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La comète qui venait du froid

Un voyageur solitaire congelé a voyagé depuis des millions d'années vers le cœur de notre Système planétaire. Le vagabond capricieux, une boule de glace et de poussières de la taille d'une ville appelée une comète, a été chassé gravitationnellement du nuage d'Oort, sa maison glaciale à la périphérie du Système solaire. Cette région est un vaste entrepôt de comètes, composé des blocs de construction glacés restants de la construction des planètes il y a 4,6 milliards d'années.

La comète est si petite, si faible, et si éloignée qu'elle échappé à la détection. Finalement, en Mai 2017, des astronomes utilisant le Panoramic Survey Telescope et Rapid Response System (Pan-STARRS) à Hawaï ont repéré l'intrus solitaire à une distance énorme de 2,4 milliards de kilomètres - entre les orbites de Saturne et d'Uranus. Le télescope spatial Hubble a été mis à contribution pour prendre des vues rapprochées de la comète, appelée C/2017 K2 PANSTARRS (K2).

La comète est un record parce qu'elle est déjà en train de devenir active sous la faible lueur du lointain Soleil. Les astronomes n'ont jamais vu une comète entrante active à cette distance, où la luminosité du Soleil est simplement de 1/225e de sa luminosité comme on la voit de la Terre. Les températures, en conséquence, sont à un -440 degrés Fahrenheit (-240° Celsius). Même à ces températures glaciales, un mélange de glaces anciennes sur la surface - oxygène, azote, dioxyde de carbone et monoxyde de carbone - commence à se sublimer et à se répandre sous forme de poussière. Ce matériau gonfle en un vaste halo d'environ 130.000 kilomètres de large de poussière, appelé coma, enveloppant le noyau solide.

Les astronomes continueront d'étudier K2 lors de son déplacement dans le Système solaire interne, faisant son approche au plus près du Soleil en 2022.

http://hubblesite.org/news_release/news/2017-40

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

La somptueuse nébuleuse planétaire NGC 7009, par ailleurs baptisée Nébuleuse Saturne, apparaît constellée de mystérieuses bulles teintées de roses et de bleus éclatants, qui se détachent nettement sur fond noir. Cette image haute en couleurs a été acquise par MUSE, un instrument doté d'une puissance élevée installé sur le Very Large Telescope (VLT) de l'ESO, dans le cadre d'une étude visant à cartographier, pour la première fois, la poussière emplissant une nébuleuse planétaire. Cette carte révèle la présence de structures complexes au sein même de la poussière – des enveloppes, un halo ainsi qu'une mystérieuse ondulation. Elle permettra aux astronomes de mieux comprendre le processus à l'origine des formes étranges et des symétries qu'arborent les nébuleuses planétaires.

Image de la Nébuleuse Saturne acquise par MUSE - Crédit : ESO/J. Walsh

La Nébuleuse Saturne se situe à quelque 5000 années lumière de la Terre dans la constellation du Verseau (le Porteur d'Eau). Son appellation découle de sa forme étrange, semblable à celle de la célèbre planète aux anneaux, vue de face.

En réalité, les nébuleuses planétaires sont totalement distinctes des planètes. A l'origine, la Nébuleuse Saturne était une étoile de faible masse, qui acheva son existence sous la forme d'une géante rouge, expulsant ses enveloppes externes. De puissants vents stellaires ont éjecté cette matière que le rayonnement ultraviolet issu du noyau stellaire de température élevée a excitée, générant une nébuleuse circumstellaire constituée de poussière et de gaz chaud aux couleurs éclatantes. Au cœur de la Nébuleuse Saturne figure l'étoile en fin de vie visible sur cette image, et sur le point de se changer en naine blanche [1].

Afin de mieux comprendre les formes étranges qu'arborent les nébuleuses planétaires, une équipe internationale d'astronomes dirigée par Jeremy Walsh de l'ESO a utilisé l'instrument MUSE (Multi Unit Spectroscopic Explorer) dans le but de sonder les structures poussiéreuses de la Nébuleuse Saturne. MUSE est un instrument installé sur l'un des quatre télescopes du Very Large Telescope à l'Observatoire de Paranal de l'ESO au Chili. La puissance dont il est doté lui permet, non seulement de générer une image de l'objet observé, mais également de recueillir des informations concernant le spectre – ou la gamme de couleurs – de la lumière issue de cet objet en chacun des points de l'image acquise.

Grâce à MUSE, l'équipe a pu générer les toutes premières cartographies optiques détaillées du gaz et de la poussière emplissant une nébuleuse planétaire [2]. L'image résultante de la Nébuleuse Saturne révèle l'existence de nombreuses structures complexes, parmi lesquelles figurent une enveloppe interne de forme elliptique, une enveloppe externe, et un halo. Elle confirme également la présence de deux jets s'étendant de part et d'autre de l'axe principal de la nébuleuse, et dont les extrémités forment des anses (du terme latin ansae désignant des “poignées”).

Curieusement, l'équipe a également découvert l'existence d'une structure en forme d'onde au sein de la poussière, et dont l'origine demeure en partie mystérieuse. La poussière emplit l'intégralité de la nébuleuse. Toutefois, un pic de poussière a été observé sur le bord de l'enveloppe interne, où elle semble être détruite. Plusieurs processus peuvent expliquer cette destruction. L'enveloppe interne consiste essentiellement en une onde de choc en expansion, susceptible d'éclater les grains au point de les faire disparaître, ou d'élever la température au point d'évaporer la poussière.

Cartographier le gaz et les structures de poussière emplissant les nébuleuses planétaires permettra d'affiner notre compréhension de leur influence sur le cycle de vie et de mort des étoiles de faible masse, ainsi que de la diversité et de la complexité des formes qu'elles arborent.

Le potentiel de MUSE s'étend bien au-delà des nébuleuses planétaires. Cet instrument doté d'une sensibilité élevée est également capable d'étudier la formation des étoiles et des galaxies au sein de l'Univers jeune ainsi que de cartographier la distribution de la matière noire dans les amas de galaxies de l'Univers jeune. En outre, MUSE a généré la toute première cartographie 3D des Piliers de la Création de la Nébuleuse de l'Aigle (eso1518) et a fourni l'image d'une spectaculaire collision cosmique au sein d'une galaxie voisine (eso1437).

Note :

[1] Les nébuleuses planétaires sont généralement caractérisées par une courte durée de vie. La Nébuleuse Saturne subsistera quelques dizaines de milliers d'années seulement, puis s'étendra et se refroidira au point de nous devenir invisible. La luminosité de l'étoile centrale diminuera à mesure qu'elle se changera en naine blanche.

[2] Le Télescope Spatial Hubble du consortium NASA/ESA a précédemment acquis une image spectaculaire de la Nébuleuse Saturne. A l'inverse de MUSE toutefois, il fut incapable d'acquérir le spectre de la nébuleuse en chacun des points de cette image.

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, l'ELT, de la classe des 39 mètres, qui sera "l'œil le plus grand au monde tourné vers le ciel".

Liens :  

- Photos du VLT

- Photos de MUSE

- Communiqué de Presse relatif à la première lumière de MUSE

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/news/eso1731/?lang

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

C'est un débat vieux de 50 ans qui est désormais tranché : les rayons cosmiques les plus énergétiques ne proviennent pas de la Voie lactée, mais ont été propulsés depuis des galaxies situées à des dizaines, voire des centaines de millions d'années-lumière. L'observatoire Pierre Auger, en Argentine, qui collecte depuis 2004 des informations sur ces particules bombardant la Terre, a permis d'apporter cette preuve. Le CNRS est le principal organisme français de financement de cet observatoire. Cette découverte est publiée dans la revue Science le 22 septembre 2017 par une collaboration internationale, dont font partie des chercheurs de l'Institut de physique nucléaire d'Orsay (CNRS/Université Paris-Sud), du Laboratoire de physique nucléaire et des hautes énergies (CNRS/UPMC/Université Paris Diderot) et du Laboratoire de physique subatomique et de cosmologie (CNRS/Université Grenoble Alpes/Grenoble INP).

Les rayons cosmiques sont des noyaux atomiques [1] qui traversent notre Univers à une vitesse proche de celle de la lumière. Ceux de basse énergie proviennent du Soleil ou de notre galaxie, mais l'origine des particules les plus énergétiques restait débattue depuis leur découverte il y a un demi-siècle : sont-elles issues de la Voie lactée ou d'objets extragalactiques éloignés ? La question vient d'être tranchée grâce à l'étude de 30 000 particules cosmiques d'une énergie un million de fois supérieure à celle des protons accélérés au LHC [2].  Elles ont été détectées entre 2004 et 2016 avec le plus grand observatoire de rayons cosmiques jamais construit, l'observatoire Pierre Auger, en Argentine. L'étude des directions d'arrivée de ces particules montre qu'à ces énergies, le flux de rayons cosmiques en provenance d'une zone du ciel pointant à 120 degrés du centre galactique est environ 6 % plus élevé que si le flux était parfaitement uniforme. Cette direction ne peut pas être associée à des sources potentielles dans le plan de la galaxie ou en son centre. C'est la première preuve convaincante d'une origine extragalactique pour ces rayons cosmiques.

Le flux de ces rayons cosmiques très énergétiques (au-delà de 2 joules) est d'environ 1 par kilomètre carré et par an [3]. Quand ces rayons entrent en collision avec les molécules de la haute atmosphère, ils créent une cascade de plus de 10 milliards de particules secondaires, appelée gerbe atmosphérique, qui peut s'étendre sur plus de 40 kilomètres carrés quand elle arrive au sol. L'observatoire Pierre Auger détecte certaines de ces particules secondaires (électrons, photons et muons) grâce à un réseau de 1 600 détecteurs – des cuves d'eau pure espacées d'1,5 kilomètre, qui s'étendent sur une surface de 3 000 kilomètres carrés dans la pampa argentine (soit un peu plus que la taille du Luxembourg). En comparant les temps d'arrivée des particules dans différents détecteurs, on peut déterminer la direction d'où provient le rayon cosmique qui a produit la gerbe atmosphérique.

Cette découverte indique clairement une origine extragalactique pour ces particules cosmiques, le motif observé dans le ciel ne pouvant être le fruit du hasard qu'avec une chance sur cinq millions. Cependant, cette étude ne permet pas encore de localiser précisément les sources. En effet, la région la plus brillante en rayons cosmiques s'étend sur une vaste portion du ciel, où le nombre de galaxies est relativement élevé. De plus, le champ magnétique de la Voie lactée dévie les trajectoires de ces particules chargées [4] et brouille les pistes.

Il existe des rayons cosmiques encore plus énergétiques que ceux auxquels cette étude s'attache. Ils ont comme inconvénient d'être encore plus rares, mais aussi l'avantage d'être moins déviés par le champ magnétique de notre propre galaxie ; leur direction d'arrivée pourrait donc pointer au plus près de leur lieu de production. En 2007, une précédente étude avait pointé une corrélation entre des noyaux actifs de galaxies et les directions d'arrivée des rayons cosmiques les plus énergétiques alors détectés [5], mais cette corrélation s'est par la suite révélée peu significative. Des études se déroulent actuellement sur une collection bien plus importante de rayons cosmiques ultra-énergétiques, et pourraient apporter des éléments de réponse. En parallèle, un programme d'amélioration de l'observatoire Pierre Auger est en cours et devrait permettre d'identifier plus clairement ces sources.

400 scientifiques de 18 pays participent à la collaboration Pierre Auger, qui développe et exploite l'observatoire du même nom. Le CNRS est le principal organisme français de financement de l'observatoire. Les laboratoires français qui y contribuent sont :    
- l'Institut de physique nucléaire d'Orsay (CNRS/Université Paris-Sud) ;
- le Laboratoire de physique nucléaire et des hautes énergies (CNRS/UPMC/Université Paris Diderot) ;
- le Laboratoire de physique subatomique et de cosmologie (CNRS/Université Grenoble Alpes/ Grenoble INP).

D'autres photos de l'observatoire Pierre Auger sont disponibles auprès de la photothèque du CNRS : http://phototheque.cnrs.fr/p/136-1-1-0/ et http://phototheque.cnrs.fr/p/164-1-1-0/

Télécharger le communiqué de presse

Notes :

[1] De celui de l'hydrogène (proton) pour le plus léger, à celui du fer pour le plus lourd.
[2] Le Grand collisionneur de hadrons du Cern. Cela correspond à une énergie moyenne de 2 joules.
[3] Autrement dit, un terrain de football reçoit en moyenne un seul de ces rayons cosmiques par siècle.
[4] Même à de telles énergies, les déflexions sont de l'ordre de quelques dizaines de degrés.
[5] Voir ce communiqué de presse : L'Observatoire Pierre Auger remonte aux sources des rayons cosmiques d'énergie extrême (8 novembre 2007). Consulter le site web

Reférences :

Observation of a large-scale anisotropy in the arrival directions of cosmic rays above 8 × 10¹⁸ eV, The Pierre Auger Collaboration. Science, 22 septembre 2017. DOI : 10.1126/science.aan4338

Source : Actualités du CNRS-INSU http://www2.cnrs.fr/presse/communique/5203.htm

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Un modèle inédit de l'origine de la ceinture d'astéroïdes a été développé au laboratoire d'astrophysique de Bordeaux. Cette étude est publiée dans Science Advances.

La ceinture d'astéroïdes constitue un vaste anneau entre Mars et Jupiter, qui s'étend de 2,1 à 3,3 UA du Soleil [1] et dans lequel orbitent des corps rocheux dont les plus gros [2] font quelques centaines de km de diamètre, mais dont la population est dominée par des corps de quelques dizaines de mètres ou moins. Contrairement aux images populaires la ceinture d'astéroïdes est très faiblement peuplée. Si on rassemblait tous les astéroïdes qu'elle contient pour en faire une seule planète, sa masse serait 2000 fois moindre que celle de la Terre.

Jusqu'à présent les astrophysiciens faisaient l'hypothèse que la ceinture d'astéroïde avait du se vider considérablement au cours du temps, de plus de 99,9% de sa masse. En effet, si les roches étaient distribuées continûment entre les parties internes du disques où se sont formés les planètes telluriques et les régions les plus lointaines où sont nées les planètes géantes on peut logiquement penser qu'il y avait initialement assez de solides dans la région de l'actuelle ceinture d'astéroïdes pour y former des planètes de masse comparable à la Terre.

Des chercheurs du Laboratoire d'astrophysique de Bordeaux (CNRS/Université de Bordeaux) et de l'Universidade Estadual Paulista ont testé l'hypothèse inverse, à savoir que la région actuellement occupée par la ceinture d'astéroïdes était initialement vide de tous corps rocheux, et s'est peuplée à partir des petits corps transférées depuis les régions plus internes et plus externes par la formation des planètes. En testant ce scénario avec des simulations numériques, ils ont montré que la population ainsi injectée au sein de l'actuelle ceinture d'astéroïdes avait non seulement la bonne masse mais aussi la bonne composition. En effet, la partie la plus interne de la ceinture est constituée d'astéroïdes de type S, dénués d'eau et de matière organique, tandis que la zone plus externe est dominée par les astéroïdes de type C, riches en eau et matière organique. Dans les simulations, cette dichotomie se produit naturellement : la formation rapide des planètes géantes peuple tout d'abord la ceinture externe de corps de nature cométaire, les astéroïdes de type C, tandis que les astéroïdes de type S implantés dans la ceinture interne sont les résidus plus tardifs de la formation des planètes telluriques.

Ce modèle simple et inédit est une alternative à d'autres modèles plus complexe tels que le Grand Tack. Elle permet d'envisager la formation des planètes et des petits corps du système solaire sous angle nouveau.

Notes :

[1] UA = unité astronomique = la distance Terre-Soleil soit ~150 millions de km3

[2] Ceres, Vesta, Pallas, etc.

Reférences :

Sean N. Raymond and Andre Izidoro, The empty primordial asteroid belt, Science Advances, 13 Sep 2017, Vol. 3, no. 9, DOI: 10.1126/sciadv.1701138

Source : Actualités du CNRS-INSU http://www.insu.cnrs.fr/node/7231

https://planetplanet.net/2017/09/13/the-empty-primordial-asteroid-belt/

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

P/2010 P4 = 2017 S1 (WISE)

La comète P/2010 P4 (WISE), découverte sur les images du satellite WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer) du 06 Août 2010 et observée pour la dernière fois le 02 Janvier 2011, a été retrouvée sur les images obtenues le 20 Septembre 2017 par D. Abreu avec le télescope de 1.0-m f/4.4 de l'OGS (Optical Ground Station) de l'ESA basé à Tenerife.

La comète P/2010 P4 (WISE), d'une période d'environ 7,13 ans, était passée au plus près du Soleil le 06 Juillet 2010 à une distance d'environ 1,8 UA du Soleil.

Pour ce nouveau retour, les éléments orbitaux de la comète P/2010 P4 = 2017 S1 (WISE) indiquent un passage au périhélie le 18 Août 2017 à une distance d'environ 1,8 UA du Soleil et une période d'environ 7,13 ans pour cette comète de la famille de Jupiter.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K17/K17S90.html (MPEC 2017-S90)

https://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=P%2F2017%20S1;old=0;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

Satisfaisant aux conditions requises, la comète P/2010 P4 = 2017 S1 (WISE) a reçu la dénomination définitive de 360P/WISE en tant que 360ème comète périodique numérotée.

P/2017 R1 (PANSTARRS)

Une nouvelle comète a été découverte par les membres de l'équipe de recherche de Pan-STARRS (Panoramic Survey Telescope & Rapid Response System) sur les images obtenues le 14 Septembre 2017 avec le télescope Ritchey-Chretien de 1.8-m.  Des images antérieures à la découverte, obtenues le 30 Juillet, et les 01, 03 et 17 Août 2017 par Pan-STARRS 1, et le 02 Septembre dans le cadre du Mt. Lemmon Survey, ont été également identifiées.

Les éléments orbitaux de la comète P/2017 R1 (PANSTARRS) indiquent un passage au périhélie le 08 Avril 2017 à une distance d'environ 3,3 UA du Soleil, et une période d'environ 8,4 ans pour cette comète de type Encke (TJupiter > 3; a < aJupiter).

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K17/K17S97.html (MPEC 2017-S97)

https://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=P%2F2017%20R1;old=0;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

C/2017 S2 (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 16 Septembre 2017,avec le télescope Ritchey-Chretien de 1.8-m. Des images de Pan-STARRS antérieures à la découverte, datant du 22 Août 2017, ont été identifiées.

Les éléments orbitaux paraboliques préliminaires de la comète C/2017 S2 (PANSTARRS) indiquent un passage au périhélie le 20 Août 2017 à une distance d'environ 3,6 UA du Soleil, et une période d'environ 91,3 ans pour cette comète de la famille de Jupiter.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K17/K17S98.html (MPEC 2017-S98)

https://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=C%2F2017%20S2;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

Un astéroïde qui s'est divisé en deux il y a 5 000 ans et fait jaillir une queue de comète

Les astronomes classent les corps mineurs dans le Système solaire en fonction de leur emplacement et de leur composition physique. Les comètes sont un vague mélange de glace et de poussières qui tombent vers le Soleil au-delà des orbites des grandes planètes et cultivent de longues queues de poussière et de gaz en cours de route. Les astéroïdes sont rocheux ou métalliques et sont relégués dans une zone entre Mars et Jupiter. Mais la nature n'est pas si ordonnée. Le télescope spatial Hubble a photographié une paire d'astéroïdes en orbite avec une queue de poussière, ce qui est sans aucun doute une caractéristique de comète. L'objet étrange, appelé 2006 VW139/288P, est le premier astéroïde binaire connu qui est également classé comme une comète de la ceinture principale. Il y a approximativement 5 000 ans, 2006 VW139/288P a probablement éclaté en deux morceaux en raison d'une rotation rapide.

http://hubblesite.org/news_release/news/2017-32

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Les astronomes ont capturé, au moyen d'ALMA, une magnifique image d'une fine enveloppe de matière entourant une naine rouge exotique baptisée U Antliae. Ces observations permettront aux astronomes d'affiner leur compréhension de l'évolution des étoiles en toute fin de vie.

Une fine enveloppe de matière éjectée entoure la naine rouge froide U Antliae - Crédit : ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)/F. Kerschbaum

Dans la peu lumineuse constellation méridionale d'Antlia (la Pompe à Air), l'observateur attentif détectera, au moyen de simples jumelles, une étoile d'un rouge prononcé dont la luminosité varie légèrement d'une semaine à l'autre. Cette singulière étoile se nomme U Antliae, et de nouvelles observations effectuées grâce au Vaste Réseau (Sub-)Millimétrique de l'Atacama (ALMA) viennent de révéler la présence d'une enveloppe sphérique d'une remarquable finesse à sa périphérie.

U Antliae [1] est une étoile carbonée, évoluée, froide et lumineuse située dans la branche asymptotique des géantes. Il y a 2700 ans environ, U Antliae a traversé une brève période de rapide perte de masse. Durant cette phase dont la durée n'excéda pas les quelques centaines d'années, la matière qui compose l'enveloppe observée par ALMA fut éjectée à grande vitesse. L'analyse détaillée de cette enveloppe a également révélé la présence de nuages de gaz ténus formant des sous-structures filamentaires.

L'acquisition de cette vue spectaculaire a été possible grâce à la capacité unique du radiotélescope ALMA installé sur le Plateau de Chajnantor dans le Désert de l'Atacama au Chili, à générer des images nettes à de multiples longueurs d'onde. ALMA est seul capable de déceler la présence d'aussi fines structures au sein de l'enveloppe d'U Antliae.

Les données nouvellement acquises par ALMA ne se résument pas à une simple image. ALMA produit un ensemble de données tridimensionnelles, ou cube de données, dont chaque tranche se réfère à une observation effectuée à une longueur d'onde légèrement différente. En raison de l'Effet Doppler,  diverses tranches du cube de données renseignent sur le mouvement qu'effectue le gaz à différentes vitesses, en direction ou à l'opposé de l'observateur. Cette enveloppe se distingue également par sa parfaite symétrie sphérique ainsi que par son extrême finesse. L'affichage des différentes vitesses permet de découper cette bulle cosmique en tranches virtuelles, tout comme la tomographie par ordinateur permet de découper en tranches le corps humain.

Déterminer la composition chimique des enveloppes et des atmosphères de ces étoiles, comprendre la formation de ces enveloppes consécutivement à une perte de masse, constituent le préalable à une meilleure connaissance des processus d'évolution des étoiles au sein de l'Univers jeune et des galaxies. Les enveloppes semblables à celle qui entoure U Antliae affichent une grande diversité de composants chimiques à base de carbone et d'autres éléments. Elles permettent également de recycler la matière et contribuent à hauteur de 70% à la poussière interstellaire.

Note :

[1] L'appellation U Antliae s'explique par le fait qu'elle est la quatrième étoile de luminosité variable de la constellation d'Antlia (la Pompe à air). La dénomination attribuée à ces étoiles variables suit une logique compliquée par la découverte d'un nombre toujours croissant d'objets de ce type.

Plus d'informations :  

Ce travail de recherche a fait l'objet d'un article intitulé “Rings and filaments. The remarkable detached CO shell of U Antliae”, par F. Kerschbaum et al., à paraître au sein de la revue Astronomy & Astrophysics.

L'équipe est composée de F. Kerschbaum (Université de Vienne, Autriche), M. Maercker (Université de Technologie Chalmers, Observatoire Spatial Onsala, Suède), M. Brunner (Université de Vienne, Autriche), M. Lindqvist (Université de Technologie Chalmers, Observatoire Spatial Onsala, Suède), H. Olofsson (Université de Technologie Chalmers, Observatoire Spatial Onsala, Suède), M. Mecina (Université de Vienne, Autriche), E. De Beck (Université de Technologie Chalmers, Observatoire Spatial Onsala, Suède), M. A. T. Groenewegen (Observatoire Royal de Belgique, Belgique), E. Lagadec (Observatoire de la Co^te d'Azur, CNRS, France), S. Mohamed (Université de Cape Town, Afrique du Sud), C. Paladini (Universite´ Libre de Bruxelles, Belgique), S. Ramstedt (Université Uppsala, Suède), W. H. T. Vlemmings (Université de Technologie Chalmers, Observatoire Spatial Onsala, Suède), et M. Wittkowski (ESO).

Liens :  

- La publication scientifique

- Photos d'ALMA

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/news/eso1730/?lang

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Le monde étranger intercepte la plus grande partie de la lumière visible tombant dans son atmosphère

Ne cherchez pas le chat noir proverbial qui mange de la réglisse dans un bac à charbon sur la planète WASP-12b. De deux fois la taille de n'importe quelle planète trouvée dans notre Système solaire, le monde est aussi noir que l'asphalte frais. Contrairement aux autres planètes de sa classe, WASP-12b a la capacité unique de piéger au moins 94 pour cent de la lumière visible des étoiles tombant dans son atmosphère.

La température de l'atmosphère est un bouillonnant 4,600 degrés Fahrenheit (~2.500 degrés Celsius), qui empêche la formation de nuages réfléchissants sur le côté jour. La planète orbite tellement près de son hôte qu'elle est en rotation et révolution synchrones, ce qui signifie qu'elle garde toujours le même côté en face à l'étoile.

L'exoplanète ne dîne pas seule. Son étoile hôte fait également un festin : engloutir le matériel tourbillonnant de l'atmosphère surchauffée de l'exoplanète.

Cette exoplanète étrange fait partie d'une classe qu'on appelle « Jupiters chauds » qui orbitent très près de leur étoile hôte et sont chauffées à des températures extrêmes. WASP-12b circule autour d'une étoile semblable au Soleil à 1.400 années-lumière de la Terre.

http://hubblesite.org/news_release/news/2017-38

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Un impacteur s'écrasant contre une surface riche en glace a donné lieu à des caractéristiques d'écoulement complexes autour de cet ancien cratère sur Mars.

Vue en perspective - Copyright ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO

Les impacts de comètes et d'astéroïdes ont façonné les surfaces des planètes et lunes rocheuses du Système solaire en 4,6 milliards d'années d'histoire et peuvent révéler les conditions environnementales au moment de leur formation.

Cratère d'impact riche en eau sur Mars - Copyright ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO

Au cours d'un impact, l'énergie transférée au sol passe par la fusion et la vaporisation de l'impacteur et des parties de la surface, ainsi que l'excavation de grandes quantités de matière provenant du sol, projetant le tout sur le terrain environnant comme une couverture de débris.

Les caractéristiques de la matière éjectée peuvent donner des indications sur les conditions de la surface de la planète et son environnement en général.

Le cratère de 32 km de large vu au centre de cette image s'est clairement formé à un moment où l'eau ou la glace était présente près de la surface. L'énergie de l'impact a réchauffé le sous-sol riche en eau, lui permettant de circuler plus facilement, conduisant à la nature « fluidifiée » de la couverture d'éjecta.

Topographie d'une région à cratères sur Mars - Copyright ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO

La périphérie des lobes de matériel excavé présente souvent une crête élevée : à mesure que le débit ralentit, les débris derrière lui s'entassent, poussant le matériel à sa périphérie dans des remparts.

Hellas Planitia et les environs dans son contexte - Copyright NASA MGS MOLA Science Team

De nombreux cratères sur Mars montrent cette tendance, parfois avec de multiples couches d'éjectas. Ici, jusqu'à trois couches de lobes d'éjectas peuvent être identifiés, certains d'entre eux se terminant par des remparts. Les multiples couches de dépôts d'éjectas peuvent résulter d'une combinaison d'impacts dans une couche enterrée du sol riche en eau et l'interaction de la matière éjectée avec l'atmosphère.

La scène se situe au nord du bassin d'impact Hellas, l'un des plus importants dans tout le Système solaire avec 2.300 km de diamètre. La région est dans une zone qui est soupçonnée d'être l'ancien bassin d'un lac.

De petits canaux peut également être vus au sud dans l'image principale (à gauche), fournissant plus de preuves du passé aquatique de la région.

Vue 3D d'une scène de cratères au nord de Hellas - Copyright ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO

http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Mars_Express/Splashdown!_Crashing_into_martian_mud

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Le VLT de l'ESO détecte la présence d'oxyde de titane sur une exoplanète pour la première fois

Grâce au Very Large Telescope de l'ESO, des astronomes ont pour la première fois détecté la présence d'oxyde de titane dans l'atmosphère d'une exoplanète. Cette découverte concernant la planète de type Jupiter chaud baptisée WASP-19b a été permise par l'instrument FORS2. Ce dernier a délivré des informations concernant la composition chimique, la température ainsi que la pression de l'atmosphère de ce monde insolite et très chaud. Les résultats de cette étude paraissent ce jour au sein de la revue Nature.

Vue d'artiste de l'exoplanète WASP-19b - Crédit : ESO/M. Kornmesser

Une équipe d'astronomes dirigée par Elyar Sedaghati, un boursier de l'ESO récemment diplômé de l'Université Technique de Berlin, a étudié l'atmosphère de l'exoplanète WASP-19b à un niveau de détail encore inégalé. Cette planète remarquable est dotée d'une masse semblable à celle de Jupiter. Toutefois, elle est en orbite à une si grande proximité de son étoile hôte que sa période de révolution est de 19 heures seulement et que la température de son atmosphère avoisine les 2000 degrés Celsius.

Lorsque WASP-19b passe devant son étoile hôte, une fraction de la lumière stellaire traverse l'atmosphère planétaire, se teintant d'une subtile signature parvenant finalement à la Terre. Grâce à l'instrument FORS2 qui équipe le Very Large Telescope, l'équipe a été en mesure d'analyser avec soin cette lumière et de déduire la présence, au sein de l'atmosphère, de faibles quantités d'oxyde de titane, d'eau et de traces de sodium, ainsi que d'une brume particulièrement diffusante.

“La détection de telles molécules n'est pas une mince affaire” précise Elyar Sedaghati, qui contribua durant 2 ans à ce projet en qualité d'étudiant. “Nous avions non seulement besoin de données d'une exceptionnelle qualité, mais devions également procéder à une analyse sophistiquée. Pour ce faire, nous avons utilisé un algorithme capable d'explorer plusieurs millions de spectres couvrant une large gamme de compositions chimiques, de températures, ainsi que les propriétés des nuages et de la brume afin d'établir nos conclusions.”

L'oxyde de titane est rare sur Terre. Il est présent en revanche dans l'atmosphère d'étoiles froides. Dans les atmosphères de planètes chaudes telle WASP-19b, il se comporte tel un absorbeur de chaleur. En quantité suffisante, ces molécules empêchent la chaleur de pénétrer ou de s'échapper de l'atmosphère, produisant ainsi une inversion thermique – la température de la haute atmosphère est supérieure à celle de la basse atmosphère, ce qui constitue une situation inverse de la normale. L'ozone joue un rôle similaire au sein de l'atmosphère de la Terre, l'inversion se produisant au niveau de la stratosphère.

“La présence d'oxyde de titane dans l'atmosphère de WASP-19b peut avoir des effets considérables sur le gradient de température ainsi que la circulation atmosphérques”, ajoute Ryan Mac Donald, un autre membre de l'équipe, par ailleurs astronome à l'Université de Cambridge au Royaume-Uni. “Etre capable d'étudier les exoplanètes à un tel niveau de détail est à la fois prometteur et enthousiasmant”, ajoute également Nikku Madhusudhan de l'Université de Cambridge et qui a supervisé les interprétations théoriques des observations.

Les astronomes ont collecté des données d'observation de WASP-19b sur plus d'un an. La mesure des variations relatives du rayon planétaire à différentes longueurs d'onde de la lumière traversant l'atmosphère de l'exoplanète, puis la comparaison des observations aux modèles atmosphériques, leur ont permis de déduire diverses propriétés de l'atmosphère exoplanétaire, parmi lesquelles figure la composition chimique.

La découverte de la présence d'oxydes métalliques tel que l'oxyde de titane et d'autres substances, permettra de mieux modéliser les atmosphères exoplanétaires. A l'avenir, lorsque les astronomes seront capables d'observer les atmosphères de planètes potentiellement habitables, les modèles auront suffisamment gagné en précision pour leur permettre de correctement interpréter ces observations.

“Cette importante découverte est le fruit de la modernisation de l'instrument FORS2, précisément effectuée à ce titre” ajoute Henri Boffin de l'ESO, un membre de l'équipe qui dirigea ce projet de rénovation. “Depuis lors, FORS2 s'est imposé comme l'instrument le plus apte à procéder à ce type d'étude depuis le sol.”

Plus d'informations :  

Ce travail de recherche a fait l'objet d'un article intitulé “Detection of titanium oxide in the atmosphere of a hot Jupiter” par Elyar Sedaghati et. al., à paraître au sein de la revue Nature.

L'équipe se compose de Elyar Sedaghati (ESO; Centre Aérospatial Allemand, Allemagne; et TU Berlin, Allemagne), Henri M.J. Boffin (ESO), Ryan J. MacDonald (Université de Cambridge, Royaume-Uni), Siddharth Gandhi (Université de Cambridge, Royaume-Uni), Nikku Madhusudhan (Université de Cambridge, Royaume-Uni), Neale P. Gibson (Université de la Reine à Belfast, Royaume-Uni), Mahmoudreza Oshagh (Université Georg-August de Göttingen, Allemagne), Antonio Claret (Institut d'Astrophysique d'Andalousie - CSIC, Espagne) et Heike Rauer (Centre Aérospatial Allemand, Allemagne; et TU Berlin, 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 Nature

- Photos du Very Large Telescope de l'ESO

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/news/eso1729/?lang

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

P/2012 T1 = 2017 O3 (PANSTARRS)

La comète P/2012 T1 (PANSTARRS), découverte le 06 Octobre 2012 par les membres de l'équipe de recherche Pan-STARRS (Panoramic Survey Telescope & Rapid Response System) avec le télescope Pan-STARRS 1 de 1,8 mètre d'ouverture, de l'Université d'Hawaii, situé au sommet du Haleakala sur l'île de Maui (Hawaii, USA), et observée pour la dernière fois le 15 Janvier 2013, a été retrouvée grâce aux observations des 01, 18 et 21 Juillet 2017 du Gemini South Observatory, Cerro Pachon.

La comète P/2012 T1 (PANSTARRS), d'une période d'environ 5,6 ans, était passée au plus près du Soleil le 21 Novembre 2012 à une distance d'environ 2,4 UA du Soleil.

Pour ce nouveau retour, les éléments orbitaux de la comète P/2012 T1 = 2017 O3 (PANSTARRS) indiquent un passage au périhélie le 11 Avril 2018 à une distance d'environ 2,4 UA du Soleil, et une période d'environ 5,6 ans pour cette comète de la Ceinture principale (MBC).

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K17/K17QB5.html (MPEC 2017-Q115)

https://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=P%2F2017%20O3;old=0;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

Satisfaisant aux conditions requises, la comète P/2012 T1 = 2017 O3 (PANSTARRS) a reçu la dénomination définitive de 358P/PANSTARRS en tant que 358ème comète périodique numérotée.

P/2007 RS41 = 2017 Q2 (LONEOS)

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 22 Août 2017 avec le télescope Ritchey-Chretien de 1.8-m. L'objet a été relié à un objet ayant l'apparence d'un astéroïde découvert le 21 Août 2007 par le télescope de surveillance LONEOS. Cet astéroïde, répertorié comme tel sous la dénomination de 2007 RS41, avait été observé pour la dernière fois le 16 Octobre 2007.

Les éléments orbitaux de la comète P/2007 RS41 = 2017 Q2 (LONEOS) indiquent un passage au périhélie le 19 Août 2017 à une distance d'environ 3,1 UA du Soleil, et une période d'environ 10 ans pour cette comète de la famille de Jupiter.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K17/K17QB6.html (MPEC 2017-Q116)

https://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=P%2F2017%20Q2;old=0;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

Satisfaisant aux conditions requises, la comète P/2007 RS41 = 2017 Q2 (LONEOS) a reçu la dénomination définitive de 359P/LONEOS en tant que 359ème comète périodique numérotée.

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

COMETES - Magnitudes prévues pour les prochains mois

Liste des comètes potentiellement observables - éléments orbitaux

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

Les différentes familles de comètes

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

La matière organique découverte massivement dans le noyau de la comète “Tchouri” par la sonde Rosetta n'aurait pas été fabriquée au moment de la formation du système solaire, mais auparavant, dans l'espace interstellaire. C'est la théorie avancée par deux chercheurs français, dans un article publié le 31 août 2017 dans MNRAS.

Terminée en septembre 2016, la mission Rosetta de l'ESA a révélé que la matière organique représente près de 40% de la masse du noyau de la comète « Tchouri » (67P Churyumov-Gerasimenko). Composée de molécules à base de carbone, d'hydrogène, d'azote et d'oxygène, elle constitue l'une des briques de base de la vie telle que nous la connaissons sur Terre. Or cette matière organique trouvée en masse n'aurait pas été fabriquée au moment de la formation du système solaire, mais bien avant, dans le milieu interstellaire. C'est ce qu'avancent aujourd'hui Jean-Loup Bertaux, du Laboratoire atmosphères, milieux, observations spatiales (CNRS/UPMC/Univ. Versailles–Saint-Quentin-en-Yvelines), et Rosine Lallement, du laboratoire Galaxies, étoiles, physique et instrumentation (Observatoire de Paris/CNRS/Université Paris Diderot).  Et selon ces deux chercheurs français, une bonne partie de cette matière organique cométaire serait même déjà bien connue des astronomes.

Voilà 70 ans que l'analyse du spectre de la lumière des étoiles montre partout dans le milieu interstellaire des absorptions inconnues, à des longueurs d'ondes bien précises : les « Diffuse interstellar bands » (DIB),  attribuées à des molécules organiques complexes, qui constitueraient « le plus grand réservoir connu de matière organique dans l'univers » selon l'astrophysicien américain Theodore Snow. Cette matière organique interstellaire est généralement proportionnelle à la matière interstellaire dans son ensemble, sauf dans le cas d'un nuage très dense, comme une nébuleuse proto-solaire : au cœur de la nébuleuse, où la matière est encore plus dense, les DIB plafonnent, voire diminuent. C'est le signe que les molécules organiques qui provoquent les DIB disparaissent, par agglutination les unes aux autres. Une fois collées ensembles, elles ne peuvent plus absorber autant que lorsqu'elles flottent librement dans l'espace.

Ce type de nébuleuse primitive finit par former, par contraction, un système solaire comme le nôtre, composé de planètes… et de comètes. Or, on sait depuis la mission Rosetta que les noyaux de comètes se sont formés par accrétion hiérarchique dans la nébuleuse : les petits grains se sont collés les uns aux autres pour former des grains plus gros, lesquels se sont agglomérés à leur tour jusqu'à atteindre la taille d'un noyau de comète, de quelques kilomètres. Un processus non violent.

Les molécules organiques provoquant les DIBs et préexistantes dans les nébuleuses primitives n'ont donc probablement pas été détruites mais ont pu faire partie des grains constituant les noyaux cométaires, où elles sont toujours 4,6 milliards d'années plus tard. Une mission spatiale de retour d'échantillon, qui permettrait d'analyser en laboratoire la matière organique d'une comète, révèlerait enfin la nature exacte de cette mystérieuse matière interstellaire responsable des absorptions relevées vers les étoiles.

Si la matière organique des comètes a bel et bien été fabriquée dans le milieu interstellaire, et si elle a pu jouer un rôle dans l'émergence de la vie sur la Terre comme les scientifiques l'imaginent aujourd'hui, alors elle a pu également atteindre un grand nombre d'autres planètes de notre galaxie… et y engendrer également la vie ?

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Reférences :

Diffuse Interstellar Bands carriers and cometary organic material, Jean-Loup Bertaux Rosine Lallement, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 31 August 2017
Consulter le site web

Source : Actualités du CNRS-INSU http://www2.cnrs.fr/presse/communique/5175.htm

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Le mouvement de plus de 300 000 étoiles observées par le satellite Gaia de l'ESA révèle que de rares rencontres de type stellaire avec notre Soleil pourraient perturber le nuage de comètes situé aux confins de notre Système Solaire, et envoyer dans un lointain futur des comètes vers la Terre.

Dans l'attente d'une rencontre stellaire - Copyright ESA/Gaia/DPAC

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Alors que notre Système Solaire se déplace dans la Galaxie et que d'autres étoiles suivent elles aussi leur propre chemin, des rencontres sont inévitables, même si elles se produiront encore à plusieurs trillions de kilomètres. L'influence gravitationnelle des étoiles qui croisent près du réservoir de comètes de notre Système Solaire, le nuage d'Oort, pourrait dévier de leur trajectoire les comètes qui s'y trouvent, et les envoyer sur une orbite qui traverserait le Système Solaire interne.

C'est probablement la raison qui explique l'apparition de comètes dans nos cieux, et c'est également potentiellement ce qui pourrait envoyer des comètes sur une trajectoire de collision avec la Terre ou d'autres planètes.

L'un des principaux objectifs de Gaia est donc de comprendre les mouvements passés et futurs des étoiles grâce aux données précises qui seront collectés pendant les cinq années de la mission. Un premier catalogue de plus d'un milliard d'étoiles a récemment été mis à disposition, il comprend les distances et les mouvements de plus de deux millions d'étoiles. A ce jour, les mouvements relatifs au Soleil de plus de 300 000 étoiles ont été retracés dans la Galaxie, et le point de rencontre le plus rapproché déterminé jusqu'à cinq millions d'années dans le passé et dans le futur.

Suivi des mouvements stellaires - Copyright ESA/Gaia/DPAC

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Une étude récente a utilisé les mesures effectuées par Gaïa pour estimer le taux de rencontre stellaire. Pour les cinq millions d'années dans le passé et dans le futur, ce taux est d'une rencontre stellaire tous les 50 000 ans environ. Il est important de retenir qu'il n'y a aucune garantie que le passage d'une étoile forcerait des comètes vers le Système Solaire interne, ni que la Terre se retrouverait dans la ligne de tir.

Ces estimations seront affinées grâce aux prochaines données mises à disposition par Gaia. La prochaine publication de données est prévue en avril prochain, et contiendra des informations sur environ 20 fois plus d'étoiles, sur plus d'étoiles lointaines également, et permettra de reconstruire les mouvements des étoiles jusqu'à 25 millions d'années dans le passé ou dans le futur.

Source : ESA http://www.esa.int/fre/ESA_in_your_country/France/Rencontres_de_type_stellaire

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

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

- Photos d'ALMA

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/news/eso1727/?lang

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie