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Nouvelles du Ciel de Novembre 2017 |
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Nouvelles du Ciel de Novembre 2017 |
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L'instrument MUSE complète le sondage spectroscopique le plus profond jamais réalisé
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Le sondage spectroscopique le plus profond jamais réalisé
Les astronomes utilisant l'instrument MUSE sur le Very Large Telescope de l'ESO au Chili ont mené le sondage spectroscopique le plus profond jamais réalisé. Ils se sont concentrés sur le champ ultra-profond de Hubble, mesurant les distances et les propriétés de 1600 galaxies très faibles dont 72 nouvelles galaxies qui n'avaient jamais été détectées auparavant, même par le télescope spatial Hubble. Ce jeu de données révolutionnaire a déjà donné lieu à dix articles scientifiques publiés dans un numéro spécial d'Astronomy & Astrophysics. La richesse exceptionnelle des informations fournies par MUSE donne aux astronomes un aperçu de la formation des étoiles dans l'Univers primordial. Il permet aussi d'étudier les mouvements et autres propriétés des galaxies primordiales. Cette avancée spectaculaire de notre connaissance de l'Univers lointain est rendue possible grâce aux capacités spectroscopiques uniques de MUSE.
Le champ ultra-profond de Hubble vu par Muse - Crédit : ESO/MUSE HUDF collaboration
L'équipe MUSE HUDF Survey, dirigée par Roland Bacon du Centre de recherche astrophysique de Lyon (CNRS/Université Claude Bernard Lyon 1/ENS de Lyon, France), a utilisé MUSE (Multi Unit Spectroscopic Explorer) pour observer le champ ultra profond de Hubble (heic0406), une zone très étudiée du sud dans la constellation du Fourneau, notamment par le télescope spatial Hubble. Cela a abouti aux observations spectroscopiques les plus profondes jamais réalisées, avec la mesure d'informations spectroscopiques précises pour 1600 galaxies, dix fois plus que ce qui a été laborieusement obtenu dans ce domaine au cours de la dernière décennie par les grands télescopes au sol.
Les images de l'HUDF, publiées en 2004, prises par le télescope spatial Hubble de la NASA / ESA ont été pionnières dans les observations de l'Univers lointain. Elles ont sondé plus profondément que jamais cette région du ciel et ont révélé une ménagerie de galaxies datant de moins d'un milliard d'années après le Big Bang. La même zone a ensuite été observée à plusieurs reprises par Hubble et d'autres télescopes, ce qui a donné la vision la plus profonde de l'Univers connue à ce jour [1]. Aujourd'hui, et ce malgré la profondeur des observations de Hubble, MUSE a - parmi de nombreux autres résultats - révélé 72 galaxies jamais vues auparavant dans cette toute petite zone du ciel.
Roland Bacon reprend l'histoire: «MUSE peut faire quelque chose que Hubble ne peut pas faire - il disperse la lumière de chaque point de l'image en toutes ses couleurs pour créer un spectre. Cela nous permet de mesurer la distance, les couleurs et les autres propriétés de toutes les galaxies que nous pouvons détecter - y compris celles qui sont invisibles au télescope Hubble lui-même! "
Les données de MUSE fournissent une nouvelle vision des galaxies très lointaines, observées peu après le début de l'Univers, environ 13 milliards d'années dans le passé. L'instrument peut détecter des galaxies 100 fois plus faibles que lors des précédentes campagnes d'observation. Ces données s'ajoutent à un champ déjà richement étudié. C'est une nouvelle étape dans l'étude de l'Univers lointain qui nous permet d'avancer dans notre connaissance de l'évolution des galaxies avec le temps.
Le sondage a révélé 72 galaxies appelées émetteurs Lyman-alpha car elles brillent très intensément à la longue d'onde de la lumière Lyman-alpha [2]. La compréhension actuelle de la formation stellaire ne permet pas d'expliquer entièrement ces galaxies, qui semblent essentiellement briller dans cette couleur. C'est parce que MUSE disperse la lumière dans ses différentes couleurs que ces objets deviennent apparents, mais ils restent invisibles dans les images directes et profondes telles que celles de Hubble.
Jarle Brinchmann de l'Université de Leiden, Pays-Bas et IA, CAUP, Porto, Portugal, premier auteur d'un article décrivant les résultats de cette enquête, explique: "MUSE a la capacité unique d'extraire des informations sur les plus jeunes galaxies de l'Univers. - même dans une partie du ciel déjà très bien étudiée. Nous apprenons des choses sur ces galaxies qui ne sont possibles qu'avec la spectroscopie, comme le contenu chimique et les mouvements internes - et cela non pas en observant les galaxies individuellement mais simultanément pour toutes les galaxies!"
Une autre découverte majeure de cette étude est la détection systématique des halos géants d'hydrogène lumineux autour des galaxies dans l'Univers primitif, donnant aux astronomes un moyen nouveau et prometteur pour étudier les interactions des galaxies avec leur milieu environnant.
Parmi les autres applications potentielles de cet ensemble unique de données, qui sont explorées dans la série d'articles, citons le rôle des galaxies faibles durant la ré-ionisation cosmique (commençant juste 380 000 ans après le Big Bang), l'évolution du taux de fusion des galaxies avec le temps, l'étude des vents galactiques et la formation des étoiles dans l'Univers jeune.
“Étonnamment, ces données ont toutes été prises sans le système d'optique adaptative (AOF) qui vient tout juste d'être couplé à MUSE. La mise en service de l'AOF après une décennie de travail intensif par les astronomes et les ingénieurs de l'ESO ouvre la perspective d'encore plus de données révolutionnaires à l'avenir », conclut Roland Bacon [3].
Note : [1] Le Hubble Ultra Deep Field est l'un des champs les plus étudiés de l'espace. A ce jour, 13 instruments sur huit télescopes, dont ALMA ESO (eso1633), ont observé ce champ dans tous les domaines de longue d'onde possible, depuis les rayons X jusqu'aux longueurs d'onde radio.
[2] Les électrons chargés négativement qui orbitent autour du noyau chargé positivement dans un atome ont des niveaux d'énergie quantifiés. Autrement dit, ils ne peuvent exister que dans des états d'énergie spécifiques, et ils ne peuvent que faire la transition entre ces niveaux en gagnant ou en perdant des quantités précises d'énergie. Le rayonnement Lyman-alpha est produit lorsque les électrons dans les atomes d'hydrogène tombent du deuxième au plus bas niveau d'énergie. La quantité précise d'énergie perdue est libérée sous forme de lumière dans une longueur d'onde particulière, dans la partie ultraviolette du spectre, que les astronomes peuvent détecter avec des télescopes spatiaux ou sur Terre dans le cas d'objets qui sont décalés vers le rouge. Pour ces données, à un décalage vers le rouge de z ~ 3-6.6, la lumière Lyman-alpha est vue comme une lumière visible ou proche infrarouge.
[3] L'installation de l'optique adaptative avec MUSE a déjà révélé des anneaux auparavant invisibles autour de la nébuleuse planétaire IC 4406 (eso1724).
Plus d'informations : Cette recherche a été présentée dans une série de 10 articles à paraître dans la revue Astronomy & Astrophysics.
Les équipes sont composées de Roland Bacon(CRAL - CNRS, Université Claude Bernard Lyon 1, ENS de Lyon, Université de Lyon, Lyon, France), Hanae Inami (CRAL - CNRS, Université Claude Bernard Lyon 1, ENS de Lyon, Université de Lyon, Lyon, France), Jarle Brinchmann (Leiden Observatory, Leiden, the Netherlands; Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço, Porto, Portugal), Michael Maseda (Leiden Observatory, Leiden, the Netherlands), Adrien Guerou (IRAP, CNRS, Université Toulouse III – Paul Sabatier, CNES, Université de Toulouse, France; ESO, Garching, Germany), A. B. Drake (CRAL - CNRS, Université Claude Bernard Lyon 1, ENS de Lyon, Université de Lyon, Lyon, France), H. Finley (IRAP, Université de Toulouse, Toulouse, France), F. Leclercq (Université de Lyon, Lyon, France), E. Ventou (IRAP, CNRS, Université Toulouse III – Paul Sabatier, CNES Université de Toulouse, Toulouse, France), T. Hashimoto (Université de Lyon, Lyon, France), Simon Conseil (CRAL - CNRS, Université Claude Bernard Lyon 1, ENS de Lyon Université de Lyon, Lyon, France), David Mary (Laboratoire Lagrange, CNRS, Observatoire de la Côte d'Azur, Université de Nice, Nice, France), Martin Shepherd (Université de Lyon, Lyon, France), Mohammad Akhlaghi (CRAL - CNRS, Université Claude Bernard Lyon 1, ENS de Lyon Université de Lyon, Lyon, France), Peter M. Weilbacher (Leibniz-Institut für Astrophysik Postdam, Postdam, Germany), Laure Piqueras(CRAL - CNRS, Université Claude Bernard Lyon 1, ENS de Lyon Université de Lyon, Lyon, France), Lutz Wisotzki (Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam, Potsdam, Germany), David Lagattuta (CRAL - CNRS, Université Claude Bernard Lyon 1, ENS de Lyon Université de Lyon, Lyon, France), Benoit Epinat (IRAP, CNRS, Université Toulouse III – Paul Sabatier, CNES, Université de Toulouse, Toulouse, France; et LAM, CNRS, Aix Marseille Université, Marseille, France), Sebastiano Cantalupo (ETH Zurich, Zurich, Switzerland), Jean Baptiste Courbot (Université de Lyon, Lyon, France; ICube, Université de Strasbourg, Strasbourg, France), Thierry Contini (IRAP, CNRS, Université Toulouse III – Paul Sabatier, CNES Université de Toulouse, Toulouse, France), Johan Richard (CRAL - CNRS, Université Claude Bernard Lyon 1, ENS de Lyon Université de Lyon, Lyon, France), Rychard Bouwens (Leiden Observatory, Leiden, the Netherlands), Nicolas Bouché (IRAP, CNRS, Université Toulouse III – Paul Sabatier, CNES Université de Toulouse, Toulouse, France), Wolfram Kollatschny (AIG, Universität Göttingen, Göttingen, Germany), Joop Schaye (Leiden Observatory, Leiden, the Netherlands), Raffaella Anna Marino (ETH Zurich, Zurich, Switzerland), Roser Pello (IRAP, CNRS, Université Toulouse III – Paul Sabatier, CNES Université de Toulouse, Toulouse, France), Christian Herenz (Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam, Potsdam, Germany), Bruno Guiderdoni (CRAL - CNRS, Université Claude Bernard Lyon 1, ENS de Lyon Université de Lyon, Lyon, France),, Marcella Carollo (ETH Zurich, Zurich, Switzerland), S. Hamer (Université de Lyon, Lyon, France), B. Clément (Université de Lyon, Lyon, France), G. Desprez (Université de Lyon, Lyon, France), L. Michel-Dansac (CRAL - CNRS, Université Claude Bernard Lyon 1, ENS de Lyon Université de Lyon, Lyon, France), M. Paavast (Leiden Observatory, Leiden, the Netherlands), L. Tresse (CRAL - CNRS, Université Claude Bernard Lyon 1, ENS de Lyon Université de Lyon, Lyon, France), L. A. Boogaard (Leiden Observatory, Leiden, the Netherlands), J. Chevallard (Scientific Support Office, ESA/ESTEC, Noordwijk, the Netherlands) S. Charlot (Sorbonne University, Paris, France), J. Verhamme (Université de Lyon, Lyon, France), Marijn Franx (Leiden Observatory, Leiden, the Netherlands), Kasper B. Schmidt (Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam, Potsdam, Germany), Anna Feltre (CRAL - CNRS, Université Claude Bernard Lyon 1, ENS de Lyon Université de Lyon, Lyon, France), Davor Krajnovic (Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam, Potsdam, Germany), Eric Emsellem (ESO, Garching, Germany; Université de Lyon, Lyon, France), Mark den Brok (ETH Zurich, Zurich, Switzerland), Santiago Erroz-Ferrer (ETH Zurich, Zurich, Switzerland), Peter Mitchell (CRAL - CNRS, Université Claude Bernard Lyon 1, ENS de Lyon Université de Lyon, Lyon, France), Thibault Garel (Université de Lyon, Lyon, France), Jeremy Blaizot(CRAL - CNRS, Université Claude Bernard Lyon 1, ENS de Lyon Université de Lyon, Lyon, France), Edmund Christian Herenz (Department of Astronomy, Stockholm University, Stockholm, Sweden), D. Lam (Leiden University, Leiden, the Netherlands), M. Steinmetz (Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam, Potsdam, Germany) and J. Lewis (Université de Lyon, Lyon, France).
L'ESO est la première organisation intergouvernementale pour l'astronomie en Europe et l'observatoire astronomique le plus productif au monde. L'ESO est soutenu par 15 pays : l'Allemagne, l'Autriche, la Belgique, le Brésil, le Danemark, l'Espagne, la Finlande, la France, l'Italie, les Pays-Bas, le Portugal, la République Tchèque, le Royaume-Uni, la Suède et la Suisse. L'ESO conduit d'ambitieux programmes pour la conception, la construction et la gestion de puissants équipements pour l'astronomie au sol qui permettent aux astronomes de faire d'importantes découvertes scientifiques. L'ESO joue également un rôle de leader dans la promotion et l'organisation de la coopération dans le domaine de la recherche en astronomie. L'ESO gère trois sites d'observation uniques, de classe internationale, au Chili : La Silla, Paranal et Chajnantor. À Paranal, l'ESO exploite le VLT « Very Large Telescope », l'observatoire astronomique observant dans le visible le plus avancé au monde et deux télescopes dédiés aux grands sondages. VISTA fonctionne dans l'infrarouge. C'est le plus grand télescope pour les grands sondages. Et, le VLT Survey Telescope (VST) est le plus grand télescope conçu exclusivement pour sonder le ciel dans la lumière visible. L'ESO est le partenaire européen d'ALMA, un télescope astronomique révolutionnaire. ALMA est le plus grand projet astronomique en cours de réalisation. L'ESO est actuellement en train de programmer la réalisation d'un télescope géant (ELT pour Extremely Large Telescope) de la classe des 39 mètres qui observera dans le visible et le proche infrarouge. L'ELT sera « l'œil le plus grand au monde tourné vers le ciel.
Liens : - MUSE HUDF Special Issue in A&A - “The MUSE Hubble Ultra Deep Field Survey: IV. An Overview of C III] Emitters” by M. V. Maseda et al. - “The MUSE Hubble Ultra Deep Field Survey: VIII. Extended Lyman a haloes” by F. Leclercq et al. - MUSE - MUSE and the Adaptive Optics Facility (eso1724)
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
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Des observations de l'ESO témoignent de l'étrange nature du tout premier astéroïde interstellaire détecté à ce jour
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Le VLT dévoile un objet de couleur rouge foncé et de forme allongée
Des astronomes ont pour la toute première fois étudié un astéroïde en provenance de l'espace interstellaire lors de sa traversée de notre Système Solaire. Des observations effectuées au moyen du Very Large Telescope de l'ESO au Chili et d'autres observatoires disséminés à la surface du globe ont montré que cet objet particulier a voyagé dans l'espace des millions d'années avant de pénétrer à l'intérieur de notre système stellaire. C'est un objet de couleur rouge foncé, de forme très allongée, de composition métallique ou rocheuse, qui ne ressemble en rien aux composants habituels du Système Solaire. Les résultats de cette étude paraîtront au sein de l'édition du 20 novembre 2017 de la revue Nature.
Vue d’artiste de l’astéroïde interstellaire `Oumuamua - Crédit : ESO/M. Kornmesser
Le 19 octobre 2017, le télescope Pan-STARRS 1 détecta depuis Hawaï un petit point de lumière se mouvant dans le ciel. A première vue, il ressemblait à un astéroïde de faibles dimensions se déplaçant à vitesse élevée. Toutefois, des observations complémentaires ont permis de précisément définir son orbite. Les calculs révélèrent, sans l'ombre d'un doute, que son origine différait nettement de celle de l'ensemble des astéroïdes et autres comètes observés à ce jour. Cet objet provenait, non pas de l'intérieur du Système Solaire, mais de l'espace interstellaire, en effet. Bien que classifié en premier lieu parmi les comètes, les observations de l'ESO ainsi que d'autres observatoires ne révélèrent aucun signe d'activité cométaire lors de son passage à proximité du Soleil en septembre 2017. L'objet a donc été rangé dans la classe des astéroïdes interstellaires et baptisé 1I/2017 U1 (`Oumuamua) [1].
“Il nous fallait agir rapidement” précise l'un des membres de l'équipe, Olivier Hainaut de l'ESO à Garching en Allemagne. “ `Oumuamua s'éloignait déjà du Soleil en direction de l'espace interstellaire”.
Le Very Large Telescope de l'ESO fut aussitôt réquisitionné dans le but de déterminer l'orbite de l'objet, sa brillance ainsi que sa couleur, avec une précision meilleure que celle caractérisant les plus petits télescopes. La rapidité d'exécution fut essentielle, la luminosité d'`Oumuamua diminuant drastiquement à mesure qu'il s'éloignait du Soleil, de l'orbite terrestre notamment, vers l'extérieur du Système Solaire. D'autres surprises étaient à venir.
En combinant les images acquises au travers de quatre filtres différents intercalés sur l'instrument FORS du VLT avec les clichés obtenus au moyen d'autres grands télescopes, l'équipe d'astronomes emmenée par Karen Meech (Institut d'Astronomie, Hawaï, Etats-Unis) a mis en évidence la variation périodique de luminosité de `Oumuamua : sa brillance varie d'un facteur dix en effet au fil de sa rotation autour de son axe, soit en l'espace de 7,3 heures.
Karen Meech revient sur cette découverte : “Cette variation importante et inhabituelle de luminosité s'explique par la forme très allongée de l'objet : il est une dizaine de fois plus long que large, d'apparence compliquée, ondulée. Nous avons par ailleurs constaté qu'il était de couleur rouge foncé, semblable à celle des objets situés en périphérie du Système Solaire, et qu'il était totalement inerte, aucune trace de poussière n'ayant été détectée dans son environnement proche.”
Ces propriétés laissent à penser que `Oumuamua est un objet dense, potentiellement rocheux voire majoritairement constitué de métal, dépourvu de quantités significatives d'eau ou de glace, et que la couleur sombre de sa surface résulte des effets de l'irradiation par les rayons cosmiques sur des millions d'années. Sa longueur est estimée à plus de 400 mètres.
Les calculs orbitaux préliminaires indiquent que l'objet provenait d'une région du ciel voisine de l'étoile Vega, dans la constellation boréale de la Lyre. Toutefois, bien qu'il se meuve à la vitesse éclair de 90 000 kilomètres par heure, le voyage depuis l'espace interstellaire jusqu'à notre Système Solaire dura quelque 300 000 ans. A cette époque reculée, Véga n'occupait pas sa position actuelle. `Oumuamua a probablement erré dans la Voie Lactée, indépendamment de tout système stellaire, des centaines de millions d'années avant qu'il ne rencontre fortuitement le Système Solaire.
Les astronomes estiment qu'un astéroïde interstellaire semblable à `Oumuamua pénètre à l'intérieur du Système Solaire chaque année ou presque. Toutefois, leur faible luminosité les rend difficiles à détecter. A l'heure actuelle, seuls les télescopes de sondage tel Pan-STARRS s'avèrent suffisamment puissants pour les détecter.
“Nous continuons d'observer cet objet si particulier”, conclut Olivier Hainaut, “et espérons déterminer, avec une précision accrue, sa provenance ainsi que sa destination prochaine au sein de la galaxie. Maintenant que nous avons découvert le tout premier rocher interstellaire, nous nous préparons à en observer d'autres !”
Note : [1] L'équipe de Pan-STARRS a suggéré d'attribuer à l'objet interstellaire une appellation hawaïenne. Cette proposition a été retenue par l'International Astronomical Union, responsable de l'attribution des noms officiels aux corps du Système Solaire et au-delà. En outre, l'IAU a créé une nouvelle classe d'objets pour les astéroïdes interstellaires, dont cet objet constitue le tout premier représentant. Les références à cet objet figurent ci-après : 1I, 1I/2017 U1, 1I/`Oumuamua et 1I/2017 U1 (`Oumuamua). Le caractère précédant le O est un okina. Cette appellation se prononce comme suit : H O u mu a mu a. Avant l'introduction de cette nouvelle nomenclature, l'objet était désigné A/2017 U1.
Plus d'informations : Ce travail de recherche a fait l'objet d'un article intitulé “A brief visit from a red and extremely elongated interstellar asteroid”, par K. Meech et al., à paraître dans l'édition du XXX de la revue Nature.
L'équipe est composée de Karen J. Meech (Institut d'Astronomie, Honolulu, Hawaï, Etats-Unis [IfA]) Robert Weryk (IfA), Marco Micheli (Centre de Coordination SSA-NEO de l'ESA, Frascati, Italie; INAF–Osservatoire Astronomique de Rome, Monte Porzio Catone, Italie), Jan T. Kleyna (IfA) Olivier Hainaut (ESO, Garching, Allemagne), Robert Jedicke (IfA) Richard J. Wainscoat (IfA) Kenneth C. Chambers (IfA) Jacqueline V. Keane (IfA), Andreea Petric (IfA), Larry Denneau (IfA), Eugene Magnier (IfA), Mark E. Huber (IfA), Heather Flewelling (IfA), Chris Waters (IfA), Eva Schunova-Lilly (IfA) et Serge Chastel (IfA).
L'ESO est la première organisation intergouvernementale pour l'astronomie en Europe et l'observatoire astronomique le plus productif au monde. L'ESO est soutenu par 15 pays : l'Allemagne, l'Autriche, la Belgique, le Brésil, le Danemark, l'Espagne, la Finlande, la France, l'Italie, les Pays-Bas, le Portugal, la République Tchèque, le Royaume-Uni, la Suède et la Suisse. L'ESO conduit d'ambitieux programmes pour la conception, la construction et la gestion de puissants équipements pour l'astronomie au sol qui permettent aux astronomes de faire d'importantes découvertes scientifiques. L'ESO joue également un rôle de leader dans la promotion et l'organisation de la coopération dans le domaine de la recherche en astronomie. L'ESO gère trois sites d'observation uniques, de classe internationale, au Chili : La Silla, Paranal et Chajnantor. À Paranal, l'ESO exploite le VLT « Very Large Telescope », l'observatoire astronomique observant dans le visible le plus avancé au monde et deux télescopes dédiés aux grands sondages. VISTA fonctionne dans l'infrarouge. C'est le plus grand télescope pour les grands sondages. Et, le VLT Survey Telescope (VST) est le plus grand télescope conçu exclusivement pour sonder le ciel dans la lumière visible. L'ESO est le partenaire européen d'ALMA, un télescope astronomique révolutionnaire. ALMA est le plus grand projet astronomique en cours de réalisation. L'ESO est actuellement en train de programmer la réalisation d'un télescope géant (ELT pour Extremely Large Telescope) de la classe des 39 mètres qui observera dans le visible et le proche infrarouge. L'ELT sera « l'œil le plus grand au monde tourné vers le ciel.
Liens : - Publication scientifique dans Nature
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
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Des groupes de fractures sur Mars
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Ces caractéristiques frappantes sur Mars ont été causées par la croûte de la planète s'étendant en réponse à une activité volcanique ancienne.
Sirenum Fossae vue en perpective - ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO
Les fractures dans la région de Sirenum Fossae dans l'hémisphère sud ont été imagées par Mars Express de l'ESA en Mars. Elles s'étendent sur des milliers de kilomètres, bien au-delà des limites de cette image.
Sirenum Fossae dans le contexte - Copyright NASA MGS MOLA Science Team
Les fractures divisent la croûte en blocs: le mouvement le long d'une paire de failles provoque la chute de la section centrale en « graben » de plusieurs kilomètres de large et de quelques centaines de mètres de profondeur. Des blocs de croûte surélevés restent entre les grabens lorsqu'il y a une série de failles parallèles, comme on le voit dans cette scène.
Les Sirenum Fossae font partie d'une fracture radiale plus importante autour du volcan Arsia Mons dans la région de Tharsis, qui est située à quelque 1800 km au nord-est.
Tharsis est la plus grande province volcanique de Mars, son système de fracturation de grande envergure témoignant de la puisante influence que cette impressionnante province volcanique avait sur la planète.
Fractures de Sirenum Fossae - ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO
En effet, on pense que le système de fractures de Sirenum Fossae observé ici est associé à des contraintes tectoniques provenant de l'activité volcanique ancienne dans la région de Tharsis. Par exemple, le graben pourrait être provoqué par l'étirement de la croûte terrestre alors qu'une chambre magmatique fait gonfler la croûte au-dessus, ou bien que la croûte s'effondre le long des lignes de faiblesse lorsque la chambre magmatique se vide.
Il est également possible que chaque graben ait été associé à une ancienne digue volcanique: un couloir escarpé dans la roche le long duquel le magma de l'intérieur de Mars s'est propagé vers le haut, provoquant des fissures le long de la surface.
Dans ce cas, le graben pourrait représenter un gigantesque « groupe de digues » s'étendant du centre volcanique. Des groupes de digues sont également observés sur Terre, comme en Islande où ils sont observés avec des fractures superficielles et des ensembles de graben dans le champ de fissures de Krafla.
Topographie de Sirenum Fossae - ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO
Comme avec n'importe quelle caractéristique géologique qui empiéte sur la surface de la planète, les systèmes de grabens font une bonne fenêtre sur les souterrains. Ils fournissent également des surfaces abruptes pour les processus actifs se produisant plus récemment.
Par exemple, Mars Reconnaissance Orbiter de la NASA a identifié des ravins sur certaines des pentes raides de Sirenum Fossae, le long des dépressions et dans les bords des cratères d'impact. Quel matériau sculpte les petits canaux est un sujet de recherche active: ils ont d'abord été supposé être lié à l'eau qui coule, mais des propositions récentes suggèrent que le dioxyde de carbone congelé saisonnier - glace sèche - s'écoulant vers le bas peut être responsable.
Sirenum Fossae en 3D - ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
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Les amas de galaxies dix fois plus grands ! Les observations
et les simulations numériques indiquent que la distribution des galaxies
autour des amas de galaxies suit un modèle universel. Mais on ne savait
pas jusqu'où s'étendent les amas, car, à grande distance
de l'amas il y a confusion avec les petits amas voisins. Dans des travaux qui
viennent de paraître dans la revue Monthly Notices of the Royal Astronomical
Society, le 11 octobre 2017, une équipe de chercheurs
à l'Institut d'Astrophysique de Paris a montré qu'une fois que
l'on retire leurs voisins de l'analyse, les amas de galaxies sont 10 fois plus
étendus qu'on n'imaginait jusque-là. [Source : Actualités du CNRS-INSU]
Découverte, à très grande proximité du Système Solaire, d'un monde tempéré autour d'une étoile calme
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L'instrument HARPS de l'ESO a découvert une exoplanète de type Terre autour de Ross 128
Grâce à l'instrument HARPS de l'ESO optimisé pour la quête d'exoplanètes, une équipe a découvert, à seulement 11 années-lumière du Système Solaire, une planète tempérée de type Terre. Ce nouveau monde baptisé Ross 128 b constitue, à ce jour, le second monde tempéré le plus proche du Système Solaire après Proxima b. Ross 128 b est également la planète la plus proche de nous en orbite autour d'une naine rouge inactive, ce qui pourrait renforcer la probabilité qu'elle abrite la vie. Ross 128 b constituera une cible de choix pour l'Extremely Large Telescope de l'ESO qui sera en mesure de détecter, au sein de son atmosphère, la présence ou non de biomarqueurs.
Vue d'artiste des ceintures de poussière autour de Proxima Centauri - Crédit : ESO/M. Kornmesser
Une équipe de chercheurs a découvert, au moyen de l'instrument HARPS (High Accuracy Radial velocity Planet Searcher) installé à l'Observatoire de La Silla au Chili, la présence d'une exoplanète de faible masse en orbite autour de la naine rouge Ross 128. La période orbitale de cette planète de dimension semblable à celles de la Terre est de 9,9 jours. Sa température est peut être également voisine de celle de la Terre. Enfin, Ross 128 est l'étoile proche la plus calme autour de laquelle orbite une exoplanète tempérée.
“Cette découverte vient couronner plus d'une décennie d'observations répétées au moyen de l'instrument HARPS, combinées à l'utilisation de techniques de pointe en matières de réduction et d'analyse des données. HARPS est le seul instrument capable d'atteindre un tel degré de précision. A ce jour, soit 15 ans après sa mise en service, il demeure le meilleur instrument de mesure des vitesses radiales” précise Nicola Astudillo-Defru (Observatoire de Genève – Université de Genève, Suisse), co-auteur de la publication consacrée à cette découverte.
Les naines rouges figurent parmi les étoiles les plus froides, les moins brillantes – et pourtant les plus abondantes – de l'Univers. A ce titre, elles constituent d'excellentes hôtes potentielles d'exoplanètes et font l'objet d'études toujours plus nombreuses. Parce qu'il est bien plus facile de détecter des exoTerres à proximité de ces étoiles qu'autour d'étoiles semblables au Soleil [1], Xavier Bonfils (Institut de Planétologie et d'Astrophysique de Grenoble – Université Grenoble-Alpes/CNRS, Grenoble, France), qui dirigea l'équipe, baptisa le programme HARPS : “Un raccourci vers le bonheur”.
De nombreuses étoiles de type naine rouge, y compris Proxima Centauri, s'embrasent parfois, baignant leurs planètes dans des rayonnements ultraviolet et X mortel. Il semble toutefois que Ross 128 soit une étoile bien plus calme, de sorte que les planètes qu'elle abrite pourraient constituer les mondes habitables les plus proches de notre Système Solaire.
Bien qu'elle se situe actuellement à 11 années-lumière de la Terre, Ross 128 s'approche de nous. Elle pourrait devenir notre plus proche voisine stellaire d'ici moins de 79 000 ans – un clin d'œil à l'échelle cosmique. Ross 128 b détrônera alors Proxima b, devenant l'exoplanète la plus proche de la Terre.
Sur la base des données de HARPS, l'équipe a découvert que Ross 128 b se situait à une distance 20 fois plus petite de son étoile hôte que la distance séparant la Terre du Soleil. En dépit de cette proximité, Ross 128 b ne reçoit qu'1,38 fois plus de rayonnement que la Terre. En conséquence, la température d'équilibre de Ross 128 b est estimée entre – 60 et + 20°C, grâce à la nature froide et peu brillante de la petite naine rouge autour de laquelle elle se meut, et dont la température de surface équivaut à la moitié de celle du Soleil. Les scientifiques impliqués dans cette découverte assimilent donc Ross 128 b à une planète tempérée. L'incertitude demeure toutefois quant à la localisation de la planète à l'intérieur, à l'extérieur ou à l'orée de la zone habitable [2], condition requise pour que de l'eau liquide couvre tout ou partie de sa surface.
Les astronomes détectent à présent un nombre toujours croissant d'exoplanètes tempérées. L'étape suivante consistera à étudier plus en détail leurs atmosphères, leur composition et leur chimie. La détection potentielle de la présence de biomarqueurs tel l'oxygène au sein des atmosphères des exoplanètes les plus proches constituera une étape importante, que l'Extremely Large Telescope (ELT) de l'ESO sera en mesure de franchir [3].
“Les nouvelles installations de l'ESO joueront un rôle essentiel dans l'établissement de la liste des planètes de type Terre susceptibles d'être caractérisées. En particulier, NIRPS, le bras infrarouge de HARPS, augmentera notre capacité à observer les naines rouges qui émettent principalement dans le domaine infrarouge. Ensuite, l'ELT offrira l'opportunité d'observer et de caractériser la majorité de ces planètes”, conclut Xavier Bonfils.
Note : [1] Une planète orbitant à proximité d'une naine rouge de faible masse produit, sur son étoile hôte, un effet gravitationnel plus important qu'une même planète orbitant à plus grande distance d'une étoile plus massive de type Soleil. En conséquence, la vitesse de ce “mouvement réflexe” s'avère plus facile à repérer. Toutefois, le fait que les naines rouges soient moins brillantes complique l'acquisition d'un signal suffisant pour pouvoir effectuer les mesures dotées de la précision requise.
[2] La zone habitable se compose d'un ensemble d'orbites autour d'une étoile, parcourues par des planètes dotées de la température nécessaire à la persistance d'eau liquide en surface.
[3] Seules les quelques exoplanètes dont la distance à la Terre est suffisamment faible pour qu'elles puissent être résolues angulairement de leurs étoiles pourront ainsi être caractérisées.
Plus d'informations : Ce travail de recherche a fait l'objet d'un article intitulé “A temperate exo-Earth around a quiet M dwarf at 3.4 parsecs”, par X. Bonfils et al., à paraître au sein de la revue Astronomy & Astrophysics.
L'équipe est composée de X. Bonfils (Univ. Grenoble Alpes, CNRS, IPAG, Grenoble, France [IPAG]), N. Astudillo-Defru (Observatoire de Genève, Université de Genève, Sauverny, Suisse), R. Díaz (Université de Buenos Aires, Faculté des Sciences Exactes et Naturelles. Buenos Aires, Argentine), J.-M. Almenara (Observatoire de Genève, Université de Genève, Sauverny, Suisse), T. Forveille (IPAG), F. Bouchy (Observatoire de Genève, Université de Genève, Sauverny, Suisse), X. Delfosse (IPAG), C. Lovis (Observatoire de Genève, Université de Genève, Sauverny, Suisse), M. Mayor (Observatoire de Genève, Université de Genève, Sauverny, Suisse), F. Murgas (Institut d'Astrophysique des Canaries, La Laguna, Tenerife, Espagne), F. Pepe (Observatoire de Genève, Université de Genève, Sauverny, Suisse), N. C. Santos (Institut d'Astrophysique et des Sciences Spatiales et Université de Porto, Portugal), D. Ségransan (Observatoire de Genève, Université de Genève, Sauverny, Suisse), S. Udry (Observatoire de Genève, Université de Genève, Sauverny, Suisse) et A. Wü¨nsche (IPAG).
L'ESO est la première organisation intergouvernementale pour l'astronomie en Europe et l'observatoire astronomique le plus productif au monde. L'ESO est soutenu par 15 pays : l'Allemagne, l'Autriche, la Belgique, le Brésil, le Danemark, l'Espagne, la Finlande, la France, l'Italie, les Pays-Bas, le Portugal, la République Tchèque, le Royaume-Uni, la Suède et la Suisse. L'ESO conduit d'ambitieux programmes pour la conception, la construction et la gestion de puissants équipements pour l'astronomie au sol qui permettent aux astronomes de faire d'importantes découvertes scientifiques. L'ESO joue également un rôle de leader dans la promotion et l'organisation de la coopération dans le domaine de la recherche en astronomie. L'ESO gère trois sites d'observation uniques, de classe internationale, au Chili : La Silla, Paranal et Chajnantor. À Paranal, l'ESO exploite le VLT « Very Large Telescope », l'observatoire astronomique observant dans le visible le plus avancé au monde et deux télescopes dédiés aux grands sondages. VISTA fonctionne dans l'infrarouge. C'est le plus grand télescope pour les grands sondages. Et, le VLT Survey Telescope (VST) est le plus grand télescope conçu exclusivement pour sonder le ciel dans la lumière visible. L'ESO est le partenaire européen d'ALMA, un télescope astronomique révolutionnaire. ALMA est le plus grand projet astronomique en cours de réalisation. L'ESO est actuellement en train de programmer la réalisation d'un télescope géant (ELT pour Extremely Large Telescope) de la classe des 39 mètres qui observera dans le visible et le proche infrarouge. L'ELT sera « l'œil le plus grand au monde tourné vers le ciel.
Liens : - Publication dans Astronomy & Astrophysics - Photos du télescope de 3,6 mètres de l'ESO - Plus de détails concernant l'instrument HARPS
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
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Un nuage de gaz géant enveloppant une dizaine de galaxies
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Une équipe d'astrophysiciens de l'Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie de Toulouse, du Laboratoire d'Astrophysique de Marseille et du Centre de Recherche Astrophysique de Lyon vient de découvrir un nuage de gaz ionisé géant. Cette découverte a eu lieu dans le cadre d'un programme de recherche mené avec l'Instrument MUSE du VLT, dont l'objectif est d'étudier l'impact de l'environnement sur les mécanismes d'évolution des galaxies. Ce nuage de gaz mesure plus de 300 000 années lumière, soit trois fois le diamètre de la Voie Lactée, et enveloppe dix galaxies. C'est la plus grosse structure de ce type connue à ce jour. Elle se trouve dans une région particulièrement dense d'un groupe de galaxies appelé COSMOS-Gr30, situé à 6.5 milliards d'années lumière de la Terre. Intriguée, cette équipe a cherché à comprendre l'origine de ce gaz et les sources responsables de son ionisation.
Des grands nuages de gaz ont déjà été observés par le passé. Mais ils étaient généralement plus petits, moins brillants, et souvent associés à des galaxies très massives hébergeant un trou noir géant dont l'intense rayonnement pouvait expliquer leur chauffage. Cette découverte met en évidence de tous nouveaux processus, certainement reliés à l'environnement très dense dans lequel se situe cette structure. En effet, ce nuage de gaz pourrait être le témoignage des processus violents invoqués généralement pour expliquer l'arrêt brutal de la formation d'étoiles dans les galaxies habitant les structures les plus denses de l'Univers.
Ce nuage hors-norme a été découvert et étudié en détail grâce à l'incroyable sensibilité de l'instrument MUSE, développé pour Very Large Telescope (VLT) de l'ESO au Chili. Couvrant les longueurs d'onde visibles, MUSE combine à la fois les possibilités d'un instrument imageur et la capacité d'un spectrographe, ce qui en fait un outil puissant et unique pour mettre en lumière des objets célestes qui restaient jusque-là dans l'ombre.
La puissance de MUSE a permis aux astrophysiciens de comprendre que cette grande quantité de gaz n'est pas primordiale. Elle a été vraisemblablement extirpée des galaxies, soit au cours de violentes interactions pouvant aller jusqu'à la fusion des galaxies, soit par des super-vents dus à l'activité de trous noirs géants ou à l'effet cumulé des supernovae. Ils ont également étudié comment ce nuage pouvait être chauffé aussi loin des galaxies. Ils sont arrivés à la conclusion que cette structure gazeuse est ionisée par différents processus : la majeure partie semble être chauffée par le rayonnement intense émis par des étoiles nouvellement formées dans les galaxies, et par les chocs entre les nuages de gaz éjectés de ces mêmes galaxies. Dans une région plus localisée de ce nuage, un trou noir géant en phase active serait à l'origine du chauffage du gaz.
Cette découverte montre ainsi que la rencontre de plusieurs galaxies à l'intersection des filaments de la toile cosmique peut engendrer une série de processus qui éjecte une quantité énorme de gaz en dehors des galaxies et qu'il existe des mécanismes capables d'ioniser ce gaz à très grande distance des galaxies. Il se peut que ce phénomène soit le prélude à la formation de galaxies très massives, sans gaz ni formation d'étoiles, au centre de grandes structures telles que les amas de galaxies et que ce genre de phénomène soit en partie responsable de l'arrêt de la formation d'étoiles dans ces structures. Il est également possible que le gaz reforme un disque, ce qui pourrait expliquer l'existence de galaxies passives possédant un disque épais d'étoiles plutôt vieilles et un disque plus jeune, tel qu'observé dans la Voie Lactée.
Afin d'améliorer la compréhension de cette structure cette équipe veut engager de nouvelles observations dans d'autres domaines de longueur d'onde, en particuliers avec les interféromètres ALMA et NOEMA.
Pour en savoir plus : Retrouver l'image de la semaine sur le site de l'ESO, publiée le 13 novembre 2017
Reférences : Epinat, Contini, Finley, et al., Ionised gas structure of 100 kpc in an over-dense region of the galaxy group COSMOS-Gr30 at z ~ 0.7, 2017, Astronomy & Astrophysics, in press, ArXiv e-prints [arXiv:1710.11225],7 novembre 2017
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie |
Le film de Hubble montre le mouvement de l'écho de la lumière autour de l'étoile éclatée
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Lumière de supernova rebondissant sur le nuage de poussière géant
Les voix qui résonnent sur les montagnes et le bruit des pas qui rebondissent sur les murs sont des exemples d'échos. Les échos se produisent lorsque les ondes sonores rebondissent sur les surfaces et retournent vers l'auditeur.
L'espace a sa propre version d'un écho. Il n'est pas fait avec le son mais avec la lumière, et se produit quand la lumière rebondit sur les nuages de poussière.
Le télescope Hubble vient de capturer l'un de ces échos cosmiques, appelé «écho de lumière», dans la galaxie étoilée voisine M82, située à 11,4 millions d'années-lumière. Un film assemblé à partir de plus de deux ans d'images de Hubble révèle une enveloppe de lumière en expansion provenant d'une explosion de supernova qui a balayé l'espace interstellaire trois ans après la découverte de l'explosion stellaire. La lumière "écho" ressemble à une ondulation qui se développe sur un étang. La supernova, appelée SN 2014J, a été découverte le 21 Janvier 2014.
Credit : NASA, ESA, and Y. Yang (Texas A&M University and Weizmann Institute of Science, Israel)
Un écho de lumière se produit parce que la lumière de l'explosion stellaire se déplace sur des distances différentes pour arriver à la Terre. Une certaine quantité de lumière vient vers la Terre directement de l'explosion de la supernova. L'autre lumière est retardée parce qu'elle se déplace indirectement. Dans ce cas, la lumière rebondit sur un énorme nuage de poussière qui s'étend de 300 à 1 600 années-lumière autour de la supernova et est réfléchi vers la Terre.
Jusqu'à présent, les astronomes n'ont repéré que 15 échos de lumière autour de supernovae en dehors de notre galaxie de la Voie lactée. Les détections d'écho de lumière des supernovae sont rarement vues parce qu'elles doivent être à proximité pour qu'un télescope les résolve.
Credit : NASA, ESA, and Y. Yang (Texas A&M University
and Weizmann Institute of Science, Israel)
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie |
Comètes P/2017 S8 (PANSTARRS), P/2017 S9 (PANSTARRS), C/2017 T3 (ATLAS), P/2017 U2 (Fuls)
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P/2017 S8 (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 30 Septembre 2017 avec le télescope Ritchey-Chretien de 1.8-m. La nature cométaire de l'objet a été confirmée par de nombreux astrométristes après publication sur les pages NEOCP (NEO Confirmation Page) et PCCP (Possible Comet Confirmation Page) du Minor Planet Center. Des images antérieures à la découverte, obtenues les 25 et 29 Septembre 2017 dans le cadre du Catalina Sky Survey, ont également été identifiées.
Les éléments orbitaux elliptiques de la comète P/2017 S8 (PANSTARRS) indiquent un passage au périhélie le 28 Janvier 2018 à une distance d'environ 1,6 UA du Soleil, et une période d'environ 4,6 ans pour cette comète de la ceinture principale (MBC).
P/2017 S9 (PANSTARRS) 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 Septembre 2017 avec le télescope Ritchey-Chretien de 1.8-m. La nature cométaire de l'objet a été confirmée par de nombreux astrométristes après publication sur les pages NEOCP (NEO Confirmation Page) et PCCP (Possible Comet Confirmation Page) du Minor Planet Center. Des images antérieures à la découverte, obtenues le 19 Septembre 2017 Pan-STARRS 1, ont également été identifiées.
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète P/2017 S9 (PANSTARRS) indiquent un passage au périhélie le 23 Juillet 2017 à une distance d'environ 2,2 UA du Soleil, et une période d'environ 5,6 ans pour cette comète de la ceinture principale (MBC).
C/2017 T3 (ATLAS) Une nouvelle comète a été découverte par l'équipe de L. Denneau, A. Heinze, H. Weiland, B. Stalder, et J. Tonry sur les images CCD obtenues le 14 Octobre 2017 avec le télescope Schmidt de 0.5-m f/2.0 du projet ATLAS (Asteroid Terrestrial-impact Last Alert System), Mauna Loa. La nature cométaire de l'objet a été confirmée par de nombreux astrométristes après publication sur les pages NEOCP (NEO Confirmation Page) et PCCP (Possible Comet Confirmation Page) du Minor Planet Center. L'objet a été également identifié sur une image antérieure à la découverte, obtenue le 11 Septembre 2017 par Pan-STARRS 1.
Les éléments orbitaux elliptiques de la comète C/2017 T3 (ATLAS) indiquent un passage au périhélie le 19 Juillet 2018 à une distance d'environ 0,8 UA du Soleil.
P/2017 U2 (Fuls) Une nouvelle comète a été découverte par David Carson Fuls sur les images CCD obtenues le 22 Octobre 2017 avec le télescope de 1.5-m du Mt. Lemmon Survey. Après publication sur les pages NEOCP (NEO Confirmation Page) et PCCP (Possible Comet Confirmation Page) du Minor Planet Center, la nature cométaire de l'objet a été confirmée par plusieurs astrométristes. L'objet a également été identifié sur des images antérieures à la découverte, obtenues par Pan-STARRS 1 le 08 Septembre 2017.
Les éléments orbitaux elliptiques de la comète P/2017 U2 (Fuls) indiquent un passage au périhélie le 03 Septembre 2017 à une distance d'environ 6,7 UA du Soleil.
Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 29 Août 2017 à une distance d'environ 6,7 UA du Soleil.
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie |
Nouveau schéma de désignation pour les objets interstellaires
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La découverte de
A/2017 U1 a présenté un léger problème
de nomenclature. Puisque les orbites barycentriques originales et
futures de cet objet sont significativement hyperboliques, cet objet
n'est pas lié à notre Système solaire et l'apparition
actuelle est susceptible d'être le seul moment où l'objet
est observable.
Des échanges récents par courrier électronique entre le Secrétaire général de l'IAU, le Président de la Division F de l'IAU, les coprésidents du Working Group on Small Body Nomenclaturel de l'IAU et du Minor Planet Center ont examiné ce problème de nomenclature. Une solution a été proposée qui résout le problème. Une nouvelle série de désignations de petits corps pour les objets interstellaires sera introduite: le nombre I. Cette nouvelle séquence sera similaire au système de numérotation des comètes et l'attribution des numéros sera géré par le Minor Planet Center.
Les désignations provisoires pour les objets interstellaires seront traitées en utilisant le préfixe C/ ou A/ (selon le cas), avec la désignation utilisant le système pour les comètes.
En conséquence, l'objet A/2017 U1 reçoit la désignation permanente de 1I et le nom 'Oumuamua. Le nom, qui a été choisi par l'équipe Pan-STARRS, est d'origine hawaïenne et reflète la façon dont cet objet est comme un éclaireur ou messager envoyé du passé lointain pour établir un contact avec nous ('ou signifie chercher, et mua, avec le second mua mettant l'accent, signifie premier, en avance de).
Les formes correctes pour se référer à cet objet sont donc: 1I; 1I/2017 U1; 1I/ 'Oumuamua; et 1I/2017 U1 ('Oumuamua).
Le premier objet interstellaire est traité comme un cas particulier. Un petit comité du WGSBN sera créé pour codifier les circonstances dans lesquelles un objet aura la qualité pour un numéro I et les règles qui s'appliqueront aux noms, en tenant compte du précédent établi par ce cas. Un rapport formel suivra leurs délibérations.
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie |
Fin du mystère de l'accrétion de la matière
autour des étoiles naissantes: Des chercheurs du Laboratoire pour
l'utilisation des lasers intenses - LULI (École Polytechnique/UPMC/CEA/CNRS)
sont parvenus à observer et caractériser, grâce à
l'utilisation de lasers et à l'observation des émissions de rayons
X, la manière par laquelle la matière s'accumule à la surface
d'un astre au cours de sa formation, depuis une nébuleuse gazeuse jusqu'à
devenir une étoile pleinement formée comme notre Soleil. [Télécharger le communiqué de presse]
Des sources hydrothermales chauffent l'océan d'Encelade
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Encelade est une lune de Saturne d'à peine plus de 500 km de diamètre qui, malgré sa taille, présente une activité exceptionnelle et abrite un océan sous sa croûte glacée. Une nouvelle étude pilotée par le Laboratoire de Planétologie et Géodynamique, unité mixte de recherche du CNRS et des universités de Nantes et d'Angers, indique que la dissipation des marées de Saturne au sein du noyau poreux d'Encelade, mélange de roches et d'eau liquide, pourrait fournir suffisamment de chaleur pour engendrer une activité hydrothermale. Une telle activité, possiblement stable pendant des milliards d'années, accroît encore le statut de monde potentiellement habitable de cette lune lointaine. L'article est publié le 6 novembre 2017 dans Nature Astronomy.
Les chercheurs du LPG et leurs collègues présentent un modèle détaillé qui rend compte pour la première fois des caractéristiques majeures d'Encelade. Ces dernières furent révélées par la sonde spatiale Cassini au cours de sa mission qui s'est conclue en septembre 2017. Elles incluent la présence d'un océan global sous une couche de glace d'épaisseur moyenne 20-25 km qui s'amincit jusqu'à quelques kilomètres seulement sous son pôle sud. Là, des jets de vapeur d'eau et de grains de glace sont émis à travers des fissures dans la glace. Outre l'eau, la composition des matériaux éjectés, mesurée par Cassini, inclut des sels et des grains nanométriques de silice, suggérant la circulation d'eau chaude (au moins 90°C) dans le noyau rocheux. De telles observations rendent nécessaire une source de chaleur anormalement élevée pour une si petite lune (environ 100 fois plus que la puissance fournie par la désintégration d'éléments radioactifs dans les roches qui constituent le noyau d'Encelade). Elles requièrent aussi un mécanisme permettant de focaliser l'activité sous le pôle sud.
Les effets de marées causés par Saturne sont probablement à l'origine des éruptions issues des grandes fractures au sein de la croûte de glace, s'ouvrant et se refermant, au cours de la révolution de la lune autour de la planète géante sur son orbite elliptique. Mais l'énergie produite par la friction de marée dans la couche de glace ne permet pas à elle seule de contrebalancer la perte de chaleur de l'océan : le globe cristalliserait irrémédiablement en moins de 30 millions d'années.
Or, comme l'a révélé Cassini, la lune est encore extrêmement active, indiquant que d'autres phénomènes y prennent place.
« L'origine de la puissance permettant à Encelade de demeurer active était une sorte d'énigme. Avec cette étude, nous éclairons ce mystère en soulignant le rôle clé de l'intérieur le plus profond. C'est selon nous la structure particulière du noyau rocheux, sous l'océan, qui permet la production de cette énergie. » indique le premier auteur, Gaël Choblet, chercheur CNRS au LPG.
Dans ces nouvelles simulations, le noyau est constitué de roches poreuses perméables à l'eau liquide, non consolidées et facilement déformables. Ainsi, l'eau fraiche de l'océan interne peut plonger au sein du noyau et graduellement se réchauffer en circulant à travers les grains de roche malaxés par les marées.
L'eau réchauffée finit par remonter quand elle devient plus chaude que les régions environnantes. Ce phénomène transfère la chaleur produite en profondeur vers la base de l'océan, sous la forme d'étroits courants chauds ascendants. En débouchant sur l'océan froid, ces courants créent des points chauds sur le plancher océanique.
Un seul de ces points chauds à la base de l'océan peut fournir jusqu'à 5 GW sous forme de chaleur - à titre de comparaison, cette quantité équivaut à la puissance géothermale consommée chaque année en Islande.
De tels points chauds engendrent des panaches ascendants dans l'océan dont la vitesse de remontée est de quelques centimètres par seconde. Ces panaches entraînent la fusion de la coquille de glace au dessus. La localisation des points chauds dans les modèles numériques coïncide avec les régions où la croûte de glace est la moins épaisse, d'après les mesures effectuées par Cassini (référence au communiqué de presse de Juin 2016 sur Cadek et al. 2016). Un processus d'emballement est alors envisageable car l'amincissement de la croûte de glace sous le pôle produit localement un surcroît de chauffage de marée dans le noyau poreux et entraîne donc des panaches encore plus chauds et vigoureux.
À l'échelle de plusieurs semaines à plusieurs mois, ces panaches permettent aussi le transport de petites particules produites par l'interaction de l'eau chaude avec les roches environnantes, certaines de ces particules étant ensuite émises dans l'espace par les jets que Cassini a observés.
« Nos simulations expliquent à la fois l'existence d'un océan à grande échelle engendré par le transport de la chaleur depuis l'intérieur profond vers la couche de glace et la concentration de l'activité dans une zone relativement étroite au niveau du pôle sud, soit les principales caractéristiques d'Encelade révélées par les observations de Cassini » ajoute Gabriel Tobie, co-auteur de l'étude, également chercheur CNRS au LPG.
Les chercheurs prédisent que la déformation cyclique d'un tel noyau par les marées produit jusqu'à 30 GW de chaleur et pourrait perdurer pendant des dizaines de millions, voire des milliards d'années.
« Des missions futures capables d'analyser les molécules organiques émises dans les jets d'Encelade avec une précision plus grande que celle atteinte par la mission Cassini, pourraient nous permettre de conclure si de telles sources hydrothermales ont permis l'émergence de la vie. » indique Nicolas Altobelli, responsable scientifique à l'ESA de la mission Cassini.
Des sondages radar et des mesures précises du champ de gravité permettraient aussi de contraindre plus précisément l'épaisseur et la structure thermique de la couche de glace. L'ensemble de ces mesures permettront de préciser l'environnement hydrothermal d'Encelade et son potentiel exobiologique.
Reférences : G. Choblet et al., Powering prolonged hydrothermal activity inside
Enceladus, Nature Astronomy, 6 novembre 2017
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie |
ALMA détecte de la poussière froide autour de l'étoile la plus proche
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L'Observatoire ALMA au Chili a détecté la présence de poussière autour de Proxima Centauri, l'étoile la plus proche du Système Solaire. Ces nouvelles observations mettent en évidence le rayonnement issu de la poussière froide dont la distance à Proxima Centauri est quatre fois supérieure à celle qui sépare la Terre du Soleil. Les données révèlent également la présence, en périphérie, d'un anneau de poussière de température moindre, susceptible d'abriter un système planétaire complexe. Ces structures, vraisemblablement composées de particules de roche et de glace qui ne se sont pas constituées en planètes, sont semblables aux ceintures de plus vastes dimensions du Système Solaire.
Vue d'artiste des ceintures de poussière autour de Proxima Centauri - Crédit : ESO/M. Kornmesser
Proxima Centauri est l'étoile la plus proche du Soleil. C'est une naine rouge peu brillante située à quatre années-lumière de la Terre dans la constellation australe du Centaure. À sa périphérie figure une planète tempérée de type Terre nommée Proxima b et découverte en 2006 – il s'agit de la planète la plus proche du Système Solaire. Ce système ne se résume toutefois pas à une simple planète : les nouvelles observations d'ALMA révèlent en effet la présence de nuages de poussière cosmique froide autour de l'étoile centrale.
Guillem Anglada [1] de l'Institut d'Astrophysique d'Andalousie (CSIC), Grenade, Espagne, et auteur principal de la nouvelle étude, explique toute l'importance de cette découverte : “La détection de poussière autour de Proxima fait suite à la découverte de l'exoTerre Proxima b. Elle suggère, pour la toute première fois, l'existence d'un système planétaire complexe ne se résumant pas à une simple planète, autour de l'étoile la plus proche de notre Soleil.”
Les ceintures de poussière constituent les vestiges de la matière qui ne s'est pas agglomérée en corps de dimensions plus élevées telles les planètes. Les particules de roche et de glace qui composent ces anneaux arborent des tailles variées, allant du grain de poussière le plus fin, de diamètre inférieur au millimètre, aux corps semblables à des astéroïdes de plusieurs kilomètres de diamètre [2].
La poussière semble former une ceinture dont la distance à Proxima Centauri avoisine plusieurs millions de kilomètres et dont la masse totale est estimée au centième de la masse terrestre. La ceinture est caractérisée par une température voisine de -230 degrés Celsius, semblable à celle de la Ceinture de Kuiper située en périphérie du Système Solaire.
En outre, les données d'ALMA suggèrent l'existence d'une autre ceinture, dix fois plus éloignée et composée de poussière de température moindre. Cette découverte, si elle se trouvait confirmée, soulèverait bien des questions quant à la nature de cette ceinture périphérique située dans un environnement particulièrement froid et à distance élevée d'une étoile de température et de luminosité inférieures à celles du Soleil. L'une et l'autre ceintures sont plus éloignées de Proxima Centauri que la planète Proxima b, qui orbite autour de son étoile hôte à quatre millions de kilomètres seulement [3].
Guilhem Anglada détaille les conséquences de cette découverte : “Ce résultat permet d'envisager l'existence, autour de Proxima Centauri, d'un système planétaire complexe, fruit de multiples interactions ayant abouti à la formation d'une ceinture de poussière. Une étude plus approfondie devrait révéler les localisations de planètes non identifiées à ce jour.”
Le système planétaire de Proxima Centauri est d'autant plus intéressant qu'il pourrait faire l'objet d'une future mission d'exploration directe au moyen de microsondes attachées à des voiles propulsées par des rayons laser – le projet Starshot. La connaissance de la répartition des poussières autour de l'étoile est essentielle pour planifier une telle mission.
Pedro Amada, co-auteur de l'étude et également chercheur à l'Institut d'Astrophysique d'Andalousie, revient sur l'importance de cette observation : “Ces premiers résultats montrent qu'ALMA est capable de détecter des structures de poussière en périphérie de Proxima. De prochaines observations nous procureront une image plus détaillée du système planétaire de Proxima. En les combinant avec l'étude des disques protoplanétaires autour de jeunes étoiles, de nombreux détails des processus qui ont conduit à la formation de la Terre et du Système Solaire voici 4600 millions d'années seront dévoilés. Ce que nous observons aujourd'hui constitue un simple amuse-bouche comparé à ce qui nous attend !”
Note : [1] Curieusement, l'auteur principal de l'étude, Guillem Anglada, partage son nom avec l'astronome à la tête de l'équipe qui a découvert Proxima Centauri b, Guillem Anglada-Escudé, lui-même co-auteur de l'article dans lequel cette étude est publiée. L'un et l'autre de ces deux noms ne sont toutefois pas liés.
[2] Proxima Centauri est une étoile assez vieille, d'âge voisin de celui du Système Solaire. Les ceintures de poussière qui l'entourent sont probablement semblables à la poussière résiduelle qui compose la ceinture de Kuiper ainsi que la ceinture d'astéroïdes du Système Solaire et à la poussière qui génère la lumière zodiacale. Les disques spectaculaires qu'ALMA a identifiés autour d'étoiles plus jeunes, telle HL Tauri, sont composés d'une plus grande quantité de matière qui progressivement va former des planètes.
[3] La connaissance de la forme apparente de la ceinture périphérique faiblement lumineuse dont l'existence reste à confirmer, permettrait aux astronomes d'estimer l'inclinaison du système planétaire de Proxima Centauri. Elle paraît elliptique, au vu de l'inclinaison de ce qui est supposé être un anneau circulaire. En résulterait la détermination plus précise de la masse de la planète Proxima b, dont nous ne connaissons à l'heure actuelle que la limite inférieure.
Plus d'informations : Cette étude a fait l'objet d'un article intitulé “ALMA Discovery of Dust Belts Around Proxima Centauri”, par Guillem Anglada et al., à paraître au sein de la revue Astrophysical Journal Letters.
L'équipe est composée de Guillem Anglada (Institut d'Astrophysique d'Andalousie (CSIC), Grenade, Espagne [IAA-CSIC]), Pedro J. Amado (IAA-CSIC), Jose L. Ortiz (IAA-CSIC), José F. Gómez (IAA-CSIC), Enrique Macías (Université de Boston, Massachusetts, Etats-Unis), Antxon Alberdi (IAA-CSIC), Mayra Osorio (IAA-CSIC), José L. Gómez (IAA-CSIC), Itziar de Gregorio-Monsalvo (ESO, Santiago, Chili; Observatoire Commun d'ALMA, Santiago, Chili), Miguel A. Pérez-Torres (IAA-CSIC; Université de Saragosse, Saragosse, Espagne), Guillem Anglada-Escudé (Université Queen Mary de Londres, Londres, Royaume-Uni), Zaira M. Berdiñas (Université du Chile, Santiago, Chili; IAA-CSIC), James S. Jenkins (Université du Chili, Santiago, Chili), Izaskun Jimenez-Serra (Université Queen Mary de Londres, Londres, Royaume-Uni), Luisa M. Lara (IAA-CSIC), Maria J. López-González (IAA-CSIC), Manuel López-Puertas (IAA-CSIC), Nicolas Morales (IAA-CSIC), Ignasi Ribas (Institut des Sciences d'Espagne, Barcelone, Espagne), Anita M. S. Richards (JBCA, Université de Manchester, Manchester, Royaume-Uni), Cristina Rodríguez-López (IAA-CSIC) et Eloy Rodríguez (IAA-CSIC).
L'ESO est la première organisation intergouvernementale pour l'astronomie en Europe et l'observatoire astronomique le plus productif au monde. L'ESO est soutenu par 15 pays : l'Allemagne, l'Autriche, la Belgique, le Brésil, le Danemark, l'Espagne, la Finlande, la France, l'Italie, les Pays-Bas, le Portugal, la République Tchèque, le Royaume-Uni, la Suède et la Suisse. L'ESO conduit d'ambitieux programmes pour la conception, la construction et la gestion de puissants équipements pour l'astronomie au sol qui permettent aux astronomes de faire d'importantes découvertes scientifiques. L'ESO joue également un rôle de leader dans la promotion et l'organisation de la coopération dans le domaine de la recherche en astronomie. L'ESO gère trois sites d'observation uniques, de classe internationale, au Chili : La Silla, Paranal et Chajnantor. À Paranal, l'ESO exploite le VLT « Very Large Telescope », l'observatoire astronomique observant dans le visible le plus avancé au monde et deux télescopes dédiés aux grands sondages. VISTA fonctionne dans l'infrarouge. C'est le plus grand télescope pour les grands sondages. Et, le VLT Survey Telescope (VST) est le plus grand télescope conçu exclusivement pour sonder le ciel dans la lumière visible. L'ESO est le partenaire européen d'ALMA, un télescope astronomique révolutionnaire. ALMA est le plus grand projet astronomique en cours de réalisation. L'ESO est actuellement en train de programmer la réalisation d'un télescope géant (ELT pour Extremely Large Telescope) de la classe des 39 mètres qui observera dans le visible et le proche infrarouge. L'ELT sera « l'œil le plus grand au monde tourné vers le ciel.
Liens : - Communiqué de Presse relatif à la découverte de Proxima b
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
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Hubble voit des astéroïdes proches s'incruster sur des clichés de galaxies lointaines
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Des traînées d'astéroïdes traversent cette vue de l'espace profond de milliers de galaxies
Des astéroïdes de notre Système solaire pratiquant le photobombing [1] se faufilent dans cette image profonde de l'Univers prise par le télescope spatial Hubble de la NASA. Ces astéroïdes sont juste au coin de la rue en termes astronomiques, résidant à environ 250 millions de kilomètres de la Terre. Pourtant, ils ont fait leur chemin dans cette image de milliers de galaxies dispersées dans l'espace et le temps à des distances inconcevablement plus lointaines.
Credit : NASA, ESA, and B. Sunnquist and J. Mack
(STScI)
[1] Le photobombing est l'acte accidentel ou intentionnel d'apparaitre au moment de la capture d'une photographie au premier plan ou en arrière-plan de manière clairement visible et qui attire l'attention du spectateur. [Source : Wikipedia]
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Une exoplanète géante bouscule nos connaissances
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De la taille de Jupiter et tournant autour d'une étoile deux fois plus petite que notre soleil, NGTS-1b est à ce jour la plus grande planète découverte dans l'Univers lorsqu'on rapporte sa taille à celle de son étoile. Ses caractéristiques sont un défi pour les théoriciens de la formation planétaire qui pensaient que seules de petites planètes pouvaient se former autour de petites étoiles. Cette planète géante a été révélée par NGTS (Next Generation Transit Survey), un nouvel instrument mis au point par un consortium dont fait partie l'Université de Genève (UNIGE) et installé depuis une année et demie sur le site de l'observatoire européen de Paranal, au Chili. Cette recherche est à découvrir dans MNRAS.
© University of Warwick/Mark Garlick
«La découverte de NGTS-1b est une surprise, s'est exclamé Dan Bayliss, chercheur au PNR PlanetS à Genève et premier auteur de la recherche, c'est la première exoplanète que l'on détecte avec ce nouvel instrument et nous sommes déjà en train de remettre en question la formation des planètes communément admise jusque-là». Le travail de l'équipe internationale d'astronomes, à laquelle participent notamment des chercheurs des universités de Warwick, Leicester, Cambridge et de l'Observatoire de Genève, s'appuie sur les données collectées par NGTS. Mis au point par des astronomes du Département d'astronomie de la Faculté des sciences de l'UNIGE, NGTS est composé d'une batterie de 12 télescopes robotiques de 20 cm de diamètre qui auscultent le ciel à la recherche de transits, ces «mini-éclipses» provoquées par des planètes lorsqu'elles passent devant leurs étoiles.
La planète NGTS-1b orbite autour d'une étoile froide naine M, le type d'étoiles le plus commun dans l'Univers (comme Trappist-1 qui possède sept planètes rocheuses de la taille de la Terre), laissant penser que ce genre d'exoplanètes n'est peut-être pas aussi rare qu'on le croyait. Elles sont toutefois difficiles à débusquer car leur étoile hôte est petite et peu lumineuse.
NGTS-1b est une planète de la taille de Jupiter seulement 20% moins massive que celle-ci. Elle tourne en 2,6 jours autour de son étoile. Avec une masse équivalente à 60 fois celle de la Terre, elle remet en question la théorie de la formation planétaire selon laquelle il n'y pas assez de matière lors de la constitution de petites étoiles pour permettre la formation de grosses planètes. Si NGTS a permis de découvrir et de mesurer la taille de la planète en question, c'est un autre instrument «genevois», HARPS, qui a été utilisé pour en estimer la masse.
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie |
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