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Nouvelles du Ciel d'Août 2017 |
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ALMA détecte la présence de vastes réservoirs cachés de gaz turbulent dans de lointaines galaxies
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La toute première détection de molécules de CH+ au sein de lointaines galaxies à formation d'étoiles offre un aperçu de l'histoire de la formation stellaire de l'Univers
ALMA a permis de détecter la présence de réservoirs turbulents de gaz froid autour de lointaines galaxies à formation d'étoiles. La découverte inédite de la molécule CH+ autorise l'étude, sous un angle nouveau, d'une époque critique de la formation stellaire au sein de l'Univers. La présence de cette molécule éclaire la façon dont les galaxies parviennent à prolonger leur phase d'intense formation stellaire. Les résultats de cette étude sont publiés dans la revue Nature.
Vue d'artiste du gaz alimentant les galaxies lointaines à formation d'étoiles - Crédit : ESO/L. Benassi
Une équipe pilotée par Edith Falgarone (Ecole Normale Supérieure et Observatoire de Paris, France) a utilisé le Vaste Réseau (Sub-)Millimétrique de l'Atacama (ALMA) pour détecter les signatures de la molécule d'hydrure de carbone CH+ [1] au sein de lointaines galaxies à formation d'étoiles [2]. L'équipe a identifié les signaux forts de la présence de CH+ dans cinq des six galaxies étudiées, parmi lesquelles figure le Cil Cosmique [3]. Cette nouvelle étude livre des informations permettant de mieux comprendre le processus de croissance des galaxies ainsi que l'influence de l'environnement galactique sur la formation stellaire.
“Le CH+ est une molécule particulière. Sa formation requiert une grande quantité d'énergie et son importante réactivité se traduit par une courte durée de vie et donc l'impossibilité d'être transportée sur de longues distances. La molécule de CH+ révèle les flux d'énergie au sein des galaxies et de leur environnement” explique Martin Zwaan, astronome à l'ESO, qui contribua à l'étude.
Afin de comprendre le rôle de révélateur que joue la molécule de CH+ vis à vis des flux d'énergie, considérons l'analogie suivante : un bâteau navigue sur l'océan tropical par nuit noire, sans Lune. Dans de bonnes conditions, le plancton fluorescent peut s'illuminer au passage du bateau. La turbulence générée par le bateau sillonnant l'eau excite le plancton – en d'autres termes, leur lumière révèle l'existence d'une eau sombre plus profonde ainsi que la présence de zones turbulentes. Parce que la molécule de CH+ ne se forme qu'en de petites zones de dissipation des mouvements turbulents de gaz, sa détection permet de tracer les flux d'énergie à l'échelle galactique.
Les observations de CH+ révèlent l'existence d'ondes de choc de densité élevée alimentées par des vents galactiques chauds et rapides issus des régions galactiques de formation stellaire. Ces vents parcourent la galaxie et en expulsent la matière. Toutefois leurs mouvements turbulents permettent à une partie de cette matière de se retrouver piégée par l'attraction gravitationnelle de la galaxie. La matière s'assemble alors pour former de vastes réservoirs turbulents de gaz froid de faible densité, qui s'étendent à plus de 30 000 années lumière de la région de formation stellaire de la galaxie [4].
“Le traçage de la molécule de CH+ nous apprend que l'énergie est stockée au sein de vents puissants à l'échelle galactique et donne lieu à des mouvements turbulents au sein de réservoirs jusqu'alors inconnus de gaz froid situés en périphérie de la galaxie” précise Edith Falgarone, l'auteur principal de cette nouvelle étude. “Nos résultats questionnent la théorie de l'évolution galactique. En acheminant la turbulence dans les réservoirs, ces vents galactiques étendent la durée de la phase de formation stellaire au lieu de l'interrompre.”
L'équipe a établi que les seuls vents galactiques ne suffisaient pas à reconstituer les réservoirs de gaz nouvellement découverts et suggère que l'apport de masse résulte de processus de fusion ou d'accrétion galactiques de flux de gaz cachés, conformément aux prédictions théoriques actuelles.
“Cette découverte offre une importante clé de compréhension du processus de régulation des flux de matière qui s'écoulent au sein des galaxies de l'Univers jeune caractérisées par une intense formation stellaire”, conclut Rob Ivison, Directeur de la Science à l'ESO et co-auteur de l'étude. “Elle témoigne des formidables résultats auxquels peut parvenir une équipe pluridisciplinaire de chercheurs au moyen de l'un des télescopes les plus puissants au monde.”
Notes : [1] Le CH+ est un ion de la molécule CH que les chimistes nomment methylidyne. Elle est l'une des trois premières molécules découvertes dans le milieu interstellaire. C'était au début des années 1940. Depuis lors, la présence de CH+ dans l'espace interstellaire est demeurée un mystère : cet ion est extrêmement réactif en effet et disparaît donc beaucoup plus rapidement que tout autre.
[2] Ces galaxies sont caractérisées par des taux de formation stellaire bien plus élevés que ceux des galaxies calmes telle que la Voie Lactée. Ces structures sont donc idéales pour comprendre le processus de croissance galactique ainsi que l'interaction entre le gaz, la poussière, les étoiles et les trous noirs qui occupent les centres galactiques.
[3] ALMA a permis d'obtenir le spectre de chaque galaxie. Un spectre est un enregistrement de la lumière issue d'un objet astronomique par exemple, décomposée en différentes couleurs (ou longueurs d'onde), tout comme les gouttes de pluie dispersent la lumière pour former un arc en ciel. Parce que chaque élément est doté d'une “signature” unique, les spectres peuvent être utilisés pour établir la compositon chimique des objets observés.
[4] Ces réservoirs turbulents de gaz diffus semblent être de même nature que les halos géants lumineux qui entourent les quasars distants.
Plus d'informations : Ce travail de recherche a fait l'objet d'un article intitulé “Large turbulent reservoirs of cold molecular gas around high redshift starburst galaxies” par E. Falgarone et al., à paraître au sein de l'édition du 30 août 2017 de la revue Nature.
L'équipe est composée de E. Falgarone (Ecole Normale Supérieure et Observatoire de Paris, France), M.A. Zwaan (ESO, Allemagne), B. Godard (Ecole Normale Supérieure et Observatoire de Paris, France), E. Bergin (Université du Michigan, Etats-Unis), R.J. Ivison (ESO, Allemagne; Université d'Edimbourg, Royaume-Uni), P. M. Andreani (ESO, Allemagne), F. Bournaud (CEA/AIM, France), R. S. Bussmann (Université Cornell, Etats-Unis), D. Elbaz (CEA/AIM, France), A. Omont (IAP, CNRS, Sorbonne Universités, France), I. Oteo (Université d'Edimbourg, Royaume-Uni; ESO, Allemagne) et F. Walter (Institut Max Planck dédié à l'Astronomie, Allemagne).
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 16 pays : l'Allemagne, l'Autriche, la Belgique, le Brésil, 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 Very Large Telescope (VLT), 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 également un partenaire majeur pour deux équipements à Chajnantor ; APEX et ALMA, le plus grand projet astronomique existant à ce jour. Et sur le Mont Armazones, à proximité de Paranal, l'ESO est en train de construire l'Extremely Large Telescope, l'ELT, de la classe des 39 mètres, qui sera "l'œil le plus grand au monde tourné vers le ciel".
Liens : - Publication scientifique dans la revue Nature
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
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Comètes P/2008 T4 = 2017 Q1 (Hill), C/2017 P2 (PANSTARRS)
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P/2008 T4 = 2017 Q1 (Hill) La comète P/2008 T4 (Hill), découverte par Rik E. Hill sur les images obtenues le 08 Octobre 2008 dans le cadre du Catalina Sky Survey et observée pour la dernière fois le 27 Février 2009, a été retrouvée sur les images obtenues par les membres de l'équipe de recherche de Pan-STARRS (Panoramic Survey Telescope & Rapid Response System) les 25 Juillet et 18 Août 2017 avec le télescope Ritchey-Chretien de 1.8-m. La comète P/2008 T4 (Hill), d'une période de 9,3 ans, s'était approchée du Soleil à une distance d'environ 2,5 UA lors de son passage au périhélie le 23 Décembre 2008.
Pour ce nouveau retour, les éléments orbitaux de la comète P/2008 T4 = 2017 Q1 (Hill) indiquent un passage au périhélie le 29 Mai 2018 à une distance d'environ 2,5 UA du Soleil, et une période d'environ 9,4 ans.
Satisfaisant aux conditions requises, la comète P/2008 T4 = 2017 Q1 (Hill) a reçu la dénomination définitive de 357P/Hill en tant que 357ème comète périodique numérotée.
C/2017 P2 (PANSTARRS) Les membres de l'équipe de recherche de Pan-STARRS (Panoramic Survey Telescope & Rapid Response System) ont signalé la découverte d'une nouvelle comète sur les images obtenues le 14 Août 2017 avec le télescope Ritchey-Chretien de 1.8-m.
Les éléments orbitaux paraboliques préliminaires de la comète C/2017 P2 (PANSTARRS) indiquent un passage au périhélie le 06 Décembre 2017 à une distance d'environ 2,4 UA du Soleil.
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie |
Meilleure image acquise à ce jour de la surface et de l'atmosphère d'une étoile
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Première cartographie des mouvements de matière à la surface d'une étoile autre que le Soleil
Grâce à l'interféromètre du Very Large Telescope de l'ESO, des astronomes sont parvenus à réaliser l'image la plus détaillée à ce jour d'une étoile – la supergéante rouge Antarès. Ils ont également effectué la toute première cartographie des mouvements de matière au sein de l'atmosphère d'une étoile autre que le Soleil, révélant par là-même l'existence inattendue de turbulence au sein de la vaste atmosphère d'Antarès. Les résultats de cette étude ont été publiés dans la revue Nature.
Vue d'artiste de la supergéante rouge Antarès - Crédit : ESO/K. Ohnaka
A l'œil nu, la célèbre étoile Antares située au cœur de la constellation du Scorpion brille avec intensité et affiche une coloration rougeâtre. En termes astronomiques, cette étoile est une supergéante rouge relativement froide en fin de vie, sur le point de se changer en supernova [1].
Une équipe d'astronomes pilotée par Keiichi Ohnaka de l'Université Catholique du Nord du Chili, a utilisé l'Interféromètre du Very Large Telescope de l'ESO (VLTI) à l'Observatoire de Paranal au Chili pour cartographier la surface d'Antarès et déterminer les mouvements de matière à sa surface. L'image obtenue est la plus détaillée à ce jour de la surface et de l'atmosphère d'une étoile autre que le Soleil.
Le VLTI est un instrument unique capable de combiner la lumière en provenance de quatre télescopes – les Télescopes de 8,2 mètres de diamètre ou les Télescopes Auxiliaires de taille intermédiaire – en vue de constituer un télescope virtuel doté d'un miroir unique de 200 mètres de diamètre. La résolution des détails fins excède celle obtenue au moyen d'un seul et unique télescope.
“Le processus responsable de la perte de masse si rapide d'étoiles en fin de vie telle Antarès est demeuré incompris durant plus d'un demi siècle”, précise Keiichi Ohnaka, l'auteur principal de cette étude. “Le VLTI est le seul instrument nous permettant de mesurer directement les mouvements de gaz au sein de l'atmosphère étendue d'Antarès – une étape clé dans la résolution de ce problème. Le prochain défi consiste à identifier la source de ces mouvements turbulents.”
Les nouveaux résultats obtenus ont permis à l'équipe de générer la première carte bidimensionnelle des mouvements animant l'atmosphère d'une étoile autre que le Soleil. La combinaison, dans le cadre du VLTI, de trois des Télescopes Auxiliaires et d'un instrument baptisé AMBER, a donné lieu à l'acquisition d'images distinctes de la surface d'Antarès sur une petite portion du spectre infrarouge.
L'équipe a ensuite déduit de ces données les différences de vitesses du gaz atmosphérique en diverses régions de l'étoile ainsi que la vitesse moyenne sur la globalité de sa surface [2]. Ils ont ainsi pu réaliser une carte de la vitesse relative du gaz atmosphérique sur la totalité du disque d'Antarès – la toute première carte de ce type établie pour une étoile autre que le Soleil.
Les astronomes ont découvert l'existence de gaz turbulent, de faible densité, à plus grande distance du centre de l'étoile qu'estimé, et conclu que le mouvement ne pouvait résulter du processus de convection [3] qui transfère le rayonnement issu du noyau vers l'enveloppe extérieure de nombreuses étoiles. Leur étude les a conduits à envisager l'existence d'un processus encore inconnu, responsable de ces mouvements au sein des atmosphères étendues de supergéantes rouges semblables à Antarès.
“A l'avenir, cette technique d'observation, jusqu'alors limitée à la seule étude du Soleil, pourrait être appliquée à différents types d'étoiles afin d'analyser leurs surfaces et de leurs atmosphères de manière plus détaillée que jamais” conclut Keiichi Ohnaka. “Notre travail offre une nouvelle dimension à l'astrophysique stellaire et ouvre une nouvelle fenêtre d'étude des étoiles”.
Notes : [1] Aux yeux des astronomes, Antarès est une supergéante rouge typique. Ces énormes étoiles en fin de vie sont à l'origine dotées d'une masse comprise entre neuf et quarante masses solaires. Lorsque ce type d'étoile devient une supergéante rouge, son enveloppe externe s'étend, de sorte que sa taille et sa luminosité croissent, mais sa densité diminue. A l'heure actuelle, la masse d'Antarès avoisine les 12 masses solaires et son diamètre excède les 700 diamètres solaires. A l'origine, sa masse devait être quinze fois supérieure à celle du Soleil. Au cours de son existence, elle aurait donc perdu trois masses solaires.
[2] La vitesse de la matière cheminant en direction ou à l'opposé de la Terre peut être mesurée grâce à l'effet Doppler, qui décale les raies spectrales vers l'extrémité rouge ou bleue du spectre, selon que la matière émettant ou absorbant la lumière s'éloigne ou s'approche de l'observateur.
[3] Le processus de convection entraîne la matière froide vers les régions internes de l'étoile et la matière chaude vers l'enveloppe externe, le long de boucles circulaires. Ce processus survient au sein de l'atmosphère terrestre, rend compte des courants océaniques, et déplace le gaz environnant les étoiles.
Plus d'informations : Ce travail de recherche a fait l'objet d'un article intitulé “Vigorous atmospheric motion in the red supergiant star Antares”, par K. Ohnaka et al., à paraître dans la revue Nature.
L'équipe est composée de K. Ohnaka (Université Catholique du Nord, Antofagasta, Chili), G. Weigelt (Institut Max Planck dédié à la Radioastronomie, Bonn, Allemagne) et K. -H. Hofmann (Institut Max Planck dédié à la Radioastronomie, Bonn, Allemagne).
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 16 pays : l'Allemagne, l'Autriche, la Belgique, le Brésil, 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 Very Large Telescope (VLT), 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 également un partenaire majeur pour deux équipements à Chajnantor ; APEX et ALMA, le plus grand projet astronomique existant à ce jour. Et sur le Mont Armazones, à proximité de Paranal, l'ESO est en train de construire l'Extremely Large Telescope, l'ELT, de la classe des 39 mètres, qui sera "l'œil le plus grand au monde tourné vers le ciel".
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Avis de tempête de neige sur Mars !
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Il neige la nuit sur Mars et les chutes de neige sont particulièrement rapides, associées à de violentes tempêtes. C'est la surprenante conclusion d'une étude menée par une équipe de planétologues du Laboratoire de Météorologie Dynamique (LMD), de l'Université de Stanford (USA) et du Laboratoire Atmosphères Milieux Observations Spatiales (LATMOS). L'identification de ce nouveau phénomène permet d'expliquer d'énigmatiques observations depuis l'orbite et le sol de la planète Mars, et donne une nouvelle vision, bien plus dynamique, des nuages d'eau sur cette planète. Ces résultats ont été publiés le 21 août 2017 dans la revue Nature Geoscience.
Sur Mars comme sur Terre, des nuages d'eau apparaissent dans l'atmosphère. Les nuages martiens se forment par condensation de la vapeur d'eau atmosphérique en de petites particules de glace. Ces nuages sont une composante essentielle du climat de Mars, car ils influencent le transport de vapeur d'eau à grande échelle et la forte variation saisonnière des dépôts de glace dans les régions polaires.
Sur Terre, les nuages d'eau sont très fréquemment associés à des tempêtes convectives et des précipitations d'eau et de neige. Sur Mars, il n'en est rien : les nuages martiens ne donnent pas naissance à des mouvements convectifs de l'atmosphère et les précipitations de neige se limitent à une lente sédimentation des particules de glace d'eau depuis le nuage. Du moins le pensait-on avant la parution de l'étude présente menée par une équipe de chercheurs dirigée par un scientifique du Laboratoire de Météorologie Dynamique / Institut Pierre Simon Laplace.
Les chercheurs ont démontré, par une série de simulations numériques explorant l'atmosphère de Mars à des échelles spatiales inédites [Figure 1], que chaque nuit sur Mars des tempêtes de neige convectives font rage dans certaines régions. La découverte de ce phénomène permet d'expliquer pour la première fois deux mystérieuses observations obtenues par des missions spatiales récentes [Figure 2] : des couches mélangées nocturnes, révélées par radio-occultations depuis l'orbite, et des précipitations sous les nuages de glace d'eau, révélées par sondage atmosphérique via un laser embarqué sur l’atterrisseur Phoenix.
Comment ces tempêtes de neige se déclenchent-elles ? Ce sont des phénomènes nocturnes qui résultent de la déstabilisation de l'atmosphère causée par le refroidissement par émission de rayonnement infrarouge des particules de glace d'eau. Il s'ensuit de puissants mouvements convectifs au sein du nuage et en dessous, insoupçonnés avant l'étude détaillée des chercheurs. Les particules de glace d'eau qui forment le nuage sont transportées dans les courants descendants, ce qui leur permet de précipiter à toute vitesse, formant les virgas détectées par la sonde Phoenix et observées également sur Terre.
La découverte de tempêtes de neige sur Mars est importante pour la compréhension du climat de Mars, et pour sa future exploration robotique et humaine. En effet, ces tempêtes locales mélangent fortement l'eau dans l'atmosphère de Mars, et leur impact n'est pas pris en compte dans les modèles de climat martien existants. Les implications des travaux des chercheurs s’étendent même au passé récent de Mars, lorsque les conditions de forte obliquité de la planète ont donné lieu à un cycle de l'eau plus intense et à un déplacement des grands glaciers des pôles vers les tropiques.
Reférences : Aymeric Spiga, David P. Hinson, Jean-Baptiste Madeleine, Thomas Navarro, Ehouarn Millour, François Forget and Franck Montmessin, Snow precipitation on Mars driven by cloud-induced nighttime convection, Nature Geoscience, 21 août 2017, DOI/10.1038/ngeo3008
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Comètes P/2010 D1 = 2017 O2 (WISE), P/2017 P1 (PANSTARRS)
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P/2010 D1 = 2017 O2 (WISE) Les membres de l'équipe de recherche de Pan-STARRS (Panoramic Survey Telescope & Rapid Response System) ont découvert une nouvelle comète sur les images obtenues le 30 Juillet 2017. Après publication sur les pages NEOCP (NEO Confirmation Page) et PCCP (Possible Comet Confirmation Page) du Minor Planet Center, l'objet a été rapidement reliée à la comète P/2010 D1 (WISE) qui avait été observée pour la dernière fois le 20 Février 2010.
Découverte sur les images obtenues le 17 Février 2010 dans le cadre de la mission WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer), l'objet montrant des caractéristiques cométaires a été confirmée par les observations de Spacewatch en date du 19 Février. Des images supplémentaires ont été identifiées dans les observations du Catalina faites les 09 Novembre et 10 Décembre 2009. La comète P/2010 D1 (WISE), d'une période de 8,4 ans, s'était approchée du Soleil à une distance d'environ 2,6 UA lors de son passage au périhélie le 25 Juin 2009.
Pour son nouveau retour, les éléments orbitaux de la comète P/2010 D1 = 2017 O2 (WISE) indiquent un passage au périhélie le 17 Décembre 2017 à une distance d'environ 2,6 UA du Soleil, et une période d'environ 8,5 ans.
Satisfaisant aux conditions requises, la comète P/2010 D1 = 2017 O2 (WISE) a reçu la dénomination définitive de 356P/WISE en tant que 356ème comète périodique numérotée.
P/2017 P1 (PANSTARRS) Une nouvelle comète a été découverte par les membres de l'équipe de recherche Pan-STARRS (Panoramic Survey Telescope & Rapid Response System) sur les images obtenues le 15 Août 2017 avec le télescope Ritchey-Chretien de 1.8-m. Des images de Pan-STARRS 1 antérieures à la découverte, datant des 25 Juin, 27 Juillet et 12 Août, ont également été identifiées.
Les éléments orbitaux elliptiques de la comète P/2017 P1 (PANSTARRS) indiquent un passage au périhélie le 17 Juin 2018 à une distance d'environ 5,4 UA du Soleil, et une période d'environ 22 ans pour cette comète de la famille de Jupiter.
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Météorites : du nouveau sur le corps parent des chondrites carbonées !
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Les chondrites carbonées de type Vigarano (CV) possédant une aimantation rémanente, les modèles les plus récents s'accordent pour interpréter ces météorites comme provenant de la croûte non fondue d'un corps primitif différencié; la désintégration de l'26Al assurant la source de chaleur interne, et les différents degrés de métamorphisme et d'oxydo-réduction enregistrées par ces météorites indiquant une croûte stratifiée se refroidissant par le haut par conduction (Fig. 1).
Une nouvelle étude thermodynamique des phases secondaires riches en calcium et en fer (e.g., andradite, hedenbergite, kirschsteinite, wollastonite, magnétite) des principales chondrites carbonées effectuée par deux chercheurs de l'Université Côte d'Azur, le laboratoire Géoazur (UNS, CNRS, OCA, IRD) et le laboratoire Lagrange (UNS, CNRS, OCA) questionne à la fois la classification historique des chondrites carbonées et la stratification crustale de leur corps parent. Ces travaux viennent d'être publiés, le 15 août 2017 dans Nature Communication1.
Par un travail d'inventaire conséquent sur la minéralogie de ces phases secondaires (Fig. 2), les chercheurs mettent en évidence la présence de phases stables dans des conditions de très faibles activités de silice. La modélisation thermodynamique incluant, pour la première fois, l'effet de l'activité de la silice, leur a permis de définir les gammes de température et les conditions d'oxydo-réduction de stabilité de ces minéraux. En démontrant que ces phases sont toutes stables dans des conditions uniquement réductrices, les auteurs montrent tout d'abord que la classification traditionnelle entre chondrites carbonées de type oxydée (CVOxA, CVOxB) et réduite (CVRed) n'a plus lieu d'être. Deuxièmement, que ces phases sont vraisemblablement le résultat de la précipitation à partir d'un fluide de faible activité de silice et réducteur (rapport H2/H2O, CO/CO2 élevés) dans des gammes de température compatibles avec la préservation de la matière organique ou de sa maturation. Ces données sont par ailleurs en adéquation avec la présence limitée de serpentine dans ces météorites, témoin d'une faible altération aqueuse des olivines, constituant principal de la matrice des chondrites carbonées.
Avec ces nouveaux résultats, les auteurs proposent une alternative au modèle de stratification thermique du corps parent des chondrites carbonées de type CV. Ils montrent en effet que ces phases secondaires sont le résultat de l'interaction entre des fluides hydrothermaux réducteurs, vraisemblablement surpercritiques percolants à petite échelle (Darcy), et un corps primitif carboné plus ou moins homogène. Reste maintenant à mieux cerner la composition de ces fluides, leur thermicité, de comprendre comment ils ont pu se former, et les implications que l'on pourrait en tirer quant à la dynamique interne de ces corps parents primitifs, vieux, faut-il le rappeler, de près de 4 560 000 000 ans.
Ce travail a été financé par un BQR OCA et des CSI de l'Université de Nice Sophia-Antipolis.
Reférences : Clément Ganino and Guy Libourel (2017), Reduced and unstratified crust in CV chondrite parent body, Nature Communications, 15 août 2017
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie |
Des trous noirs supermassifs se nourrissent de méduses cosmiques
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L'instrument MUSE installé sur le VLT de l'ESO découvre un nouveau mode d'alimentation des trous noirs
Des observations de “galaxies méduses” effectuées au moyen du Very Large Telescope de l'ESO ont révélé l'existence d'un nouveau mode d'alimentation des trous noirs supermassifs. Il semble en effet que le processus conduisant à la formation des tentacules de gaz et des toutes jeunes étoiles, un processus à l'origine du surnom donné à ces galaxies, permette également au gaz d'atteindre les régions centrales des galaxies, alimentant par là même le trou noir qui y siège et lui conférant cette brillance élevée. Les résultats de cette étude paraîtront ce jour dans la revue Nature.
Exemple d'une galaxie méduse - Crédit : ESO/GASP collaboration
Une équipe dirigée par des astronomes italiens a utilisé l'instrument MUSE (Explorateur Spectroscopique Multi-Unités) qui équipe le Very Large Telescope (VLT) à l'Observatoire de Paranal de l'ESO au Chili pour étudier le processus responsable de l'échappement du gaz des galaxies. Ils se sont intéressés aux cas extrêmes que constituent les galaxies méduses situées au cœur d'amas de galaxies proches, soit à ces galaxies dont l'appellation résulte de longs “tentacules” de matière qui s'étendent sur plusieurs dizaines de milliers d'années-lumière au-delà du disque de ces galaxies [1][2].
Les tentacules des galaxies méduses résultent du processus de balayage par pression dynamique qui survient dans les amas de galaxies. Leur attraction gravitationnelle mutuelle se traduit par la chute, à vitesse élevée, des galaxies sur les amas de galaxies, où elles rencontrent un gaz de température et de densité élevées qui se comporte à l'image d'un vent puissant qui éjecte les queues du gaz à l'extérieur du disque des galaxies et déclenche la formation d'étoiles en leur sein.
Six des sept galaxies méduses de l'échantillon considéré abritent un trou noir supermassif en leur cœur, qui se nourrit du gaz environnant [3]. Cette proportion est étonnamment élevée – en moyenne, seules dix pour cent des galaxies sont concernées.
“L'existence de ce lien étroit entre le balayage par pression dynamique et les trous noirs actifs n'a pas été envisagée et n'a jamais été rapportée auparavant”, explique Bianca Poggianti de l'INAF – Observatoire Astronomique de Padoue en Italie, qui dirige l'équipe. “Il semble que le trou noir central se nourrisse du gaz qui atteint les régions centrales de la galaxie au lieu de s'en éloigner.”[4]
La raison pour laquelle seule une infime proportion des trous noirs supermassifs qui occupent les centres galactiques sont actifs est longtemps demeurée inconnue. En effet, les trous noirs supermassifs occupent la plupart des centres de galaxies. Pourtant, seule une fraction d'entre eux accrète de la matière et brille intensément. Les résultats de cette étude révèlent l'existence d'un mode d'alimentation encore inconnu des trous noirs.
Yara Jaffé, post-doctorante de l'ESO ayant contribué à cette étude, d'ajouter : “Ces observations de MUSE suggèrent l'existence d'un nouveau mode d'écoulement du gaz dans les environs du trou noir. Ce résultat est important : il offre une nouvelle clé de compréhension des liens unissant les trous noirs supermassifs à leurs galaxies hôtes”.
Ces observations s'insèrent dans le cadre d'une étude approfondie d'un plus grand nombre de galaxies méduses actuellement en cours.
“Lorsqu'il sera finalisé, ce sondage révèlera le nombre ainsi que l'identité des galaxies riches en gaz qui, lorsqu'elles pénètrent à l'intérieur d'amas, connaissent une phase d'intensification d'activité de leur noyau central” conclut Bianca Poggianti. “Les processus de formation et d'évolution des galaxies au sein de notre Univers en constante expansion figurent parmi les plus grands mystères de l'astronomie. Parce qu'elles sont observées en pleine phase de transformation spectaculaire, les galaxies méduses offrent des clés de compréhension de l'évolution des galaxies.”
Notes : [1] A ce jour, seules 400 galaxies de type méduse ont été découvertes.
[2] Ces résultats ont été obtenus dans le cadre du programme d'observation GASP (Phénomènes d'échappement de GAs galactique observés avec MUSE), un Vaste Programme ESO dont l'objectif est d'étudier la source, le processus ainsi que la cause de l'échappement du gaz des galaxies. GASP acquiert des données MUSE détaillées relatives à 114 galaxies plongées dans des environnements différents, en particulier des galaxies méduses. Les observations sont actuellement en cours.
[3] Il est bien établi que la plupart, si ce n'est la totalité des galaxies abrite un trou noir supermassif en leur centre, dont la masse est comprise entre quelques millions et plusieurs milliards de masses solaires. Lorsqu'un trou noir accrète la matière environnante, sa température augmente et elle émet un rayonnement électromagnétique, ce qui donne lieu à certains des phénomènes astrophysiques les plus énergétiques : les noyaux actifs de galaxies (AGN).
[4] L'équipe a également envisagé l'hypothèse concurrente selon laquelle l'activité centrale de type AGN contribuerait à l'échappement du gaz d'une galaxie. Elle l'a toutefois jugée moins probable. Les galaxies méduses occupent une région de l'amas emplie d'un gaz chaud et dense du milieu interstellaire particulièrement apte à générer de longs tentacules galactiques, diminuant ainsi la probabilité qu'ils résultent d'une activité de type AGN. La probabilité que la pression dynamique déclenche l'AGN est donc supérieure à celle que l'effet inverse se produise, ce qui conduit à envisager l'existence d'un nouveau mode d'alimentation du trou noir.
Plus d'informations : Ce travail de recherche a fait l'objet d'un article intitulé “Ram Pressure Feeding Supermassive Black Holes” par B. Poggianti et al., à paraître dans l'édition du 17 août 2017 de la revue Nature.
L'équipe est composée de B. Poggianti (INAF-Observatoire Astronomique de Padoue, Italie), Y. Jaffé (ESO, Chili), A. Moretti (INAF-Observatoire Astronomique de Padoue, Italie), M. Gullieuszik (INAF-Observatoire Astronomique de Padoue, Italie), M. Radovich (INAF-Observatoire Astronomique de Padoue, Italie), S. Tonnesen (Observatoire Carnegie, ETats-Unis), J. Fritz (Institut de Radioastronomíe et d'Astrophysique, Mexique), D. Bettoni (INAF-Observatoire Astronomique de Padoue, Italie), B. Vulcani (Université de Melbourne, Australie; INAF-Observatoire Astronomique de Padoue, Italie), G. Fasano (INAF-Observatoire Astronomique de Padoue, Italie), C. Bellhouse (Université de Birmingham, Royaume-Uni; ESO, Chili), G. Hau (ESO, Chili) et A. Omizzolo (Observatoire du Vatican, Cité-Etat du Vatican).
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 16 pays : l'Allemagne, l'Autriche, la Belgique, le Brésil, 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 Very Large Telescope (VLT), 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 également un partenaire majeur pour deux équipements à Chajnantor ; APEX et ALMA, le plus grand projet astronomique existant à ce jour. Et sur le Mont Armazones, à proximité de Paranal, l'ESO est en train de construire l'Extremely Large Telescope de la classe des 39 mètres, l'ELT, qui sera "l'œil le plus grand au monde tourné vers le ciel".
Liens : - L'article scientifique dans Nature
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
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Préservant le stress du soulèvement volcanique sur Mars
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Une ancienne chaîne de montagnes sur Mars préserve un passé volcanique et tectonique complexe empreint de signes d’interactions entre l’eau et la glace.
Les montagnes de Thaumasia - Copyright ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO
Les images, prises le 09 Avril par la caméra stéréo haute résolution sur Mars Express de l'ESA, montrent les montagnes de Thaumasia et Coracis Fossae, qui bordent l'immense plateau volcanique de Solis Planum du sud.
La région se trouve au sud du vaste système de canyons de Valles Marineris et des volcans imposants de Tharsis et est fortement liée aux contraintes tectoniques qui se sont produites pendant leur formation il y a plus de 3,5 milliards d'années.
Les montagnes de Thaumasia dans le contexte - Copyright NASA MGS MOLA Science Team
Au fur et à mesure que le renflement de Tharsis a gonflé avec le magma pendant le premier milliard d'années de la planète, la croûte environnante a été étirée, déchirée et a fini par s'effondrer dans les creux. Alors que Valles Marineris est l'un des résultats les plus extrêmes, les effets sont encore observés même à des milliers de kilomètres, comme dans la région de Coracis Fossae observée sur cette image où les failles nord-sud presque parallèles sont visibles principalement vers la gauche.
Topographie des montagnes de Thaumasia - Copyright ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO
Des structures tectoniques comme celles-ci peuvent contrôler le mouvement du magma, de la chaleur et de l'eau dans la le sous-sol, ce qui conduit à une activité hydrothermique et à la production de minéraux.
Vue en perspective de cratère dans la zone des montagnes de Thaumasia Copyright ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO
Les dépôts lumineux, qui peuvent être des minéraux argileux formés en présence d'eau, se distinguent dans la partie droite de l'image couleur et au bord du grand cratère. Des dépôts semblables ont été identifiés dans le cratère Lampland à proximité.
Il existe également des preuves de la formation de la vallée par l'érosion des eaux souterraines et le ruissellement de surface se produisant au même moment que lorsque la tectonique active a façonné le paysage. L'érosion par l'eau signifie que les creux ont été partiellement enterrés et fortement modifiés.
La région a ensuite été modifiée par des processus glaciaires, observés dans les dessins linéaires en forme d'écoulement dans les planchers plats des grands cratères.
En tant que représentant des anciennes hautes terres de Mars, cette région possède une foule d'informations sur l'histoire géologique de la planète rouge.
Les montagnes de Thaumasia en 3D - Copyright ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
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Le coeur du Soleil tourne sur lui-même en une semaine
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Pour la première fois, la vitesse de rotation du cœur du Soleil a pu être évaluée correctement. Remarquablement stable depuis 4,6 milliards d'années, le Soleil est maintenu ainsi par l'équilibre quasi parfait entre la gravitation, qui tend à le contracter, et la pression des réactions thermonucléaires en son cœur. Des chercheurs fédérés auprès d'une équipe du laboratoire Lagrange (CNRS/Observatoire de la Côte d'Azur/Université Nice Sophia Antipolis) ont mesuré que le cœur de notre étoile tournait sur lui-même en une semaine. Grâce à l'instrument Golf [1], en orbite autour de notre étoile à bord de la sonde Soho [2] pour mesurer les oscillations solaires, ils ont développé une nouvelle approche qui a enfin permis de détecter sans ambiguïté des modes de vibration de gravité dans notre étoile. Ces travaux, qui relancent plus largement l'étude de la physique de ce cœur, sont publiés dans la revue Astronomy & Astrophysics.
Remarquablement stable depuis 4,6 milliards d'années,
le Soleil est maintenu ainsi par l'équilibre quasi parfait
entre la gravitation, qui tend à le contracter, et la pression
des réactions thermonucléaires en son cœur. L'instrument
Golf [1], en orbite autour de notre étoile à bord
de la sonde SOHO [2], mesure ainsi les oscillations solaires, porteuses
des propriétés physiques de ses différentes
couches. En orbite autour de notre étoile depuis plus de
20 ans, il enregistre toutes les 10 secondes un signal intégré
des pulsations de la surface solaire. Différentes équipes
auscultent ce flot de données pour identifier les nombreux
motifs des vibrations qui agitent le Soleil. Des chercheurs du laboratoire
Lagrange (CNRS/Observatoire de la Côte d'Azur/Université
Nice Sophia Antipolis), de l'Institut d'astrophysique spatiale (CNRS/Université
Paris-Sud), du laboratoire Astrophysique, interprétation,
modélisation (CNRS/Université Paris Diderot/CEA),
du Laboratoire d'astrophysique de Bordeaux (CNRS/Université
de Bordeaux), de l'Institut d'astrophysique des Canaries et de l'université
américaine Ucla sont ici parvenus à détecter
les modes de gravité du Soleil. Ceux-ci sont comme des vagues
dont la gravité est la force de rappel, comme nos vagues
à la surface de la mer, mais qui dans le soleil ne peuvent
exister que dans ses couches très profondes. Ces oscillations
étant particulièrement difficiles à observer,
les chercheurs ont utilisé les données de Golf d'une
nouvelle manière : l'exploitation d'un paramètre différentiel
des modes de vibration acoustiques, ceux qui sont visibles en surface.
Ce paramètre mesure le temps mis par les ondes
acoustiques pour effectuer un aller-retour au travers du Soleil,
en passant par son centre. Les chercheurs y ont décelé
l'impact des modes de gravité, et ont donc prouvé
leur existence.
Télécharger le communiqué de presse
Notes : [1] Oscillations globales à basses fréquences.
Références : Asymptotic g modes: Evidence for a rapid rotation of the solar core. Fossat, E., Boumier, P., Corbard, T., Provost, J., Salabert, D., Schmider, F.X., Gabriel, A.H., Grec, G., Renaud, C., Robillot, J.M., Roca-Cortés, T., Turck-Chièze, S., Ulrich, R.K. Astronomy & Astrophysics, Consulter le site web
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La torride « Hot Jupiter » a une couche stratosphérique
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Seulement lorsque nous volons dans un avion à une altitude d'environ 33.000 pieds nous entrons dans la stratosphère terrestre, une couche de nuages de notre atmosphère qui bloque la lumière ultraviolette. Les astronomes étaient passionnés pour trouver des preuves d'une stratosphère sur une planète orbitant autour d'une autre étoile. Comme sur Terre, la stratosphère de la planète est une couche où les températures augmentent avec des altitudes plus élevées, plutôt que de diminuer. Cependant, la planète (WASP-121b) est loin d'être semblable à la Terre. La planète de la taille de Jupiter est si proche de son étoile parente que le sommet de l'atmosphère est chauffée à un brûlant 4.600 degrés Fahrenheit (2 500 degrés Celsius), assez chaud pour de la pluie de fer fondu ! Cette nouvelle observation du télescope spatial Hubble permet aux astronomes de comparer les processus dans les atmosphères d'exoplanète avec les mêmes processus qui se produisent sous différents ensembles de conditions dans notre propre Système solaire.
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Un dispositif d'optique adaptative de pointe capte sa première lumière
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Amélioration spectaculaire de la netteté des images de MUSE
Le quatrième télescope (Yepun) du Very Large Telescope (VLT) de l'ESO vient d'être changé en un télescope totalement adaptatif. Après plus d'une décennie de planification, de construction et de test, le nouveau dispositif d'optique adaptative (AOF) a capturé sa première lumière grâce à l'instrument MUSE, offrant des images incroyablement résolues de nébuleuses planétaires et de galaxies. Le couplage de l'AOF et de MUSE forme un système parmi les plus avancés et les plus puissants, technologiquement parlant, jamais construits pour les besoins de l'astronomie sol.
La nébuleuse planétaire IC 4406 observée au moyen de MUSE et de l'AOF - Crédit : ESO/J. Richard (CRAL)
L'installation d'optique adaptative (AOF) est un projet à long-terme destiné à doter d'un système d'optique adaptative les instruments du quatrième télescope (UT4) du Very Large Telescope (VLT) de l'ESO – le premier d'entre eux à en bénéficier est MUSE, l'explorateur spectroscopique à unités multiples [1]. L'optique adaptative vise à compenser le brouillage des images généré par l'atmosphère de la Terre, et donc à permettre à MUSE d'acquérir des images bien plus nettes et contrastées qu'auparavant. A présent, MUSE peut étudier les objets les plus faibles de l'Univers.
“Désormais, même lorsque les conditions météorologiques ne sont pas parfaites, les astronomes peuvent acquérir des images de qualité exceptionnelle grâce à l'AOF”, explique Harald Kuntschner, scientifique du projet AOF à l'ESO.
Après avoir effectué quantité de tests sur le nouveau système, l'équipe d'astronomes et d'ingénieurs s'est vue récompensée par l'obtention d'une série d'images spectaculaires. Les astronomes ont pu observer les nébuleuses planétaires IC 4406 dans la constellation du Loup et NGC 6369 dans la constellation d'Ophiuchus. Grâce à l'AOF, les images acquises par MUSE se sont révélées bien plus nettes que celles obtenues par le passé. Des structures en forme de coquille sont ainsi apparues sur les clichés de IC 4406 [2].
L'AOF, qui a permis ces observations, est composé de nombreux éléments travaillant de concert. Parmi ceux-ci figurent l'ensemble de quatre étoiles guides laser (4LGSF) et le miroir secondaire déformable très mince de l'UT4 [3] [4]. L'ensemble 4LGSF émet quatre faisceaux laser de 22 watts destinés à exciter les atomes de sodium présents dans la haute atmosphère, et donc à générer des étoiles artificielles dans le ciel. Les capteurs du module d'optique adaptative GALACSI (Correcteur Adaptatif de Basse Couche Atmosphérique pour l'Imagerie Spectroscopique) utilisent ces étoiles guides artificielles pour déterminer les conditions atmosphériques au moment de l'observation.
Chaque millième de seconde, le système AOF calcule la distorsion à appliquer au miroir secondaire déformable du télescope pour compenser les perturbations atmosphériques locales. GALACSI corrige notamment des effets de la turbulence régnant au sein de la couche atmosphérique de mille mètres d'épaisseur surplombant le télescope. Selon les conditions, la turbulence atmosphérique peut varier avec l'altitude. Toutefois, les études ont montré que la majorité des perturbations atmosphériques se produisent dans cette basse couche de l'atmosphère.
“Adopter le système AOF revient à élever le VLT de quelque 900 mètres – et donc à le maintenir au-dessus de la couche atmosphérique la plus turbulente” précise Robin Arsenault, chef du projet AOF. “Par le passé, acquérir des images d'une plus grande netteté supposait de trouver un site plus approprié ou d'utiliser un télescope spatial. Aujourd'hui, grâce à l'AOF, nous sommes en mesure de créer de meilleures conditions d'observation à l'emplacement même où nous nous trouvons, et ce, à un coût nettement plus abordable !”
Les corrections apportées par l'AOF rapidement et de manière continue améliorent la qualité de l'image en concentrant la lumière pour former des images plus fines permettant ainsi à MUSE d'acquérir des détails mieux résolus et de détecter des étoiles plus faibles qu'auparavant. La correction qu'apporte GALACSI s'applique actuellement à un champ de vision étendu. Elle ne constitue qu'une première étape. Une évolution de GALACSI est prévue pour 2018. Ce second mode, doté d'un champ de vision étroit, permettra de corriger des effets de la turbulence à toute altitude, et donc d'observer de plus petites régions du ciel avec une résolution encore accrue.
“Voici seize ans, lorsque nous avons proposé de construire l'instrument révolutionnaire MUSE, nous avions l'intention de le coupler à un autre système très avancé, l'AOF”, explique Roland Bacon, responsable du projet MUSE. “Le potentiel de découverte de MUSE, déjà important, se trouve désormais augmenté. Notre rêve devient réalité.”
L'un des principaux objectifs scientifiques du système est d'observer des objets peu lumineux de l'Univers lointain avec la meilleure qualité d'image possible, ce qui nécessitera de nombreuses heures d'exposition. Joël Vernet, responsable scientifique des projets MUSE et GALACSI à l'ESO, précise : “Nous souhaitons tout particulièrement observer les galaxies les plus petites et les moins brillantes situées aux distances les plus lointaines. Ces galaxies en cours de formation – encore au stade de l'adolescence – offrent les clés de compréhension de la formation des galaxies.”
MUSE n'est pas le seul instrument à bénéficier de l'AOF. Dans un futur proche, un autre système d'optique adaptative baptisé GRAAL sera connecté à l'instrument HAWK-I opérant dans l'infrarouge, dans le but d'affiner sa vision de l'Univers. S'ensuivra la mise en service d'ERIS, un nouvel instrument doté d'une grande puissance.
“L'ESO pilote le développement de ces systèmes d'optique adaptative, tel l'AOF qui ouvre la voie à l'Extremely Large Telescope de l'ESO” ajoute Robin Arsenault. “Travailler sur l'AOF a permis aux scientifiques, ingénieurs et industriels que nous sommes d'acquérir une expérience et une expertise inestimables, qui nous seront fort utiles pour relever les défis de la construction de l'ELT”.
Notes : [1] MUSE est un spectrographe intégral de champ, un instrument puissant qui génère des cubes de données de l'objet ciblé. Chaque pixel de l'image correspond à un spectre de lumière en provenance de l'objet. Cela présuppose que l'instrument acquière, à chaque instant, des milliers d'images de l‘objet à des longueurs d'onde toutes différentes, ce qui constitue une mine d'informations.
[2] IC 4406 a déjà été observée avec le VLT (eso9827a).
[3] Doté d'un diamètre légèrement supérieur au mètre, ce miroir d'optique adaptative est le plus grand jamais construit, ce qui a exigé l'utilisation de technologies de pointe. Il fut installé sur l'UT4 en 2016 (ann16078), se substituant ainsi au miroir secondaire originel et conventionnel du télescope.
[4] Afin d'optimiser le fonctionnement de l'AOF, d'autres outils ont été développés et sont d'ores et déjà opérationnels. Parmi ces outils figure une extension du logiciel de monitoring du site astronomique qui surveille l'atmosphère puis détermine l'altitude à laquelle la turbulence se produit, et le système de contrôle des faisceaux laser (LTCS) qui empêche les autres télescopes de suivre les faisceaux laser ou de pointer en direction des étoiles laser, ce qui pourrait affecter leurs observations.
Plus d'informations : 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 16 pays : l'Allemagne, l'Autriche, la Belgique, le Brésil, 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 Very Large Telescope (VLT), 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 également un partenaire majeur pour deux équipements à Chajnantor ; APEX et ALMA, le plus grand projet astronomique existant à ce jour. Et sur le Mont Armazones, à proximité de Paranal, l'ESO est en train de construire l'Extremely Large Telescope de la classe des 39 mètres, l'ELT, qui sera "l'œil le plus grand au monde tourné vers le ciel".
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Le conte des trois cités étoilées
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De nouvelles observations effectuées au moyen du Télescope de Sondage du VLT de l'ESO ont révélé aux astronomes l'existence de trois populations distinctes de jeunes étoiles au sein de l'amas de la Nébuleuse d'Orion. Cette découverte impromptue offre de nouveaux éléments de compréhension de la formation de tels amas. Elle suggère que la naissance d'étoiles s'effectue par étapes, chaque étape requérant un temps bien plus court qu'imaginé jusqu'à présent.
La Nébuleuse d'Orion et l'amas capturés par le Télescope de Sondage du VLT - Crédit : ESO/G. Beccari
OmegaCAM — la caméra optique à grand champ installée sur le Télescope de Sondage du VLT (VST) de l'ESO – a capturé cette magnifique et spectaculaire image de la Nébuleuse d'Orion et de l'amas associé de jeunes étoiles. Cet objet constitue l'un des cocons stellaires les plus proches de nous : il abrite des étoiles de petites et grandes masses distantes de quelques 1350 années-lumière [1].
Toutefois, cette image est bien plus qu'un simple cliché. Une équipe pilotée par Giacomo Beccari, astronome à l'ESO, a utilisé ces données d'une qualité inégalée dans le but de déterminer, avec précision, la luminosité ainsi que les couleurs de l'ensemble des étoiles de l'amas de la Nébuleuse d'Orion. Ces mesures de couleur ont permis aux astronomes d'évaluer la masse et l'âge des étoiles. A leur grande surprise, ces données ont mis en évidence l'existence de trois populations stellaires d'âges potentiellement différents.
“A la première vue de ces données, l'effet de surprise fut total ! Nous avons vécu l'un de ces moments qui ne se produit qu'une ou deux fois dans la carrière d'un astronome” précise Giacomo Beccari, l'auteur principal de cette nouvelle publication. “La formidable qualité des images acquises par OmegaCAM a révélé, sans l'ombre d'un doute, l'existence de trois populations stellaires distinctes au sein des régions centrales de la constellation d'Orion.”
Monika Petr-Gotzens, co-auteur de l'article également basée au siège de l'ESO à Garching, ajoute : “Ce résultat est d'une importance capitale. Il atteste que les jeunes étoiles d'un amas ne se sont pas tout à fait formées simultanément. En d'autres termes, notre connaissance du processus de formation des étoiles au sein des amas doit être révisée.”
Les astronomes ont soigneusement écarté la possibilité que la différence de couleurs entre certaines étoiles résulte de l'existence de compagnons cachés, ce qui aurait eu pour effet d'augmenter leur luminosité et leur rougeoiment apparents. En outre, cette hypothèse aurait conféré aux paires stellaires des propriétés jamais observées à ce jour. D'autres mesures effectuées sur les étoiles, celles de leurs vitesses de rotation et de leurs spectres, ont également plaidé en faveur d'âges distincts [2].
“Bien que nous ne puissions totalement écarter la possibilité que ces étoiles soient binaires, il paraît bien plus naturel d'accepter que nous observons là trois générations d'étoiles qui se sont formées successivement, en l'espace de trois années seulement”, conclut Giacomo Beccari.
Ce nouveau résultat suggère que la formation d'étoiles au sein de l'amas de la Nébuleuse d'Orion s'effectue par étapes, et bien plus rapidement qu'imaginé auparavant.
Notes : [1] La Nébuleuse d'Orion a fait l'objet d'observations répétées de la part de nombreux télescopes de l'ESO, qu'il s'agisse du télescope optique MPG/ESO de 2,2 mètres (eso1103), du télescope infrarouge VISTA (eso1701) ou bien encore de l'instrument HAWK-I installé sur le Very Large Telescope (eso1625) et opérant dans l'infrarouge.
[2] L'équipe a également mis en évidence la rotation différentielle des trois générations d'étoiles – ainsi, les plus jeunes sont dotées de vitesses de rotation nettement plus élevées que les autres étoiles. Ce scénario implique que les étoiles se seraient formées successivement et rapidement, en l'espace de trois millions d'années seulement.
Plus d'informations : Ce travail de recherche a fait l'objet d'un article intitulé “A Tale of Three Cities: OmegaCAM discovers multiple sequences in the color magnitude diagram of the Orion Nebula Cluster,” par G. Beccari et ses collègues, à paraître au sein de la revue Astronomy & Astrophysics.
L'équipe est composée de G. Beccari, M.G. Petr-Gotzens et H.M.J. Boffin (ESO, Garching près de Munich, Allemagne), M. Romaniello (ESO; Cluster d'Excellence dédié à l'Univers, Garching près de Munich, Allemagne), D. Fedele (INAF-Observatoire d'Astrophysique d'Arcetri, Florence, Italie), G. Carraro (Département de Physique et d'Astronomie Galileo Galilei, Padoue, Italie), G. De Marchi (Centre de Soutien Scientifique, Centre Européen dédié à la Recherche et à la Technologie Spatiales (ESA/ESTEC), Pays-Bas), W.J. de Wit (ESO, Santiago, Chili), J.E. Drew (Ecole de Physique, Université de Hertfordshire, Royaume-Uni), V.M. Kalari (Département d'Astronomíe, Université du Chili, Santiago, Chili), C.F. Manara (ESA/ESTEC), E.L. Martin (Centre d'Astrobiologie (CSIC-INTA), Madrid, Espagne), S. Mieske (ESO, Chili), N. Panagia (Institut Scientifique du Télescope Spatial, Etats-Unis); L. Testi (ESO, Garching); J.S. Vink (Observatoire Armagh, Royaume-Uni); J.R. Walsh (ESO, Garching); et N.J. Wright (Ecole de Physique, Université de Hertfordshire; Groupe d'Astrophysique, Université de Keele, Royaume-Uni).
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 16 pays : l'Allemagne, l'Autriche, la Belgique, le Brésil, 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 Very Large Telescope (VLT), 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 également un partenaire majeur pour deux équipements à Chajnantor ; APEX et ALMA, le plus grand projet astronomique existant à ce jour. Et sur le Mont Armazones, à proximité de Paranal, l'ESO est en train de construire l'Extremely Large Telescope de la classe des 39 mètres, l'ELT, qui sera "l'œil le plus grand au monde tourné vers le ciel".
Liens : - Photos du télescope de Sondage du VLT
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Hubble de la NASA voit la lune martienne en orbite autour de la planète rouge
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La minuscule lune Phobos est photographiée lors de son voyage rapide autour de Mars
Alors qu'il photographiait Mars,Le télescope spatial Hubble de la NASA a capturé une apparition de la petite lune Phobos sur son parcours autour de la planète rouge. Découvert en 1877, lea minuscule lune en forme de pomme de terre est si petite qu'elle apparaît comme une étoile dans les images de Hubble. Phobos orbite Mars en seulement 7 heures et 39 minutes, ce qui est plus rapide que la rotation de Mars. L'orbite de la lune se rétrécit très lentement, ce qui signifie qu'elle finira par se briser sous l'attraction gravitationnelle de Mars, ou s'écrasera sur la planète. Hubble a pris 13 expositions distinctes pendant 22 minutes pour créer une vidéo image par image montrant le chemin orbital de la lune.
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