université de Hawaï, Etats-Unis), Kenneth C. Chambers (Institut d'Astronomie de l'Université de Hawaï, Etats-Unis), Detlef Koschny (Agence Spatiale Européenne, Centre de Recherche Spatiale et de Technologie Européen, & Université Technique de Munich, Allemagne), et Anastassios E. Petropoulos (NASA Jet Propulsion Laboratory, Etats-Unis).

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 Danemark, l'Espagne, la Finlande, la France, l'Italie, les Pays-Bas, la Pologne, 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 géant (ELT pour Extremely Large Telescope) de la classe des 39 mètres qui observera dans le visible et le proche infrarouge. L'ELT sera « l'œil le plus grand au monde tourné vers le ciel ».

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- Images du VLT

- Publication scientifique

- Communiqué de Presse relatif à la découverte d'`Oumuamua

- Communiqué de Presse de l'ESA/Hubble

Source : ESO https://www.eso.org/public/france/news/eso1820/?lang

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Grâce à l'instrument MUSE qui équipe le Very Large Telescope de l'ESO au Chili et au Télescope Spatial Hubble du consortium NASA/ESA, des astronomes ont effectué le test le plus précis à ce jour de la théorie de la relativité générale d'Einstein à l'extérieur de la Voie Lactée. La galaxie voisine ESO 325-G004 a joué le rôle d'une puissante lentille gravitationnelle, courbant la lumière issue d'une lointaine galaxie située en arrière-plan et générant un anneau d'Einstein sur sa périphérie. En comparant la masse d'ESO 325-G004 à la courbure de l'espace environnant, les astronomes ont découvert qu'à ces échelles astronomiques, la gravité se comportait conformément aux prédictions de la théorie de la relativité générale. S'ensuit l'exclusion de certaines théories alternatives.

Image d'ESO 325-G004 - Crédit : ESO, ESA/Hubble, NASA

Grâce à l'instrument MUSE installé sur le VLT de l'ESO, une équipe dirigée par Thomas Collett de l'Université de Portsmouth au Royaume-Uni a mesuré le mouvement des étoiles au sein de ESO 325-G004, puis en a déduit la masse de cette galaxie elliptique voisine.

Thomas Collett précise : “Nous avons utilisé les données du Very Large Telescope au Chili afin de mesurer la vitesse de déplacement des étoiles au sein de ESO 325-G004, ce qui nous a permis d'estimer la masse galactique nécessaire à maintenir ces étoiles en orbite.”

L'équipe fut également en mesure de déterminer un autre aspect de la gravité. Grâce au Télescope Spatial Hubble du consortium NASA/ESA, ils ont observé un anneau d'Einstein résultant de la courbure de la lumière en provenance d'une lointaine galaxie par ESO 325-G004. L'observation de l'anneau a permis aux astronomes de mesurer la courbure de la lumière et donc de l'espace-temps générée par l'énorme masse de ESO 325-G004.

La théorie de la relativité générale d'Einstein prévoit que les objets déforment l'espace-temps périphérique, courbant tout faisceau de lumière passant à proximité. S'ensuit la survenue d'un phénomène de lentille gravitationnelle. Cet effet n'est perceptible que pour les objets massifs. Seules quelques centaines de puissantes lentilles gravitationnelles sont connues – trop lointaines pour la plupart pour permettre la détermination précise de leurs masses. La galaxie ESO 325-G004 est l'une des lentilles les plus proches de nous. Elle se situe à quelque 450 millions d'années lumière de la Terre.

Thomas Collett ajoute : “Grâce à MUSE, nous connaissons la masse de la galaxie d'avant-plan et grâce à Hubble, nous avons mesuré la déviation générée par l'effet de lentille gravitationnelle. Nous avons ensuite effectué une comparaison de ces deux méthodes de mesure de la gravitation – et le résultat fut parfaitement conforme aux prédictions de la relativité générale, avec une incertitude de 9% seulement. Il s'agit là du test le plus précis de la relativité générale effectué à l'extérieur de la Voie Lactée. Et ceci, au moyen d'une seule et même galaxie !”

La relativité générale a été testée avec une précision exceptionnelle à l'échelle du Système Solaire, certaines recherches ont porté sur les étoiles situées au centre de la Voie Lactée, les mouvements des étoiles au centre de la Voie Lactée font l'objet d'une étude détaillée mais aucun test précis n'a encore été effectué à des échelles astronomiques plus vastes. Tester, sur de grandes distances, les propriétés de la gravité est indispensable pour valider notre modèle cosmologique actuel.

Ces résultats peuvent avoir des conséquences importantes sur les modèles de gravité alternatifs à la relativité générale. Ces théories alternatives prévoient que les effets de la gravité sur la courbure de l'espace-temps sont dépendants de l'échelle considérée. Cela implique que la gravité devrait se comporter différemment sur de vastes échelles astronomiques qu'elle se comporte à des échelles plus petites telle celle du Système Solaire. Thomas Collett et son équipe ont constaté qu'il était peu probable que cela soit exact, à moins que ces différences ne se produisent qu'à des échelles supérieures à 6000 années lumière.

“L'univers est un endroit étonnant, capable de produire des lentilles que nous pouvons utiliser comme laboratoires”, conclut Bob Nichol de l'Université de Portsmouth, également membre de l'équipe. “Il est tellement satisfaisant d'utiliser les meilleurs télescopes au monde pour défier Einstein, et finalement découvrir à quel point il avait raison.”

Plus d'informations :  

Ce travail de recherche a fait l'objet d'un article intitulé “A precise extragalactic test of General Relativity” par Collett et al., à paraître au sein de la revue Science.

L'équipe est composée de T. E. Collett (Institut de Cosmologie et de la Gravitation, Université de Portsmouth, Portsmouth, Royaume-Uni), L. J. Oldham (Institut d'Astronomie, Université de Cambridge, Cambridge, Royaume-Uni), R. Smith (Centre dédié à l'Astronomie Extragalactique, Université de Durham, Durham, Royaume-Uni), M. W. Auger (Institut d'Astronomie, Université de Cambridge, Cambridge, Royaume-Uni), K. B. Westfall (Institut de Cosmologie et de la Gravitation, Université de Portsmouth, Portsmouth, Royaume-Uni; Observatoires de l'Université de Californie – Observatoire Lick, Santa Cruz, Etats-Unis), D. Bacon (Institut de Cosmologie et de la Gravitation, Université de Portsmouth, Portsmouth, Royaume-Uni), R. C. Nichol (Institut de Cosmologie et de la Gravitation, Université de Portsmouth, Portsmouth, Royaume-Uni), K. L. Masters (Institut de Cosmologie et de la Gravitation, Université de Portsmouth, Portsmouth, Royaume-Uni), K. Koyama (Institut de Cosmologie et de la Gravitation, Université de Portsmouth, Portsmouth, Royaume-Uni), R. van den Bosch (Institut Max Planck dédié à l'Astronomie, Königstuhl, Heidelberg, Allemagne).

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 Danemark, l'Espagne, la Finlande, la France, l'Italie, les Pays-Bas, la Pologne, 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 géant (ELT pour Extremely Large Telescope) de la classe des 39 mètres qui observera dans le visible et le proche infrarouge. L'ELT sera « l'œil le plus grand au monde tourné vers le ciel ».

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- Publication scientifique

- Communiqué de Presse de l'ESA/Hubble

- Photos du VLT

- Informations relatives à l'instrument MUSE sur le VLT

Source : ESO https://www.eso.org/public/france/news/eso1819/?lang

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

En 2013, les résultats de Planck ont mis en évidence pour la première fois un désaccord entre les paramètres cosmologiques déterminés par le fond diffus cosmologique et ceux obtenus en analysant l'abondance des amas de galaxies détectés par Planck. Celui-ci est confirmé lors de la seconde analyse de Planck en 2015 ainsi que par des analyses indépendantes impliquant l'utilisation du lentillage gravitationnel ou d'amas de galaxies observés dans le domaine des rayons X. Des chercheurs de l'Institut d'Astrophysique Spatiale (IAS-CNRS, Université Paris Sud, OSUPS, CNES) ont montré, à la lumière d'une nouvelle analyse, que le fond diffus cosmologique et l'abondance des amas de galaxies observés par Planck convergent vers le modèle cosmologique standard le plus simple, dominé par la matière noire froide et une constante cosmologique.

Le fond diffus cosmologique et l'abondance des amas de galaxies permettent de mesurer les paramètres cosmologiques aussi bien indépendamment qu'en combinaison. Jusqu'en 2013 et les premiers résultats de Planck, le nombre d'amas de galaxies utilisables pour des analyses cosmologiques était trop faible. Les mesures des paramètres cosmologiques déduites étaient donc entachées de grandes barres d'erreurs et donc peu fiables. En 2013 et grâce à environ 200 amas de galaxies  observés par le satellite Planck, une mesure précise des paramètres cosmologique a été possible montrant un désaccord entre les paramètres cosmologiques déterminés par le fond diffus cosmologique et ceux obtenus en analysant l'abondance des amas de galaxies. Il portait notamment sur la mesure de la densité de matière dans l'univers et sa distribution aux très grandes échelles. Ce désaccord a été confirmé lors de la second analyse de Planck en 2015, utilisant près de 500 amas de galaxie, ainsi que par des analyses indépendantes basées sur l'utilisation du lentillage gravitationnel ou d'amas de galaxies observés dans le domaine des rayons X.

Une telle différence ne pouvait avoir que deux origines possibles : soit la masse des amas observés était fausse d'un facteur deux, une hypothèse irréaliste étant donné l'état de l'art sur la compréhension des amas de galaxies, soit le désaccord était le signe d'un écart au modèle cosmologique le plus simple.

En 2016, Planck a publié de nouveaux résultats d'analyse du fond diffus cosmologique révisant notamment le paramètre cosmologique lié à la formation des premières étoiles dans l'univers. Dans une étude parue dans Astronomy & Astrophysics Journal, une équipe de chercheurs de l'Institut d'Astrophysique Spatiale (IAS-CNRS, Université Paris Sud, OSUPS, CNES) a effectué une re-analyse approfondie. Elle a utilisé ces nouvelles données dans une analyse complète combinant le fond diffus cosmologique, l'abondance des amas mais aussi leur fonction de corrélation angulaire sur tout le ciel. Cette nouvelle étude montre que le désaccord entre le FDC et les amas de galaxies est fortement réduit. 

L'équipe a exploré des écarts au modèle cosmologique le plus simple, comme l'ajout de neutrinos massifs ou une composante d'énergie noire différente de la constante cosmologique. Cette analyse montre qu'aucune de ces deux extensions au modèle cosmologie « standard » ne permet de résoudre le faible désaccord restant, qui doit encore être étudié et expliqué. 

Le modèle cosmologique le plus simple avec l'époque de formation des premières étoiles nouvellement déduite de Planck, qui permet un meilleur accord entre le fond diffus cosmologique et l'abondance des amas de galaxies, semble donc favorisé. 

Référence : 

Salvati L., Douspis M., Aghanim N., Constraints from thermal Sunyaev-Zel'dovich cluster counts and power spectrum combined with CMB,  A&A, 614, A13, Juin 2018 

Source : Actualité du CNRS/INSU http://www.insu.cnrs.fr/node/9479

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

C/2018 EN4 (NEOWISE)

Un objet ayant l'apparence d'un astéroïde a été découvert sur les images infrarouges prises le 09 Mars 2018 par le satellite WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer) dans le cadre de son programme NEOWISE. L'objet répertorié comme tel sous la dénomination de 2018 EN4, classé à l'origine en tant qu'astéroïde de type Centaure, avec un passage au périhélie début Juin 2018 et circulant sur une orbite fortement inclinée avec une période d'environ 80 ans, a montré une activité cométaire à l'approche de son passage au périhélie. Hidetaka Sato (via iTelescope Obs. Mayhill) a signalé une chevelure ronde de 10" et une queue en éventail de 20" sur les images CCD obtenues le 14 Mai. Sato a également rapporté des caractéristiques cométaire sur les images prises (via iTelescope Obs. Auberry) le 13 Mai, montrant une chevelure de 10", et sur les images (via iTelescope Obs. Mayhill) du 15 Mai, montrant une chevelure de 15" et une queue de 15". D'autres observateurs ont également confirmé par la suite la nature cométaire de l'objet.

Les éléments orbitaux elliptiques de la comète C/2018 EN4 (NEOWISE) indiquent un passage au périhélie le 07 Juin 2018 à une distance d'environ 1,4 UA du Soleil, et une période d'environ 79 ans pour cette comète de type Halley classique (20 ans < P < 200 ans).

https://minorplanetcenter.net/mpec/K18/K18L53.html (MPEC 2018-L53)

https://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=C%2F2018%20EN4;old=0;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

P/2005 R1 = 2018 L3 (NEAT)

La comète P/2005 R1 (NEAT), découverte sur les images prises par NEAT le 02 Septembre 2005, a été retrouvée. Erwin Schwab a signalé une faible queue s'étendant d'environ 10" sur les images obtenues les 13 et 14 Juin 2018 avec le télescope 1.0-m f/4.4 de l'ESA Optical Ground Station, Tenerife.

Observée pour la dernière fois le 28 Janvier 2006, la comète P/2005 R1 (NEAT) était passée au périhélie le 08 Octobre 2005 à une distance d'environ 2 UA.

Pour ce nouveau retour, les éléments orbitaux de la comète P/2005 R1 = 2018 L3 (NEAT) indiquent un passage au périhélie le 14 Septembre 2018 à une distance d'environ 2,0 UA du Soleil, et une période d'environ 13 ans pour cette comète de la famille de Jupiter.

https://minorplanetcenter.net/mpec/K18/K18L76.html (MPEC 2018-L76)

https://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=P%2F2018%20L3;old=0;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

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

COMETES - Magnitudes prévues pour les prochains mois

Liste des comètes potentiellement observables - éléments orbitaux

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

Les différentes familles de comètes

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

La détection des ondes gravitationnelles par les interféromètres LIGO et Virgo a ouvert  une nouvelle fenêtre observationnelle en astrophysique. Une équipe de chercheurs de l'Institut d'Astrophysique de Paris (CNRS/Sorbonne Université), de l'université d'Oxford et de l'Institut Max-Planck pour la physique gravitationnelle a établi les propriétés des anisotropies du fond stochastique d'ondes gravitationnelles généré par  toutes les sources astrophysiques non résolues. Elle présente dans la revue Physical Review Letters, la première prédiction du spectre angulaire de cette nouvelle observable astrophysique. Ce travail ouvre un nouveau champ d'étude au croisement de la relativité générale, de l'astrophysique et de la cosmologie.

La détection directe des ondes gravitationnelles par LIGO et Virgo ouvre une nouvelle voie observationnelle en astrophysique. L'étude des quelques systèmes binaires de  trous noirs et d'étoiles à neutrons observés lors de leur coalescence apporte déjà de nombreuses informations sur ces systèmes. 

Chaque galaxie possède de nombreuses sources d'ondes gravitationnelles : systèmes binaires de trous noirs et d'étoiles à neutrons, trous noirs supermassifs, supernovae etc. La grande majorité de ces systèmes ont une puissance trop faible pour être individuellement  détectée.  Ces sources non-résolues  contribuent  collectivement  à  la production d'un fond stochastique d'ondes gravitationnelles, similaire au fond diffus infrarouge produit par toutes les sources optiques non-résolues. 

Les propriétés de ce fond stochastique dépendent autant de la cosmologie (qui décrit l'évolution des grandes structures de l'univers) de l'histoire de formation des galaxies et de l'astrophysique. En effet, le taux cosmique de formation d'étoiles et le scénario d'évolution stellaire déterminent le taux de formation de trous noirs et d'étoiles à neutrons ainsi que l'abondance et l'évolution des systèmes binaires, cela en fonction du temps. En développant un modèle semi-analytique, les chercheurs ont pu modéliser les différentes populations sources d'ondes gravitationnelles. Pour chacune d'entre elles, la relativité générale permet de décrire le rayonnement gravitationnel. Ainsi, ils ont pu calculer la luminosité en onde gravitationnelle des galaxies en fonction des caractéristiques de ces dernières (masse, fraction d'éléments chimiques complexes, âge). La cosmologie leur a ensuite permis de décrire la distribution des galaxies. Celle-­-ci dépend à la fois des conditions initiales sur les inhomogénéités de la distribution de matière générée dans l'univers primordial pendant la phase d'inflation et de leur évolution. En couplant leur modèle astrophysique à un modèle cosmologique, les chercheurs ont prédit les propriétés statistiques de ce fond d'ondes gravitationnelles, et en premier lieu son spectre de puissance angulaire dans différentes bandes de fréquence. Ils prédisent qu'à la fréquence de 100 Hz, les fluctuations du signal sont de l'ordre de 30% par rapport à sa valeur moyenne. Ils ont aussi établi une expression analytique de ce spectre aux grandes échelles angulaires. Ces informations sont capitales pour pouvoir détecter ce signal. Ce travail est l'aboutissement d'un programme de recherche développé à l'Institut d'Astrophysique de Paris où toute l'équipe travaillait jusqu'à la fin 2017.

Cette approche nécessite de coupler relativité générale, évolution stellaire, évolution des galaxies et cosmologie. Le signal prédit dépend de nombreux paramètres astrophysiques encore mal connus (distribution des systèmes binaires, fraction de trous noirs dans des systèmes binaires, évolution des galaxies, etc.). Cette étude laisse ainsi entrevoir une possibilité pour mesurer des paramètres inaccessibles autrement. Ce résultat ouvre de nombreuses perspectives en astrophysique, en particulier pour contraindre le taux de formation de systèmes binaires et de leur coalescence ou la répartition spatiale des trous noirs.

Les chercheurs ont aussi démontré que ce signal d'ondes gravitationnelles était corrélé à d'autres observables cosmologiques comme la distribution des galaxies et le effets de lentilles gravitationnelles faibles. Ces corrélations permettent de comparer entre elles la distribution de la matière visible (galaxies), de la matière noire (effets de lentilles gravitationnelles) et des trous noirs offrant une information inaccessible en astronomie optique.

L'amplitude de la densité moyenne du fond astrophysique stochastique d'ondes gravitationnelles a été contrainte par l'expérience LIGO et les expériences de chronométrage de pulsar, qui étudient aujourd'hui la possibilité de détecter les anisotropies aux grandes échelles angulaires. Le résultat publié est la première prédiction théorique sur laquelle peuvent s'appuyer ces développements.a nouvelle définition du rayon solaire adoptée par l'UAI en 2015 confrontée aux observations directes

Pour en savoir plus: 

G. Cusin, I., C. Pitrou, et J.-P. Uzan, Anisotropy of the astrophysical gravitational wave background I: analytic expression of the angular power spectrum and correlation with cosmological observations, Phys. Rev. D 96, 103019 (2017)

I. Dvorkin, J.-P. Uzan, E. Vangioni, et J. Silk, A synthetic model of the gravitational wave background from evolving binary compact objects, Phys. Rev D 94, 103011 (2016)

Référence : 

G. Cusin, I. Dvorkin, C. Pitrou, et J.-P. Uzan, First prediction of angulat power spectrum of the astrophysical gravitational wave background, Phys. Rev. Lett (2018)

Source : Actualité du CNRS/INSU http://www.insu.cnrs.fr/node/9353

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Une nouvelle méthode de détection des planètes les plus jeunes de notre galaxie

Deux équipes distinctes d'astronomes ont utilisé ALMA pour dénicher des indices probants de l'existence de trois jeunes planètes autour de l'étoile HD 163296. L'utilisation d'une toute nouvelle méthode de détection planétaire leur a permis d'identifier trois perturbations au sein du disque de gaz qui encercle la jeune étoile : ces perturbations constituent la preuve formelle de la présence de planètes nouvellement nées. Il s'agit là des toute premières planètes détectées au moyen d'ALMA.

ALMA découvre un ensemble de trois jeunes planètes - Crédit : ESO, ALMA (ESO/NAOJ/NRAO); Pinte et al.

Le Vaste Réseau (Sub-)Millimétrique de l'Atacama (ALMA) a changé notre compréhension des disques protoplanétaires – ces usines à planètes constituées de gaz et de poussière qui encerclent les étoiles jeunes. Les anneaux et sillons qui parsèment ces disques plaident en faveur de l'existence de protoplanètes [1]. Toutefois, d'autres phénomènes pourraient être à l'origine de ces structures.

Mais l'utilisation d'une nouvelle méthode de détection de planètes, basée sur l'identification d'une dynamique inhabituelle du gaz qui emplit le disque protoplanétaire entourant une étoile jeune, a permis à deux équipes d'astronomes d'obtenir confirmation de l'origine planétaire de plusieurs structures [2].

“La mesure du flot de gaz à l'intérieur d'un disque protoplanétaire révèle, avec un degré de certitude nettement plus élevé, la présence de planètes en orbite autour d'une jeune étoile”, déclare Christophe Pinte de l'Université Monash en Australie et de l'Institut de Planétologie et d'Astrophysique de Grenoble (Université de Grenoble-Alpes / CNRS) en France, auteur principal de l'un des deux articles. “Cette technique ouvre une nouvelle piste pour comprendre les processus de formation des systèmes planétaires.”

Afin d'aboutir à leurs découvertes respectives, chaque équipe a analysé les observations d'ALMA de HD 163296, une jeune étoile située à quelque 330 années lumière de la Terre dans la constellation du Sagittaire (L'Archer) [3]. Cette étoile est dotée d'une masse environ deux fois supérieure à celle du Soleil. Elle n'est toutefois âgée que de quatre millions d'années – ce qui représente un millième de l'âge du Soleil.

“Nous avons examiné le mouvement du gaz à petite échelle au sein du disque protoplanétaire de l'étoile. Cette approche entièrement nouvelle, combinée aux images hautes résolution d'ALMA, pourrait permettre de détecter quelques-unes des planètes les plus jeunes de notre galaxie” précise Richard Teague, astronome à l'Université du Michigan et auteur principal du second article.

Plutôt que de se focaliser sur la poussière qui emplit le disque et que les observations d'ALMA permettent de cartographier avec précision, les astronomes ont étudié le gaz de monoxyde de carbone (CO) disséminé sur l'ensemble du disque. Les molécules de CO émettent une raie millimétrique très particulière qu'ALMA est capable d'observer en détail. De subtiles variations de longueur d'onde de cette lumière générées par l'effet Doppler révèlent les mouvements du gaz au sein du disque.

L'équipe pilotée par Richard Teague a identifié la présence de deux planètes à respectivement 12 milliards et 21 milliards de kilomètres de l'étoile. L'autre équipe, pilotée par Christophe Pinte, a localisé une troisième planète distante de 39 milliards de kilomètres de l'étoile centrale [4].

Les deux équipes ont utilisé des versions voisines de la même méthode, à la recherche d'anomalies dans le flot de gaz – comme l'attestent les variations de longueur d'onde de la raie en émission du CO, preuves que le gaz interagit avec un objet massif [5].

La technique utilisée par Richard Teague reposait sur la détection de variations de l'ordre de quelques pour cent dans le flot de gaz. Elle a mis en évidence les conséquences de l'existence de plusieurs planètes sur les mouvements du gaz à proximité directe de l'étoile. La technique utilisée par Christophe Pinte permettait de mesurer le flot de gaz de façon plus directe. Elle est davantage adaptée à l'étude de la partie externe du disque.  Elle a permis aux auteurs de localiser la troisième planète avec une précision plus élevée, mais se limite à la détection de déviations supérieures, de l'ordre de 10%, dans le flot de gaz.

Dans l'un et l'autre cas, les chercheurs ont identifié les zones de discontinuité dans le flot de gaz – similaires aux tourbillons qui se forment autour des rochers dans un torrent. En analysant ce mouvement avec soin, ils ont été en mesure d'estimer l'influence de corps planétaires de masses semblables à celles de Jupiter.

Cette nouvelle technique permet aux astronomes d'estimer les masses protoplanétaires avec une précision plus élevée. En outre, elle est moins susceptible de produire des faux positifs. “Nous plaçons désormais ALMA au premier rang de la détection planétaire” précise Ted Bergin de l'Université du Michigan.

L'une et l'autre équipe vont continuer d'améliorer cette méthode et l'appliquer à d'autres disques, espérant mieux comprendre la formation des atmosphères planétaires et déterminer les éléments chimiques participant à la naissance d'une planète.

Notes :

[1] Des milliers d'exoplanètes ont été découvertes ces deux dernières décennies. Toutefois, la détection de protoplanètes demeure un véritable challenge scientifique. A ce jour, aucune détection n'avait encore trouvé confirmation. Les techniques actuellement utilisées pour découvrir des exoplanètes au sein de systèmes planétaires entièrement formés – telles la mesure de l'oscillation d'une étoile ou la diminution de lumière stellaire générée par le passage d'une planète en transit – ne se prêtent pas à la détection de protoplanètes.

[2] Le mouvement du gaz autour d'une étoile en l'absence de planètes suit un schéma très simple et prévisible à la fois (rotation képlérienne), qu'il est quasiment impossible d'altérer, de manière cohérente et localement. De sorte que seule la présence d'un objet relativement massif est susceptible de générer de telles perturbations.

[3] Les surprenantes images de HD 163296 et d'autres systèmes similaires acquises par ALMA ont révélé d'étonnantes structures composées d'anneaux concentriques et de sillons vides au sein des disques protoplanétaires. Ces sillons peuvent attester de l'éjection de la poussière et du gaz par les protoplanètes le long de leurs orbites, ainsi que de leur intégration au sein de leurs propres atmosphères. Une étude antérieure du disque de cette étoile révèle que les espaces vides de poussière et de gaz se chevauchent, suggérant qu'au moins deux planètes s'y sont formées.

Toutefois, les observations initiales n'ont fourni que des preuves circonstancielles et n'ont pu être utilisées pour estimer les masses des planètes.

[4] Cela correspond à respectivement 80, 140 et 260 fois la distance séparant la Terre du Soleil.

[5] Cette technique s'apparente à celle ayant conduit à la découverte de la planète Neptune au cours du XIXème siècle. Dans ce cas, des anomalies repérées dans le mouvement de la planète Uranus ont été attribuées à l'effet gravitationnel d'un corps inconnu, qui fut découvert visuellement en 1846 et s'avéra constituer la huitième planète du Système Solaire.

Plus d'informations :  

Ce travail de recherche a fait l'objet de deux articles à paraître au sein de la même édition de la revue Astrophysical Journal Letters. Le premier s'intitule “Kinematic evidence for an embedded protoplanet in a circumstellar disc”, par C. Pinte et al., le second “A Kinematic Detection of Two Unseen Jupiter Mass Embedded Protoplanets”, par R. Teague et al.

L'équipe de Christophe Pinte est composée de C. Pinte (Université Monash, Clayton, Victoria, Australie; Univ. Grenoble Alpes, CNRS, IPAG, Grenoble, France), D. J. Price (Université Monash, Clayton, Victoria, Australie), F. Ménard (Univ. Grenoble Alpes, CNRS, IPAG, Grenoble, France), G. Duchêne (Université de Californie, Berkeley, Californie, Etats-Unis; Univ. Grenoble Alpes, CNRS, IPAG, Grenoble, France), W.R.F. Dent (Observatoire conjoint ALMA, Santiago, Chili), T. Hill (Observatoire conjoint ALMA, Santiago, Chili), I. de Gregorio-Monsalvo (Observatoire conjoint ALMA, Santiago, Chili), A. Hales (Observatoire conjoint ALMA, Santiago, Chili; Observatoire National de RadioAstronomie, Charlottesville, Virginie, Etats-Unis) et D. Mentiplay (Université Monash, Clayton, Victoria, Australie).

L'équipe de Richard Teague est composée de Richard D. Teague (Université du Michigan, Ann Arbor, Michigan, Etats-Unis), Jaehan Bae (Département du Magnétisme Terrestre, Institut Carnegie dédié à la Science, Washington, DC, Etats-Unis), Edwin A. Bergin (Université du Michigan, Ann Arbor, Michigan, Etats-Unis), Tilman Birnstiel (Observatoire de l'Université, Université Ludwig-Maximilien de Munich, Munich, Allemagne) et Daniel Foreman- Mackey (Centre de Simulation Astrophysique, Institut Flatiron, New York, Etats-Unis).

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.

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 Danemark, l'Espagne, la Finlande, la France, l'Italie, les Pays-Bas, la Pologne, 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 géant (ELT pour Extremely Large Telescope) de la classe des 39 mètres qui observera dans le visible et le proche infrarouge. L'ELT sera « l'œil le plus grand au monde tourné vers le ciel ».

Liens :  

- Publication de Christophe Pinte et al. dans Astrophysical Journal Letters

- Publication de Richard Teague et al. dans Astrophysical Journal Letters

- Photos d'ALMA

Source : ESO https://www.eso.org/public/france/news/eso1818/?lang

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

C/2018 K1 (Weiland)

Henry Weiland, de l'équipe du projet ATLAS (Asteroid Terrestrial-impact Last Alert System), Mauna Loa, a initialement rapporté la présence d'une possible comète sur les images CCD obtenues le 25 Mai 2018 avec le télescope Schmidt de 0.5-m f/2.0. La nature cométaire de l'objet a été confirmée par de nombreux astrométristes après publication sur les pages NEOCP (NEO Confirmation Page) et PCCP (Possible Comet Confirmation Page) du Minor Planet Center. Des images antérieures à la découverte, obtenues par Pan-STARRS 1 le 06 Novembre 2017 et le 24 Mai 2018, ont été identifiées.

Les éléments orbitaux elliptiques de la comète C/2018 K1 (Weiland) indiquent un passage au périhélie le 06 Avril 2018 à une distance d'environ 1,8 UA du Soleil, et une période d'environ 163 ans pour cette comète de type Halley (20 ans < P < 200 ans).

https://minorplanetcenter.net/mpec/K18/K18KB7.html (MPEC 2018-K117)

https://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=C%2F2018%20K1;old=0;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

P/2018 L1 (PANSTARRS)

R. Weryk, de l'équipe de recherche de Pan-STARRS (Panoramic Survey Telescope & Rapid Response System), a signalé une possible comète sur les images obtenues le 03 Juin 2018 avec le télescope Pan-STARRS 1, l'objet montrant une possible queue au sud-est. Plusieurs observateurs ont confirmé la nature cométaire de l'objet, après publication sur les pages NEOCP (NEO Confirmation Page) et PCCP (Possible Comet Confirmation Page) du Minor Planet Center. Des images antérieures à la découverte, obtenues le 18 Mai 2018 dans le cadre du Mt. Lemmon Survey, ont été identifiées.

Les éléments orbitaux elliptiques de la comète P/2018 L1 (PANSTARRS) indiquent un passage au périhélie le 12 Novembre 2018 à une distance d'environ 1,8 UA du Soleil, et une période d'environ 6,9 ans pour cette comète de la famille de Jupiter.

https://minorplanetcenter.net/mpec/K18/K18L36.html (MPEC 2018-L36)

https://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=P%2F2018%20L1;old=0;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

C/2018 L2 (ATLAS)

Henry Weiland, de l'équipe du projet ATLAS (Asteroid Terrestrial-impact Last Alert System), Mauna Loa, a rapporté qu'un objet figurant sur les images obtenues le 08 Juin 2018 avec le télescope Schmidt de 0.5-m f/2.0 semblait être une comète. La nature cométaire de l'objet a été confirmée par de nombreux astrométristes après publication sur les pages NEOCP (NEO Confirmation Page) et PCCP (Possible Comet Confirmation Page) du Minor Planet Center. Des images antérieures à la découverte, obtenues le 04 Juin 2018 par L. S. Amaral (Observatorio Campo dos Amarais) et mesurées par P. R. Holvorcem, ont été identifiées.

Les éléments orbitaux paraboliques préliminaires de la comète C/2018 L2 (ATLAS) indiquent un passage au périhélie le 02 Décembre 2018 à une distance d'environ 1,7 UA du Soleil.

https://minorplanetcenter.net/mpec/K18/K18L37.html (MPEC 2018-L37)

https://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=C%2F2018%20L2;old=0;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

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

COMETES - Magnitudes prévues pour les prochains mois

Liste des comètes potentiellement observables - éléments orbitaux

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

Les différentes familles de comètes

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

La nouvelle définition du rayon solaire adoptée par l'UAI en 2015 confrontée aux observations directes

En 2015, l'Union Astronomique Internationale (UAI) a adopté une nouvelle valeur nominale du rayon solaire fixée à 695 700 km et qui doit être utilisée lorsque l'on exprime la taille d'un objet observé en unité de rayon solaire [1]. La précédente valeur adoptée par l'UAI, 696 000 km [2], correspondait au rayon photosphérique qui peut être mesuré directement par le point d'inflexion dans la courbe donnant la diminution de l'intensité lumineuse au bord du disque solaire mesurée dans le continuum. La nouvelle valeur nominale choisie revient à changer la définition du rayon solaire en considérant que la « surface » du Soleil est le lieu où la température atteint la température effective du rayonnement solaire. La détermination de ce niveau dépend de la modélisation et n'est donc pas mesurable directement. Il correspond cependant au « rayon sismique » qui peut être évalué indirectement par l'héliosismologie. Les calculs de transfert radiatif sur lesquels sont basés la résolution de l'UAI prédisent un rayon photosphérique supérieur de 333±8 km au rayon nominal [3]. En utilisant les mesures dans le continuum photosphérique de l'instrument SODISM de la mission spatiale PICARD et les mesures au sol de SODISM II, une équipe de chercheurs du LATMOS et de l'OCA montre que les mesures directes les plus précises du rayon solaire photosphérique sont supérieures aux prédictions déduites du transfert radiatif et de la valeur nominale actuelle.

Détermination absolue du rayon solaire

En 2012, l'instrument SODISM à bord du satellite PICARD a observé le passage de Vénus. Cet événement astronomique a permis une détermination précise du rayon photosphérique à 535.7, à 607.1 et à 782.2 nm. Depuis le sol, sur le site de Calern de l'Observatoire de la Côte d'Azur, des observations systématiques sont menées depuis 2011 en utilisant le modèle de qualification de l'instrument SODISM, appelé SODISM II. Ce télescope de type Ritchey-Chrétien opère dans les mêmes longueurs d'onde que SODISM mais aussi dans le proche infra-rouge à 1025 nm où les effets de la turbulence atmosphérique sont moindres. Un moniteur de turbulence diurne a par ailleurs été développé pour compléter l'interprétation des images au sol de SODISM II [4]. L'analyse statistique d'environ 5000 images par an et par longueur d'onde acquises au sol a permis d'atteindre des niveaux de précision comparables à ceux obtenus dans l'espace sur une période plus courte. Ces analyses montrent que l'ensemble des mesures dans le continuum sont compatibles, indépendamment de la longueur d'onde utilisée, avec la valeur estimée à 607.1 nm soit 696 156 ±145 km.

Ce résultat reste marginalement compatible à un écart-type avec la valeur nominale adoptée par l'UAI si l'on prend en compte la différence entre rayon sismique et rayon photosphérique prédite par la modélisation et le transfert radiatif. Elle tend cependant à montrer une différence avec le rayon sismique systématiquement supérieure à celle prédite, ce qui pourra motiver de nouvelles modélisations plus réalistes de la photosphère par exemple avec des codes magnéto-hydrodynamique 3D.

Perspectives

La comparaison entre les séries de mesures acquises au sol depuis 7 ans et celles obtenues dans l'espace sur une courte période (2010-2013) montre que l'analyse statistique des données sol permet d'atteindre une précision équivalente à celle obtenue hors atmosphère. Cela justifie la poursuite sur le plus long terme de la surveillance solaire au sol d'un point de vue astrométrique pour étudier notamment les variations relatives des rayons photosphériques et sismiques au cours du cycle d'activité magnétique et sur le plus long terme.

L'équipe du LATMOS et de l'OCA qui mène ce programme s'associe à l'Observatoire de Meudon pour développer en parallèle un suivi temps-réel de l'activité magnétique observée dans la chromosphère avec un moniteur H-alpha. Ce programme nommé METEOSPACE [5] viendra compléter le programme de surveillance solaire entamé dès 1974 par Francis Laclare sur le plateau de Calern pour ce qui concerne l'astrométrie et depuis plus de cent ans à Meudon avec notamment les images du spectro-héliographe pour ce qui concerne l'imagerie H-alpha de la chromosphère.

Ces programmes sont soutenus par le Programme National Soleil-Terre (PNST) du CNRS-INSU.

Note(s): 

[1] Prša, A., Harmanec, P., Torres, G., et al. 2016, AJ, 152, 41

[2] http://www.iau.org/static/resolutions/IAU1976_French.pdf

[3] Haberreiter, M., Schmutz, W., & Kosovichev, A. G. 2008, ApJ, 675, L53

[4] Ikhlef, R., Corbard, T., Morand, F., et al. 2016, MNRAS, 458, 517

[5] Corbard, T., Malherbe, J. M.et al., 2016, Journées de la SF2A 2016., Lyon, France, p. 293

Référence : 

Solar radius determined from PICARD/SODISM observations and extremely weak wavelength dependence in the visible and the near-infrared, M. Meftah, T. Corbard, A. Hauchecorne, F. Morand, R. Ikhlef, B. Chauvineau, C. Renaud, A. Sarkissian, L. Damé, Astronomy and Astrophysics (in press), 2018, DOI: https://doi.org/10.1051/0004-6361/201732159

Source : Actualité du CNRS/INSU http://www.insu.cnrs.fr/node/9341

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Grâce à ALMA et au VLT, des astronomes ont découvert que les galaxies à sursauts d'étoiles de l'Univers jeune ainsi qu'une zone de formation d'étoiles au sein d'une galaxie proche contenaient une proportion d'étoiles massives nettement supérieure à celle caractérisant les galaxies plus calmes. Ces résultats questionnent les modèles actuels d'évolution des galaxies et modifient notre compréhension de l'histoire de la formation des étoiles ainsi que de la création des éléments chimiques.

Vue d'artiste d'une galaxie à sursauts d'étoiles poussiéreuse - Crédit : ESO/M. Kornmesser

Afin de sonder l'Univers lointain et de déterminer la proportion d'étoiles massives contenues au sein de quatre galaxies à formation d'étoiles riches en gaz [1], une équipe de scientifiques pilotée par Zhi-Yu-Zhang, astronome à l'Université d'Edimbourg, a utilisé le Vaste Réseau (Sub-)Millimétrique de l'Atacama (ALMA). Ces galaxies ont été observées alors que l'Univers était beaucoup plus jeune. Il est donc peu probable que ces jeunes galaxies aient déjà connu de nombreux épisodes de formation stellaire, susceptibles de fausser les résultats obtenus.

Zhang et son équipe ont élaboré une nouvelle technique – semblable à la datation au carbone 14 – pour mesurer les abondances des différents types de monoxyde de carbone au sein de quatre galaxies lointaines à formation d'étoiles, emplies de poussière [2]. Ils ont notamment déterminé le rapport de deux types de monoxyde de carbone contenant des isotopes différents [3].

“Les isotopes de carbone et d'oxygène sont d'origines distinctes” précise Zhang. En effet, “les étoiles massives créent davantage d'¹⁸O, tandis que les étoiles de faible masse ou de masse intermédiaire produisent davantage de ¹³C“. L'adoption de cette nouvelle technique a permis à l'équipe de sonder la poussière galactique et d'évaluer, pour la toute première fois, la masse des étoiles contenues dans ces galaxies.

La masse d'une étoile est le facteur déterminant son évolution future. Les étoiles massives brillent intensément et s'éteignent rapidement, tandis que les étoiles de faible masse tel le Soleil émettent un rayonnement plus modeste des milliards d'années durant. Connaissant les proportions d'étoiles de masses différentes qui naissent dans les galaxies, les astronomes peuvent affiner leur compréhension de la formation et de l'évolution des galaxies au fil de l'histoire de l'Univers. S'ensuit l'acquisition de données relatives aux éléments chimiques entrant dans la composition de nouvelles étoiles ainsi que de leurs cortèges de planètes et, finalement, le nombre de trous noirs susceptibles de fusionner et donc de former les trous noirs supermassifs qui occupent les centres de nombreuses galaxies.

Donatella Romano, astronome à l'INAF – Astrophysics and Space Observatory de Bologne et co-auteur de la découverte, explique les résultats obtenus : “Le rapport ¹⁸O / ¹³C caractérisant les galaxies à formation d'étoiles de l'Univers jeune est dix fois supérieur à celui caractérisant les galaxies semblables à la Voie Lactée. Cela implique que les galaxies à sursauts d'étoiles contiennent une proportion nettement plus élevée d'étoiles massives.

La découverte d'ALMA est cohérente avec une autre découverte, relative à l'Univers local. Une équipe emmenée par Fabian Schneider de l'Université d'Oxford au Royaume-Uni a effectué, au moyen du Very Large Telescope de l'ESO, des relevés spectroscopiques de 800 étoiles de la région de formation stellaire 30 Doradus dans le Grand Nuage de Magellan afin de cartographier la distribution des âges et des masses stellaires [4].

Schneider explique les résultats obtenus : “Nous avons détecté des étoiles dont la masse excède les 30 masses solaires dans des proportions supérieures de 30% à la norme. Les étoiles dont la masse excède les 60 masses solaires étaient quant à elles supérieures en nombre de 70% à la proportion attendue. Nos résultats questionnent l'existence supposée du seuil de 150 masses solaires qu'une étoile nouvellement formée ne pourrait dépasser. Ils suggèrent même que ce seuil pourrait être porté à 300 masses solaires !

Rob Ivison, co-auteur du nouvel article, conclut ainsi : “Nos découvertes invitent à questionner notre compréhension de l'histoire cosmique. Les astronomes qui conçoivent les modèles d'Univers doivent désormais reconsidérer leur outil de travail, et lui apporter les modifications nécessaires.”

Notes :

[1] Les galaxies à sursauts d'étoiles sont des galaxies traversant une phase d'intense formation stellaire. Le rythme auquel elles créent de nouvelles étoiles peut être plus de 100 fois supérieur au taux de formation stellaire caractéristique de notre galaxie, la Voie Lactée. Les étoiles massives de ces galaxies émettent un rayonnement ionisant, des vents stellaires, et achèvent leurs existences en explosions de supernovae, ce qui influence de manière significative l'évolution dynamique et chimique  du milieu environnant. L'étude de la distribution en masse des étoiles dans ces galaxies permet de mieux comprendre leur propre évolution, et plus généralement, l'évolution de l'Univers.

[2] La méthode de datation au carbone 14 est utilisée pour déterminer l'âge d'un objet composé de matière organique. En mesurant la quantité de ¹⁴C, un isotope radioactif dont l'abondance décroît continuellement, il est possible de déterminer la date de fin de vie d'un animal ou d'une plante. Les isotopes utilisés dans le cadre de l'étude d'ALMA, ¹³C et ¹⁸O, sont stables et leurs abondances augmentent tout au long de la durée de vie d'une galaxie, leur synthèse résultant des réactions de fusion nucléaire se produisant à l'intérieur des étoiles.

[3] Ces différentes formes de la molécule sont appelées isotopologues. Elles diffèrent entre elles au travers de leur nombre de neutrons. Les molécules de monoxyde de carbone utilisées dans le cadre de cette étude constituent un exemple de ces espèces moléculaires : le noyau d'un isotope stable de carbone peut renfermer 12 ou 13 nucléons ; le noyau d'un isotope stable d'oxygène peut contenir 16, 17 ou 18 nucléons.

[4] Schneider et al. ont effectué des observations spectroscopiques d'étoiles individuelles au sein de 30 Doradus, une région de formation d'étoiles située dans le Grand Nuage de Magellan tout proche, au moyen du spectrographe FLAMES ( Fibre Large Array Multi Element Spectrograph) installé sur le Very Large Telescope (VLT). Cette étude fut l'une des premières à produire des résultats suffisamment détaillés pour montrer que l'Univers est capable de produire des zones de formation d'étoiles caractérisées par des distributions de masses différentes de celle de la Voie Lactée.

Plus d'informations :  

Les résultats obtenus avec ALMA sont publiés dans un article intitulé “Stellar populations dominated by massive stars in dusty starburst galaxies across cosmic time” de la revue Nature du 4 juin 2018. Les résultats obtenus avec le VLT sont publiés dans un article intitulé “An excess of massive stars in the local 30 Doradus starburst”, qui a été publié dans Science le 5 janvier 2018.

L'équipe d'ALMA est composée de Z. Zhang (Institut d'Astronomie, Université d'Edimbourg, Edimbourg, Royaume-Uni; Observatoire Européen Austral, Garching bei München, Allemagne), D. Romano (INAF, Observatoire Astronomique de Bologne, Bologne, Italie), R. J. Ivison (Observatoire Européen Austral, Garching bei München, Allemagne; Institut d'Astronomie, Université d'Edimbourg, Edimbourg, Royaume-Uni), P .P. Papadopoulos (Centre de Recherche en Astronomie, Académie d'Athènes, Athènes, Grèce; Département de Physique, Université Aristote de Thessalonique, Thessalonique, Grèce) et F. Matteucci (INAF, Observatoire Astronomique de Trieste, Trieste, Italie; INFN, SectionTrieste, Trieste, Italie)

L'équipe du VLT est composée de F. R. N. Schneider (Département de Physique, Université d'Oxford, Royaume-Uni), H. Sana (Institut d'Astrophysique, KU Leuven, Belgique), C. J. Evans (Centre d'Astronomie et de Technologie du Royaume-Uni, Observatoire Royal d'Edimbourg, Edimbourg, Royaume-Uni), J. M. Bestenlehner (Institut Max-Planck dédié à l'Astronomie, Heidelberg, Allemagne; Département de Physique et d'Astronomie, Université de Sheffield, Royaume-Uni), N. Castro (Département d'Astronomie, Université du Michigan, Etats-Unis), L. Fossati (Académie Autrichienne des Sciences, Institut de Recherche Spatiale, Graz, Autriche), G. Gräfener (Institut Argelander d'Astronomie de l'Université de Bonn, Allemagne), N. Langer (Institut Argelander d'Astronomie de l'Université de Bonn, Allemagne), O. H. Ramírez-Agudelo (Centre d'Astronomie et de Technologie du Royaume-Uni, Observatoire Royal d'Edimbourg, Edimbourg, Royaume-Uni), C. Sabín-Sanjulián (Département de Physique et d'Astronomíe, Université de La Serena, Chili), S. Simón-Díaz (Institut d'Astrophysique des Canaries, Tenerife, Espagne; Département d'Astrophysique, Université de La Laguna, Tenerife, Espagne),  F. Tramper (Centre Européen d'Astronomie Spatiale, Madrid, Espagne), P. A. Crowther (Département de Physique et d'Astronomie, Université de Sheffield, Royaume-Uni), A. de Koter (Institut Astronomique Anton Pannekoek, Université d'Amsterdam, Pays-Bas; Institut d'Astrophysique, KU Leuven, Belgique), S. E. de Mink (Institut Astronomique Anton Pannekoek, Université d'Amsterdam, Pays-Bas), P. L. Dufton (Centre de Recherche en Astrophysique, Ecole de Mathematique et de Physique, Université de la Reine à Belfast, Irlande du Nord, Royaume-Uni), M. Garcia (Centre d'Astrobiologíe, CSIC-INTA, Madrid, Espagne), M. Gieles (Département de Physique, Faculté d'Ingénierie et des Sciences Physiques, Université de Surrey, Royaume-Uni), V. Hénault-Brunet (Conseil National de la Recherche, Centre d'Astronomie et d'Astrophysique, Canada; Département d'Astrophysique/Institut de Mathématiques, Astrophysique et Physique des Particles, Université de Radboud, Pays-Bas), A. Herrero (Département de Physique et d'Astronomíe, Université de La Serena, Chili), R. G. Izzard (Département de Physique, Faculté d'Ingénierie et des Sciences Physiques, Université du Surrey, Royaume-Uni; Institut d'Astronomie, Les Observatoires, Cambridge, Royaume-Uni), V. Kalari (Département d'Astronomíe, Université du Chili, Santiago, Chili), D. J. Lennon (Centre Européen d'Astronomie Spatiale, Madrid, Espagne), J. Maíz Apellániz (Centre d'Astrobiologíe, CSIC–INTA, Centre Européen d'Astronomie Spatiale, Villanueva de la Cañada, Espagne), N. Markova (Institut d'Astronomie de l'Observatoire Astronomique National, Academie des Sciences Bulgare, Smolyan, Bulgare), F. Najarro (Centre d'Astrobiologíe, CSIC-INTA, Madrid, Espagne), Ph. Podsiadlowski (Département de Physique, Université d'Oxford, Royaume-Uni; Institut Argelander d'Astronomie de l'Université de Bonn, Allemagne), J. Puls (Université Ludwig-Maximilians de Munich, Allemagne), W. D. Taylor (Centre d'Astronomie et de Technologie du Royaume-Uni, Observatoire Royal d'Edimbourg, Edimbourg, Royaume-Uni), J. Th. van Loon (Laboratoires Lennard-Jones, Université de Keele, Staffordshire, Royaume-Uni), J. S. Vink (Observatoire Armagh, Ireland du Nord, Royaume-Uni) et C. Norman (Université Johns Hopkins, Baltimore, Etats-Unis;  Institut des Sciences du Télescope Spatial, Baltimore, Etats-Unis).

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 Danemark, l'Espagne, la Finlande, la France, l'Italie, les Pays-Bas, la Pologne, 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 géant (ELT pour Extremely Large Telescope) de la classe des 39 mètres qui observera dans le visible et le proche infrarouge. L'ELT sera « l'œil le plus grand au monde tourné vers le ciel ».

Liens :  

- Publication scientifique de Zhang et al.

- Publication scientifique de Schneider et al.

- Photos d'ALMA

- Photos du VLT

Source : ESO https://www.eso.org/public/france/news/eso1817/?lang

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie