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Une équipe d'astronomes menée par P. Kervella (CNRS/U. de Chile/Observatoire de Paris/LESIA) vient de montrer que Proxima, l'étoile la plus proche du Soleil, est liée gravitationnellement à ses deux voisines Alpha Centauri A et B. Le système stellaire le plus proche de la Terre est donc une étoile... triple ! Proxima possède par ailleurs une planète tellurique identifiée en 2016 dans sa zone habitable. Le fait que Proxima et Alpha Cen soient liées, implique que les quatre objets (Alpha Cen A, B, Proxima et Proxima b) sont âgés d'environ 6 milliards d'années.

Alpha Centauri et Proxima sont nos plus proches voisines stellaires, à respectivement 4,37 et 4,24 années-lumières, soit un peu plus de 40,000 milliards de kilomètres. Alpha Centauri est composée de deux étoiles similaires au Soleil (A et B) orbitant en 80 ans. Proxima est une naine rouge de très faible masse (1/8ème de la masse du Soleil, et 1/6ème de son rayon) autour de laquelle orbite une planète tellurique tout juste découverte [1] dans sa zone habitable (Proxima b, Anglada-Escudé et al. 2016, Nature, 536, 437).

Depuis la découverte de Proxima en 1915 par l'astronome écossais Robert Innes, sa proximité avec Alpha Centauri et la similitude de leurs distances par rapport au Soleil, ont conduit les astronomes à soupçonner qu'elles sont gravitationnellement liées. Mais pour établir ce lien de manière certaine, il faut mesurer la vitesse relative de Proxima par rapport à Alpha Centauri avec précision. Si cette vitesse est trop élevée, alors Proxima s'échappera du voisinage d'Alpha Centauri. Si elle est suffisamment faible, elle restera en orbite. La vitesse limite entre ces deux scénarii est la vitesse de libération.

La faible vitesse de Proxima relativement à Alpha Centauri demande une grande précision de mesure. Il est maintenant possible de l'atteindre grâce aux spectrographes de très haute stabilité utilisés pour rechercher des exoplanètes par effet Doppler (comme Proxima b). La vitesse de Proxima par rapport à Alpha Centauri est de 309 +/- 55 m/s, soit 1100 km/h. La vitesse de libération d'Alpha Centauri à la distance de Proxima étant de 545 +/- 11 m/s, supérieure à la vitesse mesurée. Proxima et Alpha Centauri sont donc bien liées gravitationnellement.

L'orbite calculée de Proxima a une très longue période de 550 000 ans, et une excentricité modérée de 0,50. Proxima se trouve actuellement à 13 000 fois la distance Terre-Soleil d'Alpha Centauri. Projetée sur le ciel, l'orbite présente une très grande taille angulaire de plus de 3 degrés. Le satellite européen Gaia donnera en 2017 une mesure très précise de la distance et du mouvement propre de Proxima, ce qui permettra d'affiner son orbite.

La détermination de l'âge d'une naine rouge est difficile, car ces minuscules étoiles évoluent lentement et ne changent pratiquement pas d'apparence au cours de leur très longue existence (plusieurs milliers de milliards d'années).

Pour cette raison, l'âge de Proxima était jusqu'à présent inconnu. Le fait que Proxima et Alpha Centauri soient liées implique très probablement qu'elles se sont formées ensemble et qu'elles ont le même âge (sauf si Proxima a été capturée par Alpha Centauri).

L'âge d'Alpha Centauri, estimé entre 5 à 7 milliards d'années, nous donne donc aussi l'âge de Proxima et de sa planète tellurique Proxima b. Cette planète, potentiellement habitable, est donc plus âgée que la Terre (4,6 milliards d'années) d'environ un à deux milliards d'années. Proxima b est une cible prioritaire pour de futures sondes interstellaires, comme le projet Breakthrough Starshot [2].

Le travail a été mené par Pierre Kervella (CNRS /U. de Chile /Observatoire de Paris/LESIA), Frédéric Thévenin (Laboratoire Lagrange, Observatoire de la Côte d'Azur/CNRS/Université Nice Sophia Antipolis) et Christophe Lovis (Observatoire Astronomique de l'Université de Genève, Suisse). 

Notes : 

[1] Consulter le communiqué de presse scientifique de l'ESO, 24/08/16

[2] Le projet Breakthrough Starshot

Pour en savoir plus : 

- Consulter l'annonce de l'ESO, 22/12/16

Référence :

 La Lettre est à paraître dans la revue Astronomy & Astrophysics, et est disponible sur le site arXiv.org

Source : Actualités du CNRS-INSU http://www.insu.cnrs.fr/node/6247

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

C/2016 U1 (NEOWISE)

Joseph R. Masiero et James M. Bauer (Jet Propulsion Laboratory) ont signalé qu'une comète avec une nette chevelure avait été détectée dans les images infrarouges prises les 21 et 22 Octobre 2016 avec NEOWISE (Near-Earth Object Wide-field Infrared Survey Explorer). En se basant sur les observations cométaires passées de WISE et de NEOWISE, sa magnitude a été estimée à 19. Les images additionnelles de NEOWISE de la comète prises les 27, 28 et 29 Octobre la montrent d'un éclat similaire et encore remarquablement étendue.

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 également confirmée par d'autres astrométristes.

Les éléments orbitaux paraboliques préliminaires de la comète C/2016 U1 (NEOWISE) indiquent un passage au périhélie le 14 Janvier 2017 à une distance d'environ 0,3 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K16/K16V16.html (MPEC 2016-V16)

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=C%2F2016%20U1;old=0;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

C/2016 X1 (Lemmon)

Un objet ayant l'apparence d'un astéroïde découvert sur les images obtenues dans le cadre du Mt. Lemmon Survey par G. J. Leonard le 08 Décembre 2016 a montré une légère apparence cométaire signalée par d'autres astrométristes CCD après publication sur la page PCCP du Minor Planet Center. La comète a été également identifiée sur les images CCD obtenues avec le télescope Pan-STARRS1 de 1.8-m à Haleakala antérieurement à la découverte, à savoir le 26 Novembre 2016.

Les éléments orbitaux elliptiques préliminaires de la comète C/2016 X1 (Lemmon) indiquent un passage au périhélie le 02 Mai 2019 à une distance d'environ 7,5 UA du Soleil pour cette comète de type Chiron (TJupiter > 3 et a > aJupiter).

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K16/K16Y34.html (MPEC 2016-Y34)

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=C%2F2016%20X1;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

De nouveaux récepteurs améliorent la capacité d'ALMA à détecter la présence d'eau au sein de l'Univers

Le Vaste Réseau (Sub-)Millimétrique de l'Atacama (ALMA) au Chili vient de débuter ses observations dans une nouvelle région du spectre électromagnétique. Cette évolution fait suite à l'installation, sur les antennes du télescope, de nouveaux récepteurs capables de détecter des signaux radio dont la longueur d'onde s'étend de 1,4 à 1,8 millimètres – un domaine jusque-là inexploité par ALMA. Cette mise à niveau permet aux astronomes de capter les faibles signatures de la molécule d'eau au sein de l'Univers proche.

Le système de galaxies en fusion ARP 220 vu par ALMA et Hubble - Crédit : ALMA(ESO/NAOJ/NRAO)/NASA/ESA and The Hubble Heritage Team (STScI/AURA)

ALMA capte les ondes radio de basse énergie – situées à l'une des extrémités du spectre électromagnétique – en provenance de l'Univers. Grâce à l'installation de récepteurs de bande 5, la gamme de fréquences radio accessibles à ALMA s'est étendue, ouvrant par là-même de nouvelles possibilités, en termes d'observation.

Leonardo Testi, scientifique en charge du programme ALMA, explique tout l'intérêt de cette mise à niveau : “Les nouveaux capteurs faciliteront la détection, au sein du Système Solaire ainsi que dans des régions plus éloignées de notre galaxie, voire au-delà, des molécules d'eau dont la présence conditionne la vie telle que nous la connaissons. Ces détecteurs nouvellement installés permettront en outre à ALMA de rechercher les traces de carbone ionisé au sein de l'Univers primordial.”

L'exceptionnelle localisation d'ALMA, à quelque 5000 mètres d'altitude sur le plateau aride de Chajnantor au Chili, rend possible ce type d'observations. L'atmosphère terrestre étant partiellement composée de molécules d'eau, les observatoires implantés au sein d'environnements caractérisés par une élévation et une aridité plus faibles rencontrent davantage de difficultés pour identifier l'origine des émissions en provenance de l'espace. La formidable sensibilité d'ALMA, doublée d'une résolution angulaire élevée, lui permettent désormais de détecter, à la longueur d'onde désirée, les traces d'eau les plus infimes au sein de l'Univers local [1].

Le récepteur de bande 5 a été conçu par le Groupe de Développement de Récepteurs Avancés (GARD) de l'Observatoire Spatial Onsala, Université de Technologie Chalmers en Suède. Il a été testé sur l'instrument SEPIA qui équipe le télescope APEX. Ces observations ont par ailleurs permis de sélectionner les cibles appropriées aux premiers tests des récepteurs sur ALMA.

Les premiers récepteurs ont été produits et livrés à ALMA au cours du premier semestre 2015 par un consortium composé de l'Ecole de Recherche en Astronomie des Pays-Bas (NOVA), de GARD, et de l'Observatoire National de Radioastronomie (NRAO) responsable de l'oscillateur local. Les récepteurs sont à présent installés et seront bientôt prêts à être utilisés par la communauté des astronomes.

Afin de tester les récepteurs nouvellement installés, des observations de divers objets parmi lesquels figurent les galaxies en collision Arp 220, une région massive de formation d'étoiles située à proximité du centre de la Voie Lactée et une supergéante rouge et poussiéreuse sur le point d'exploser en supernova, ont été effectuées [2].

Afin de traiter les données et de s'assurer de leur qualité, des astronomes ainsi que des spécialistes techniques de l'ESO et du Centre Régional Européen d'ALMA (ARC), se sont réunis à l'Observatoire Spatial Onsala en Suède, dans le cadre d'une “Semaine dédiée à la Bande 5” organisée par la branche nordique de l'ARC [3]. Les résultats finaux viennent d'être mis à disposition de la communauté internationale des astronomes.

Robert Laing, l'un des membres de l'équipe à l'ESO, se montre optimiste quant aux perspectives d'observation d'ALMA dans la bande 5 : “Les premiers résultats obtenus au moyen d'un nombre limité d'antennes sont très encourageants. A l'avenir, la sensibilité et la résolution angulaire élevées du réseau ALMA dans son intégralité nous permettront de précisément cartographier l'eau contenue au sein d'un vaste échantillon d'objets parmi lesquels : les étoiles en formation et les étoiles évoluées, le milieu interstellaire et les régions situées à proximité de trous noirs supermassifs.”

Notes :

[1] Une signature spectrale clé de la molécule d'eau appartient à cet intervalle étendu. Elle se situe à la longueur d'onde de 1,64 millimètre.

[2] Les observations ont été effectuées et rendues possibles par l'équipe d'Extension des Capacités d'ALMA au Chili.

[3] L'équipe de vérification des résultats scientifiques obtenus dans la bande 5 à l'ESO est composée de : Elizabeth Humphreys, Tony Mroczkowski, Robert Laing, Katharina Immer, Hau-Yu (Baobab) Liu, Andy Biggs, Gianni Marconi and Leonardo Testi. L'équipe chargée du traitement des données était compose de : Tobia Carozzi, Simon Casey, Sabine Koenig, Ana Lopez-Sepulcre, Matthias Maercker, Ivan Marti-Vidal, Lydia Moser, Sebastien Muller, Anita Richards, Daniel Tafoya et Wouter Vlemmings

Plus d'informations :  

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

La construction et la gestion d'ALMA sont supervisées par l'ESO pour le compte de ses Etats membres, par le National Radio Astronomy Observatory (NRAO), dirigé par Associated Universities, Inc (AUI) en Amérique du Nord, et par le National Astronomical Observatory of Japan (NAOJ) pour l'Asie de l'Est. L'Observatoire commun ALMA (JAO pour Joint ALMA Observatory) apporte un leadership et un management unifiés pour la construction, la mise en service et l'exploitation d'ALMA.

L'ESO est la première organisation intergouvernementale pour l'astronomie en Europe et l'observatoire astronomique le plus productif au monde. L'ESO est soutenu par 15 pays : l'Allemagne, l'Autriche, la Belgique, le Brésil, le Danemark, l'Espagne, la Finlande, la France, l'Italie, les Pays-Bas, le Portugal, la République Tchèque, le Royaume-Uni, la Suède et la Suisse. L'ESO conduit d'ambitieux programmes pour la conception, la construction et la gestion de puissants équipements pour l'astronomie au sol qui permettent aux astronomes de faire d'importantes découvertes scientifiques. L'ESO joue également un rôle de leader dans la promotion et l'organisation de la coopération dans le domaine de la recherche en astronomie. L'ESO gère trois sites d'observation uniques, de classe internationale, au Chili : La Silla, Paranal et Chajnantor. À Paranal, l'ESO exploite le VLT « Very Large Telescope », l'observatoire astronomique observant dans le visible le plus avancé au monde et deux télescopes dédiés aux grands sondages. VISTA fonctionne dans l'infrarouge. C'est le plus grand télescope pour les grands sondages. Et, le VLT Survey Telescope (VST) est le plus grand télescope conçu exclusivement pour sonder le ciel dans la lumière visible. L'ESO est le partenaire européen d'ALMA, un télescope astronomique révolutionnaire. ALMA est le plus grand projet astronomique en cours de réalisation. L'ESO est actuellement en train de programmer la réalisation d'un télescope européen géant (E-ELT pour European Extremely Large Telescope) de la classe des 39 mètres qui observera dans le visible et le proche infrarouge. L'E-ELT sera « l'œil le plus grand au monde tourné vers le ciel.

Liens :  

- Photos d'ALMA

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/news/eso1645/?lang

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Des astronomes de l'Institut UTINAM (Observatoire des sciences de l'univers THETA de Franche-Comté Bourgogne, CNRS, Université de Franche-Comté) ont découvert une étoile, 2M16011638-1201525 ayant une composition chimique très particulière.

Cette équipe scientifique participait à un grand relevé international, APOGEE, dont le but est d'étudier l'évolution de la Voie Lactée. Environ 150 000 étoiles ont été observées dans l'infrarouge grâce au télescope de 2,5 mètres de l'Observatoire Apache Point au Nouveau Mexique au sein de la collaboration internationale SDSS4, Sloan Digital Sky Survey - IV[1] .  Le relevé fournit des mesures d'abondances pour 15 éléments chimiques différents avec une précision inégalée. Le spectre indique également la température effective, la gravité, la métallicité et la vitesse radiale (ou vitesse Doppler) de chaque étoile. Grâce à ces informations le stade évolutif de l'étoile, ainsi qu'une estimation de sa distance et de son âge, peuvent être déduits par les chercheurs.

Lors de leurs observations, les astronomes de l'Institut UTINAM (Univers, Transport, Interfaces Nanostructures, Atmosphère et Environnement, Molécules) ont été intrigués par 2M16011638-1201525 : « Quand nous observons le spectre de cette étoile, on voit des raies très fortes correspondant aux éléments chimiques comme le carbone, l'aluminium, le magnésium et l'azote. De telles abondances n'ont été observées que dans des étoiles nées dans des amas extrêmement denses, les amas globulaires et à une époque très ancienne, dans le halo de la galaxie », commente José Fernández Trincado.

Jusqu'alors la communauté pensait que les amas globulaires étaient formés d'étoiles ayant toutes la même composition chimique parce qu'elles se formaient en un temps très court. Depuis quelques années, des abondances non homogènes sont observées. En particulier certaines étoiles montrent une anti-corrélation Mg/Al. Il semble donc que les amas ont eu plusieurs épisodes de formation d'étoiles, la deuxième génération étant "polluée"  par la première.

Les astronomes considèrent que l'étoile particulière 2M16011638-1201525 a pu s'échapper d'un tel amas, ou bien qu'elle est un fossile d'un amas aujourd'hui disloqué. Depuis, environ une douzaine d'étoiles similaires ont été découvertes, mais aucune n'a une composition aussi extrême.

Ces étoiles fossiles de la formation précoce d'amas globulaires permettent de mieux comprendre une époque importante de l'histoire de notre Galaxie :  « 2M16011638-1201525 est comme un laboratoire pour découvrir des raies spectrales d'éléments lourds », explique Sten Hasselquist, étudiant à l'Université du Nouveau Mexique aux USA, qui a trouvé des traces de néodyme dans cette étoile, à l'aide d'un spectrographe installé à l'Observatoire Européen Austral [2] . Le néodyme est un élément lourd, de la famille des lanthanides, formé par capture de neutron dans le coeur de l'étoile.

Cette découverte aide les astronomes, à mieux comprendre le processus de formation des étoiles, et elle pourrait leur fournir des informations précieuses sur la physique atomique.

Notes : 

[1] Site du Sloan Digital Sky Survey IV

[2] Site de l'ESO

Référence : 

Ce résultat est sous presse dans la revue internationale Astrophysical Journal.

1 - Discovery of a Metal-Poor Field Giant with a Globular Cluster Second-Generation Abundance Pattern,  J. G. Fernández-Trincado et al. (2016), The Astrophysical Journal, Volume 833, Number 2, 13 décembre 2013
2 - Identification of Neodymium in the APOGEE H-band spectra, Sten Hasselquist et al. (2016), In press.

Source : Actualités du CNRS-INSU http://www.insu.cnrs.fr/node/6239

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Deux nébuleuses rougeoyantes dans le Petit Nuage de Magellan, une galaxie naine qui est un satellite de notre Voie lactée, ont été observées par le télescope spatial Hubble de la NASA. Les jeunes étoiles brillantes au centre de chaque nébuleuse réchauffent l'hydrogène, provoquant la rougeur de ces nuages de gaz et de poussière. L'image fait partie d'une étude appelée Small Magellanic Cloud Investigation of Dust and Gas Evolution (SMIDGE). Les astronomes utilisent Hubble pour sonder le satellite de la Voie lactée pour comprendre comment la poussière est différente dans les galaxies qui ont une quantité beaucoup plus faible d'éléments lourds nécessaires pour créer de la poussière.

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2016/42/

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Des télescopes de l'ESO permettent de réinterpréter une brillante explosion

Une source de lumière ponctuelle et extraordinairement intense détectée au sein d'une lointaine galaxie et baptisée ASASSN-15lh fut récemment assimilée à la plus brillante des supernovae détectées à ce jour. De nouvelles observations effectuées au moyen de divers instruments, qui pour certains équipent des observatoires de l'ESO, viennent toutefois questionner cette classification. Une équipe d'astronomes propose en effet que cette source de lumière résulte d'un événement bien plus extrême et particulièrement rare : la dislocation d'une étoile passant à trop grande proximité d'un trou noir en rotation rapide.

Zoom sur une étoile située à proximité d'un trou noir supermassif (vue d'artiste) - Crédit : ESO, ESA/Hubble, M. Kornmesser

En 2015, le sondage automatisé du ciel en quête de supernovae (ASAS-SN) a détecté la survenue d'un événement baptisé ASASSN-15lh, qui fut alors assimilé à la plus brillante des supernovae jamais observées, et catalogué parmi les supernovae superlumineuses – ou explosions de vieilles étoiles extrêmement massives. Cet événement était deux fois plus brillant que la précédente détentrice du record, son pic de luminosité s'avérant 20 fois supérieur à la quantité de lumière émise par la Voie Lactée dans son intégralité.

Une équipe internationale d'astronomes pilotée par Giorgos Leloudas de l'Institut Weizmann des Sciences en Israël et du Centre de Cosmologie Noire du Danemark, vient d'effectuer de nouvelles observations de cette galaxie distante de quelque 4 milliards d'années lumière de la Terre, au sein de laquelle cette explosion s'est produite. L'équipe a proposé un nouveau scénario explicatif de cet événement extraordinaire.

« Nous avons observé la source de lumière au cours des 10 mois succédant à l'événement. Il est apparu que la probabilité qu'il s'agisse d'une supernova extrêmement brillante est très faible. Nos résultats suggèrent que cet événement résulte vraisemblablement de la dislocation d'une étoile de faible masse par un trou noir supermassif en rotation rapide », explique Giorgos Leloudas.

Un trou noir supermassif et une étoile déchiquetée (vue d'artiste) - Crédit : ESO, ESA/Hubble, M. Kornmesser

Dans ce scénario, l'attraction gravitationnelle d'une intensité extrême qu'exerce un trou noir supermassif situé au centre de la galaxie hôte a provoqué la dislocation de l'étoile de type Soleil qui s'en est trop approchée – un phénomène baptisé perturbation de marée qui, à ce jour, n'a fait l'objet que d'une dizaine d'observations. Au cours de ce processus, l'étoile a été transformée en spaghetti, les collisions entre les débris ainsi que la chaleur libérée lors de l'accrétion ont généré un sursaut de lumière. L'événement a ainsi pris l'aspect d'une explosion en supernova particulièrement intense, bien que l'étoile en question ne soit pas dotée d'une masse suffisante pour exploser en supernova.

L'équipe a basé ses nouvelles conclusions sur des observations effectuées au moyen de divers télescopes – opérant depuis le sol pour certains, depuis l'espace pour d'autres. Parmi ces instruments figurent le Very Large Telescope (VLT) de l'Observatoire de Paranal de l'ESO, le New Technology Telescope (NTT) installé à l'Observatoire de La Silla de l'ESO, et le Télescope Spatial Hubble du consortium NASA/ESA [1]. Les observations avec le NTT ont été menées dans le cadre du Sondage Spectroscopique Public des Objets Transitoires de l'ESO (PESSTO).

« Certains éléments, totalement indépendants des observations, plaident en faveur d'une perturbation de marée plutôt que d'une supernova super lumineuse » ajoute Morgan Fraser de l'Université de Cambridge au Royaume-Uni (aujourd'hui à l'University College de Dublin en Irlande), co-auteur de cette étude.

Les données ont notamment révélé la succession de trois phases distinctes au cours des 10 mois d'observations de suivi. En outre, ces données semblent en meilleure adéquation avec la survenue d'une perturbation de marée qu'avec l'explosion d'une supernova super lumineuse. La détection d'un sursaut ultraviolet ainsi que l'augmentation de température rendent un peu moins probable un événement de type supernova. Enfin, la localisation même de l'événement – une galaxie rouge, massive et passive – n'est pas propice à une explosion en supernova super lumineuse, qui généralement se produit au sein de galaxies naines de couleur bleue, caractérisées par un taux de formation stellaire élevé.

Bien que l'équipe considère peu plausible toute origine de type supernova, elle n'écarte pas la possibilité que l'événement résulte d'un phénomène autre que la classique perturbation de marée. Nicholas Stone de l'Université Columbia aux Etats-Unis, membre de l'équipe, précise : « La perturbation de marée que nous suggérons ne vaut que si le trou noir supermassif est en rotation. Nous soutenons que l'événement ASASSN-15lh résulte d'une perturbation de marée générée par un type de trou noir très particulier. »

Considérant la masse de la galaxie hôte, le trou noir central supermassif doit peser quelque cent millions de Soleils. En temps normal, un trou noir de cette masse ne peut disloquer une étoile située à l'extérieur de son horizon des événements – frontière en deçà de laquelle rien n'échappe à son attraction gravitationnelle. Toutefois, si ce trou noir est doté d'une vitesse de rotation élevée – il fait alors partie des trous noirs de type Kerr, la situation est différente. Cette limite ne s'applique plus.

“L'ensemble des données collectées ne nous permet pas d'affirmer avec certitude que l'événement baptisé ASASSN-15lh consistait en une perturbation de marée » conclut Giorgos Leloudas. « Toutefois, cette explication est de loin la plus plausible ».

Notes :

[1] En complément des données issues du Very Large Telescope de l'ESO, du New Technology Telescope de l'ESO et du Télescope Spatial Hubble du consortium NASA/ESA, l'équipe a utilisé les résultats d'observations des télescopes suivants : - Las Cumbres Observatory Global Telescope (LCOGT), - Australia Telescope Compact Array, - ESA's XMM-Newton, - Wide-Field Spectrograph (WiFeS) , - Magellan Telescope.

Plus d'informations :  

Ce travail de recherche a fait l'objet d'un article intitulé “The Superluminous Transient ASASSN-15lh as a Tidal Disruption Event from a Kerr Black Hole”, par G. Leloudas et al., à paraître au sein de la nouvelle revue Nature Astronomy.

L'équipe est composée de G. Leloudas (Weizmann Institute of Science, Rehovot, Israel; Niels Bohr Institute, Copenhagen, Denmark), M. Fraser (University of Cambridge, Cambridge, UK), N. C. Stone (Columbia University, New York, USA), S. van Velzen (The Johns Hopkins University, Baltimore, USA), P. G. Jonker (Netherlands Institute for Space Research, Utrecht, the Netherlands; Radboud University Nijmegen, Nijmegen, the Netherlands), I. Arcavi (Las Cumbres Observatory Global Telescope Network, Goleta, USA; University of California, Santa Barbara, USA), C. Fremling (Stockholm University, Stockholm, Sweden), J. R. Maund (University of Sheffield, Sheffield, UK), S. J. Smartt (Queen's University Belfast, Belfast, UK), T. Krühler (Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik, Garching b. München, Germany), J. C. A. Miller-Jones (ICRAR - Curtin University, Perth, Australia), P. M. Vreeswijk (Weizmann Institute of Science, Rehovot, Israel), A. Gal-Yam (Weizmann Institute of Science, Rehovot, Israel), P. A. Mazzali (Liverpool John Moores University, Liverpool, UK; Max-Planck-Institut für Astrophysik, Garching b. München, Germany), A. De Cia (European Southern Observatory, Garching b. München, Germany), D. A. Howell (Las Cumbres Observatory Global Telescope Network, Goleta, USA; University of California Santa Barbara, Santa Barbara, USA), C. Inserra (Queen's University Belfast, Belfast, UK), F. Patat (European Southern Observatory, Garching b. München, Germany), A. de Ugarte Postigo (Instituto de Astrofisica de Andalucia, Granada, Spain; Niels Bohr Institute, Copenhagen, Denmark), O. Yaron (Weizmann Institute of Science, Rehovot, Israel), C. Ashall (Liverpool John Moores University, Liverpool, UK), I. Bar (Weizmann Institute of Science, Rehovot, Israel), H. Campbell (University of Cambridge, Cambridge, UK; University of Surrey, Guildford, UK), T.-W. Chen (Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik, Garching b. München, Germany), M. Childress (University of Southampton, Southampton, UK), N. Elias-Rosa (Osservatoria Astronomico di Padova, Padova, Italy), J. Harmanen (University of Turku, Piikkiö, Finland), G. Hosseinzadeh (Las Cumbres Observatory Global Telescope Network, Goleta, USA; University of California Santa Barbara, Santa Barbara, USA), J. Johansson (Weizmann Institute of Science, Rehovot, Israel), T. Kangas (University of Turku, Piikkiö, Finland), E. Kankare (Queen's University Belfast, Belfast, UK), S. Kim (Pontificia Universidad Católica de Chile, Santiago, Chile), H. Kuncarayakti (Millennium Institute of Astrophysics, Santiago, Chile; Universidad de Chile, Santiago, Chile), J. Lyman (University of Warwick, Coventry, UK), M. R. Magee (Queen's University Belfast, Belfast, UK), K. Maguire (Queen's University Belfast, Belfast, UK), D. Malesani (University of Copenhagen, Copenhagen, Denmark; DTU Space, Denmark), S. Mattila (University of Turku, Piikkiö, Finland; Finnish Centre for Astronomy with ESO (FINCA), University of Turku, Piikkiö, Finland; University of Cambridge, Cambridge, UK), C. V. McCully (Las Cumbres Observatory Global Telescope Network, Goleta, USA; University of California Santa Barbara, Santa Barbara, USA), M. Nicholl (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, Cambridge, Massachusetts, USA), S. Prentice (Liverpool John Moores University, Liverpool, UK), C. Romero-Cañizales (Pontificia Universidad Católica de Chile, Santiago, Chile; Millennium Institute of Astrophysics, Santiago, Chile), S. Schulze (Pontificia Universidad Católica de Chile, Santiago, Chile; Millennium Institute of Astrophysics, Santiago, Chile), K. W. Smith (Queen's University Belfast, Belfast, UK), J. Sollerman (Stockholm University, Stockholm, Sweden), M. Sullivan (University of Southampton, Southampton, UK), B. E. Tucker (Australian National University, Canberra, Australia; ARC Centre of Excellence for All-sky Astrophysics (CAASTRO), Australia), S. Valenti (University of California, Davis, USA), J. C. Wheeler (University of Texas at Austin, Austin, USA), et D. R. Young (Queen's University Belfast, Belfast, UK).

L'ESO est la première organisation intergouvernementale pour l'astronomie en Europe et l'observatoire astronomique le plus productif au monde. L'ESO est soutenu par 15 pays : l'Allemagne, l'Autriche, la Belgique, le Brésil, le Danemark, l'Espagne, la Finlande, la France, l'Italie, les Pays-Bas, le Portugal, la République Tchèque, le Royaume-Uni, la Suède et la Suisse. L'ESO conduit d'ambitieux programmes pour la conception, la construction et la gestion de puissants équipements pour l'astronomie au sol qui permettent aux astronomes de faire d'importantes découvertes scientifiques. L'ESO joue également un rôle de leader dans la promotion et l'organisation de la coopération dans le domaine de la recherche en astronomie. L'ESO gère trois sites d'observation uniques, de classe internationale, au Chili : La Silla, Paranal et Chajnantor. À Paranal, l'ESO exploite le VLT « Very Large Telescope », l'observatoire astronomique observant dans le visible le plus avancé au monde et deux télescopes dédiés aux grands sondages. VISTA fonctionne dans l'infrarouge. C'est le plus grand télescope pour les grands sondages. Et, le VLT Survey Telescope (VST) est le plus grand télescope conçu exclusivement pour sonder le ciel dans la lumière visible. L'ESO est le partenaire européen d'ALMA, un télescope astronomique révolutionnaire. ALMA est le plus grand projet astronomique en cours de réalisation. L'ESO est actuellement en train de programmer la réalisation d'un télescope européen géant (E-ELT pour European Extremely Large Telescope) de la classe des 39 mètres qui observera dans le visible et le proche infrarouge. L'E-ELT sera « l'œil le plus grand au monde tourné vers le ciel.

Liens :  

- L'article scientifique

- Photos du VLT

- Photos du NTT

- Communiqué de presse ESA/Hubble

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/news/eso1644/?lang

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

L'analyse détaillée d'une vaste zone du ciel photographiée par le VST révèle un curieux résultat

L'analyse des résultats d'un vaste sondage galactique effectué au moyen du Télescope de Sondage qui équipe le VLT de l'ESO au Chili, laisse à penser que la matière noire pourrait être moins dense et distribuée de façon plus homogène qu'attendu au sein de l'Univers. Une équipe internationale a utilisé les données du sondage KiDS (Kilo Degree Survey) pour étudier les déviations que subit la lumière émise par 15 millions de galaxies distantes sous l'influence gravitationnelle de la matière aux plus grandes échelles de l'Univers. Les résultats obtenus paraissent en désaccord avec les données issues des observations du satellite Planck.

Cartographie de la matière noire déduite du sondage KiDS au sein de la région G12 - Crédit : Kilo-Degree Survey Collaboration/H. Hildebrandt & B. Giblin/ESO

Une équipe internationale d'astronomes [1] menée par Hendrik Hildebrandt de l'Institut d‘Astronomie Argelander de Bonn en Allemagne, et Massimo Viola de l'Observatoire Leiden aux Pays-Bas, a analysé les images du sondage KiDS (Kilo Degree Survey) acquises au moyen du VST, le Télescope de Sondage  installé sur le VLT de l'ESO au Chili. Pour les besoins de cette analyse, l'équipe a utilisé des images du sondage relatives à cinq zones du ciel, couvrant une surface totale équivalant à 2200 fois la superficie de la pleine Lune [2] et constituées de quelque 15 millions de galaxies.

L'exceptionnelle qualité d'image qu'offre le VST sur le site de Paranal, combinée à l'utilisation de logiciels informatiques novateurs, a permis à l'équipe de mesurer, avec une précision rarement égalée, les effets du cisaillement cosmique. Il s'agit d'une subtile variante de l'effet de lentille gravitationnelle faible, soit de cette légère déviation que subit la lumière en provenance de lointaines galaxies lors de son passage à proximité de grandes quantités de matière, tels des amas de galaxies.

Le cisaillement cosmique résulte de l'action gravitationnelle, non pas d'amas de galaxies, mais de structures situées à plus grande échelle de l'Univers. La lumière s'en trouve également déviée, mais d'un facteur réduit. Pour pouvoir mesurer le très faible signal de cisaillement cosmique et en déduire la distribution spatiale de matière gravitationnelle, les astronomes doivent utiliser les données issues de sondages vastes et profonds à la fois, tel KiDS. Cette étude repose sur la cartographie d'une région très étendue du ciel – la plus étendue à ce jour à être analysée au moyen de cette technique.

Curieusement, les résultats de cette analyse semblent en désaccord avec les données d'observation du satellite Planck de l'Agence Spatiale Européenne, une mission spatiale phare dédiée à l'étude des propriétés fondamentales de l'Univers. A titre d'exemple, les mesures effectuées par l'équipe KiDS attribuent à la matière qui compose l'Univers un degré de morcellement – un paramètre cosmologique clé –nettement inférieur à celui déduit des données de Planck [3].

Massimo Viola d'expliquer : “Ce dernier résultat suggère que la matière noire qui compose la toile cosmique et représente le quart du contenu de l'Univers, est moins grumeleuse que nous le pensions.”

La matière noire résiste à toute détection. Seuls ses effets gravitationnels suggèrent son existence. Des études telle que celle-ci constituent le meilleur moyen, à l'heure actuelle, de déterminer la forme, l'échelle ainsi que la distribution spatiale de cette matière invisible.

Le surprenant résultat de cette étude questionne par ailleurs notre compréhension actuelle de l'Univers et de son évolution au cours des quelque 14 derniers milliards d'années. Un tel désaccord avec les résultats bien établis de Planck oblige les astronomes à revoir leur compréhension de certains des aspects fondamentaux de l'évolution de l'Univers.

Hendrik Hildebrandt ajoute : “Nos résultats permettront d'affiner les modèles théoriques retraçant l'évolution de l'Univers depuis sa création jusqu'à nos jours.”

L'analyse KiDS des données acquises par le VST constitue une étape importante. Toutefois, les télescopes à venir permettront d'effectuer des sondages toujours plus étendus et profonds du ciel.

Catherine Heymans de l'Université d'Edimbourg au Royaume-Uni et co-autrice de l'étude, ajoute : “Découvrir ce qui s'est passé depuis le Big Bang représente un défi complexe. Mais en poursuivant l'étude du ciel profond, nous pourrons mieux connaître le processus d'évolution de notre Univers.”

“Une étrange discordance avec la cosmologie de Planck se fait jour. Les missions à venir telle la mission spatiale EUCLID ou bien encore le Grand Télescope de Sondage Synoptique nous permettront de réitérer ces mesures et de mieux comprendre ce que l'Univers nous raconte réellement” conclut Konrad Kuijken (Observatoire Leiden, Pays Bas), principal instigateur du sondage KiDS.

Notes :

[1] L'équipe internationale KiDS est composée de chercheurs exerçant en Allemagne, aux Pays-Bas, au Royaume-Uni, en Australie, en Italie, à Malte et au Canada.

[2] Cette surface équivaut à quelque 450 degrés carré, ce qui correspond à 1% de la totalité du ciel.

[3] Le paramètre mesuré est noté S₈. Sa valeur résulte de la combinaison de la taille des fluctuations de densité au sein d'une section de l'Univers et de la densité moyenne de cette même section. Les grandes fluctuations dans les régions de l'Univers caractérisées par une densité moindre ont des effets semblables à ceux générés par des fluctuations de plus faible amplitude au sein de régions plus denses, et les deux types de fluctuations ne peuvent être différenciées au moyen d'observations de l'effet de lentille faible. Le chiffre 8 se réfère par convention à la taille d'une cellule de 8 mégaparsecs.

Plus d'informations :  

Ce travail de recherche a fait l'objet d'un article intitulé “KiDS-450: Cosmological parameter constraints from tomographic weak gravitational lensing”, par H. Hildebrandt et al., à paraître au sein des Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

L'équipe est composée de H. Hildebrandt (Institut Argelander dédié à l'Astronomie, Bonn, Allemagne), M. Viola (Observatoire Leiden, Université de Leiden, Leiden, Pays-Bas), C. Heymans (Institut d'Astronomie, Université d'Edimbourg, Edimbourg, Royaume-Uni), S. Joudaki (Centre d'Astrophysique & de Calcul Numérique, Université de Technologie Swinburne, Hawthorn, Australie), K. Kuijken (Observatoire Leiden, Université de Leiden, Leiden, Pays-Bas), C. Blake (Centre d'Astrophysique & de Calcul Numérique, Université de Technologie Swinburne, Hawthorn, Australie), T. Erben (Institut Argelander dédié à l'Astronomie, Bonn, Allemagne), B. Joachimi (University College de Londres, Londres, Royaume-Uni), D Klaes (Institut Argelander dédié à l'Astronomie, Bonn, Allemagne), L. Miller (Département de Physique, Université d'Oxford, Oxford, Royaume-Uni), C.B. Morrison (Institut Argelander dédié à l'Astronomie, Bonn, Allemagne), R. Nakajima (Institut Argelander dédié à l'Astronomie, Bonn, Allemagne), G. Verdoes Kleijn (Institut Astronomique Kapteyn, Université de Gröningen, Gröningen, Pays-Bas), A. Amon (Institut d'Astronomie, Université d'Edimbourg, Edimbourg, Royaume-Uni), A. Choi (Institut d'Astronomie, Université d'Edimbourg, Edimbourg, Royaume-Uni), G. Covone (Département de Physique, Université Federico II de Naples, Naples, Italie), J.T.A. de Jong (Observatoire Leiden, Université de Leiden, Leiden, Pays-Bas), A. Dvornik (Observatoire Leiden, Université de Leiden, Leiden, Pays-Bas), I. Fenech Conti (Institut des Sciences Spatiales et d'Astronomie (ISSA), Université de Malte, Msida, Malte; Département de Physique, Université de Malte, Msida, Malte), A. Grado (INAF – Observatoire Astronomique de Capodimonte, Naples, Italie), J. Harnois-Déraps (Institut d'Astronomie, Université d'Edimbourg, Edimbourg, Royaume-Uni; Département de Physique et d'Astronomie, Université de Colombie Bitannique, Vancouver, Canada), R. Herbonnet (Observatoire Leiden, Université de Leiden, Leiden, Pays-Bas), H. Hoekstra (Observatoire Leiden, Université de Leiden, Leiden, Pays-Bas), F. Köhlinger (Observatoire Leiden, Université de Leiden, Leiden, Pays-Bas), J. McFarland (Institut Astronomique Kapteyn, Université de Gröningen, Gröningen, Pays-Bas), A. Mead (Département de Physique et d'Astronomie, Université de Colombie Britannique, Vancouver, Canada), J. Merten (Département de Physique, Université d'Oxford, Oxford, Royaume-Uni), N. Napolitano (INAF – Observatoire Astronomique de Capodimonte, Naples, Italie), J.A. Peacock (Institut d'Astronomie, Université d'Edimbourg, Edimbourg, Royaume-uni), M. Radovich (INAF – Observatoire Astronomique de Padoue, Padoue, Italie), P. Schneider (Institut Argelander dédié à l'Astronomie, Bonn, Allemagne), P. Simon (Institut Argelander dédié à l'Astronomie, Bonn, Allemagne), E.A. Valentijn (Institut Astronomique Kapteyn, Université de Gröningen, Gröningen, Pays-Bas), J.L. van den Busch (Institut Argelander dédié à l'Astronomie, Bonn, Allemagne), E. van Uitert (University College de Londres, Londres, Royaume-Uni) et L. van Waerbeke (Département de Physique et d'Astronomie, Université de Colombie Britannique, Vancouver, Canada).

L'ESO est la première organisation intergouvernementale pour l'astronomie en Europe et l'observatoire astronomique le plus productif au monde. L'ESO est soutenu par 15 pays : l'Allemagne, l'Autriche, la Belgique, le Brésil, le Danemark, l'Espagne, la Finlande, la France, l'Italie, les Pays-Bas, le Portugal, la République Tchèque, le Royaume-Uni, la Suède et la Suisse. L'ESO conduit d'ambitieux programmes pour la conception, la construction et la gestion de puissants équipements pour l'astronomie au sol qui permettent aux astronomes de faire d'importantes découvertes scientifiques. L'ESO joue également un rôle de leader dans la promotion et l'organisation de la coopération dans le domaine de la recherche en astronomie. L'ESO gère trois sites d'observation uniques, de classe internationale, au Chili : La Silla, Paranal et Chajnantor. À Paranal, l'ESO exploite le VLT « Very Large Telescope », l'observatoire astronomique observant dans le visible le plus avancé au monde et deux télescopes dédiés aux grands sondages. VISTA fonctionne dans l'infrarouge. C'est le plus grand télescope pour les grands sondages. Et, le VLT Survey Telescope (VST) est le plus grand télescope conçu exclusivement pour sonder le ciel dans la lumière visible. L'ESO est le partenaire européen d'ALMA, un télescope astronomique révolutionnaire. ALMA est le plus grand projet astronomique en cours de réalisation. L'ESO est actuellement en train de programmer la réalisation d'un télescope européen géant (E-ELT pour European Extremely Large Telescope) de la classe des 39 mètres qui observera dans le visible et le proche infrarouge. L'E-ELT sera « l'œil le plus grand au monde tourné vers le ciel.

Liens :  

- L'article scientifique

- Photos du VST

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/news/eso1642/?lang

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

La planète rouge a connu quelques millions d'années d'humidité. Une équipe internationale, comprenant des chercheurs du Laboratoire de planétologie et de géodynamique de Nantes (CNRS/Université de Nantes/Université d'Angers) et de l'Institut d'astrophysique spatiale (CNRS/Université Paris-Sud), a identifié sur Mars des strates sédimentaires d'origine lacustre. Leurs caractéristiques impliquent qu'un climat favorable à l'eau liquide se soit longuement maintenu sur la planète rouge il y a 3,8 milliards d'années. Ces travaux ont été publiés dans Journal of Geophysical Research-Planets.

Les chercheurs s'accordent sur une ancienne présence d'eau liquide sur Mars, mais ni sur sa durée ni sa stabilité. Les sondes Mars Express de l'ESA et Mars Reconnaissance Orbiter de la NASA ont cependant fourni de nouvelles preuves d'une activité aqueuse prolongée. Depuis leur orbite, elles ont analysé le sol de plaines situées au nord du bassin de Hellas, un des plus grands cratères d'impact de tout le système solaire. Par analogie aux « mers lunaires », ces plaines étaient considérées comme ayant une origine volcanique. Or, les instruments indiquent la présence de larges volumes de roches sédimentaires. La caméra HRSC [1] a fourni une couverture régionale de la zone, tandis que HiRISE [2] a permis une observation plus fine de la teinte et de la texture des sédiments, profitant de zones d'érosion. Les spectro-imageurs OMEGA [3] et CRISM [4] ont de leur côté analysé la composition des terrains et confirmé la présence de strates riches en minéraux argileux. Ces derniers ne se retrouvent pas dans les coulées de lave et proviendraient au contraire de dépôts lacustres ou de plaines alluviales.

Pour former ces plaines sédimentaires, épaisses de plus de 300 m et étendues sur des dizaines de kilomètres, un climat moins froid et sec qu'actuellement a été nécessaire. Il a également dû se maintenir pendant plusieurs millions d'années. 400 millions d'années plus tard, ces sédiments ont été localement recouverts par des terrains volcaniques. Ceux-ci ont scellé les zones d'érosion, permettant aux chercheurs de quantifier ce processus. Ainsi, lors de cette époque ancienne, un taux d'érosion cent fois supérieur aux estimations du taux d'érosion actuel, et des trois derniers milliards d'années, est nécessaire pour expliquer ces zones. Pour cela, il faut que l'atmosphère ait été relativement dense avant la formation des laves. Ces abondants terrains sédimentaires forment une région opportune pour de futures missions d'analyse au niveau du sol.

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Notes : 

[1] High Resolution Stereo Camera, embarquée sur de Mars Express.
[2] High Resolution Imaging Science Experiment, à bord du MRO.
[3] Visible and Infrared Mineralogical Mapping Spectrometer, à bord de Mars Express.
[4] Compact Reconnaissance Imaging Spectrometer for Mars, sur la sonde MRO.

Référence : 

A sedimentary origin for intercrater plains north of the Hellas basin: implications for climate conditions and erosion rates on early Mars.
F. Salese, V. Ansan, N. Mangold, J. Carter, A. Ody, F. Poulet, and G. G. Ori (2016), Journal of Geophysical Research, doi:10.1002/2016JE005039.

Source : Actualités du CNRS-INSU http://www2.cnrs.fr/presse/communique/4811.htm

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Des observations d'une étoile à neutrons effectuées au moyen du VLT pourraient confirmer une hypothèse relative au vide cosmique formulée voici plus de 80 ans

L'analyse, au moyen du Very Large Telescope de l'ESO, de la lumière émise par une étoile à neutrons caractérisée par une extrême densité et un puissant champ magnétique, a peut-être conduit une équipe d'astronomes à mettre en évidence les toutes premières preuves de l'existence d'un étrange effet quantique, envisagée au cours des années 1930. La polarisation de la lumière observée suggère que l'espace vide situé en périphérie de l'étoile à neutrons est l'objet d'un effet quantique baptisé biréfringence du vide.

La polarisation de lumière émise par une étoile à neutrons - Crédit : ESO/L. Calçada

Une équipe pilotée par Roberto Mignani de l'INAF Milan (Italie) et de l'Université de Zielona Gora (Pologne) a utilisé le Very Large Telescope (VLT) de l'ESO installé à l'Observatoire de Paranal au Chili pour observer l'étoile à neutrons RX J1856.5-3754 distante de quelque 400 années-lumière de la Terre [1].

Bien qu'elle figure parmi les étoiles à neutrons les plus proches de la Terre, RX J1856.5-3754 se caractérise par une luminosité extrêmement faible. Pour pouvoir observer cette étoile dans le domaine visible, les astronomes ont donc été contraints d'utiliser l'instrument FORS2 qui équipe le VLT, poussant le télescope à sa limite technologique.

Les étoiles à neutrons constituent les vestiges des noyaux extrêmement denses d'étoiles massives – de masse supérieure à 10 masses solaires – qui ont explosé en supernovae à la fin de leur vie. Elles sont par ailleurs dotées de champs magnétiques extrêmes, des milliards de fois plus puissants que celui du Soleil, qui transpercent leur enveloppe externe et baignent leur environnement proche.

Du fait de leur intensité, ces champs affectent les propriétés de l'espace vide situé en périphérie de l'étoile. En règle générale, le terme vide désigne un espace totalement vierge, que la lumière peut traverser sans subir la moindre perturbation. En électrodynamique quantique (QED) toutefois, cette théorie quantique qui décrit l'interaction entre particules de lumière et corpuscules chargés tels les électrons, l'espace est rempli de particules virtuelles qui apparaissent et disparaissent à chaque instant. Les champs magnétiques très intenses sont susceptibles de modifier cet espace, et donc de modifier la polarisation de la lumière qui le traverse.

Mignani de préciser : “Selon la QED, un vide fortement magnétisé se comporte à l'image d'un prisme vis à vis de la propagation de la lumière, et produit un effet baptisé biréfringence du vide.”

La QED a donné lieu à la formulation de nombreuses hypothèses qui se sont avérées exactes. Toutefois, le concept de biréfringence du vide n'a pour l'instant pas trouvé le moindre écho expérimental. Les expériences de laboratoire menées ces 80 dernières années – depuis sa formulation au sein d'un article co-signé par Werner Heisenberg (auteur du célèbre principe d'incertitude) et Hans Heinrich Euler – n'ont effectivement pas permis de le mettre en évidence.

“Cet effet ne se manifeste qu'en présence de champs magnétiques extrêmement puissants, tels ceux qui règnent en périphérie d'étoiles à neutrons. Ce qui témoigne, là encore, des formidables laboratoires d'étude des lois fondamentales de la nature que constituent les étoiles à neutrons” précise Roberto Turolla (Université de Padoue, Italie).

Après avoir effectué l'analyse minutieuse des données du VLT, Mignani et son équipe ont détecté un effet de polarisation linéaire – d'environ 16%, ce qui est significatif – qu'ils ont interprété comme la résultante directe de la biréfringence du vide qui se produit au sein de l'espace vide situé en périphérie de RX J1856.5-3754 [2].

Vincenzo Testa (INAF Rome, Italie) d'ajouter : “Il s'agit de l'objet le plus faiblement lumineux dont la polarisation du rayonnement qu'il émet a jamais été mesurée. Cette mesure a requis l'utilisation de l'un des télescopes les plus grands et les plus performants au monde, le VLT, ainsi que l'emploi de techniques d'analyses de données très précises, capables d'amplifier le signal en provenance d'une étoile si peu brillante.”

“Nos modèles ne peuvent rendre compte de la polarisation linéaire élevée que nous avons mesurée au moyen du VLT, qu'à la condition d'y inclure les effets de biréfringence du vide prédits par la QED”, précise Mignani.

“Cette étude réalisée avec le VLT apporte le tout premier élément de preuve observationnelle en faveur de ces types d'effets QED censés se produire au sein de champs magnétiques extrêmement puissants” ajoute Silvia Zane (UCL/MSSL, Royaume Uni).

Mignani est enthousiaste à l'idée que la prochaine génération de télescopes contribue à des avancées dans ce domaine de recherche : “Les mesures de polarisation effectuées au moyen de télescopes plus perfectionnés, tel l'E-ELT, l'European Extremely Large Telescope de l'ESO, pourraient permettre de tester les prédictions de la QED relatives aux effets de la biréfringence du vide dans la périphérie d'un plus grand nombre d'étoiles à neutrons”.

“Cette mesure, effectuée pour la toute première fois en lumière visible, ouvre la voie à de semblables détections dans le domaine des rayons X”, conclut Kinwah Wu (UCL/MSSL, Royaume-Uni).

Notes :

[1] Cet objet fait partie intégrante d'un ensemble d'étoiles à neutrons baptisé Les Sept Magnifiques. Ce sont des étoiles à neutrons isolées (INS), dépourvues de tout compagnon stellaire, qui n'émettent aucun rayonnement radio (à la différence des pulsars) et ne sont pas environnées de matière issue d'une supernova.

[2] D'autres processus peuvent polariser la lumière stellaire au cours de son déplacement. L'équipe a soigneusement examiné ces autres hypothèses – la polarisation résultant de la diffusion par les grains de poussière par exemple – avant de les éliminer une à une, aucune d'elles ne leur apparaissant susceptible d'avoir généré le signal observé.

Plus d'informations :  

Ce travail de recherche a fait l'objet d'un article intitulé "Evidence for vacuum birefringence from the first optical polarimetry measurement of the isolated neutron star RX J1856.5-3754", par R. Mignani et al., à paraître au sein de la revue Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

L'équipe est composée de R.P. Mignani (INAF – Institut d'Astrophysique Spatiale et de Physique Cosmique de Milan, Milan, Italie; Institut d'Astronomie Janusz Gil, Université de Zielona Góra, Zielona Góra, Pologne), V. Testa (INAF – Observatoire Astronomique de Rome, Monteporzio, Italie), D. González Caniulef (Laboratoire de Science Spatiale Mullard, University College de Londres, Royaume Uni), R. Taverna (Département de Physique et d'Astronomie, Université de Padoue, Padoue, Italie), R. Turolla (Département de Physique et d'Astronomie, Université de Padoue, Padoue, Italie; Laboratoire de Science Spatiale Mullard, University College de Londres, Royaume Uni), S. Zane (Laboratoire de Science Spatiale Mullard, University College de Londres, Royaume Uni) et K. Wu (Laboratoire de Science Spatiale Mullard, University College de Londres, Royaume Uni).

L'ESO est la première organisation intergouvernementale pour l'astronomie en Europe et l'observatoire astronomique le plus productif au monde. L'ESO est soutenu par 15 pays : l'Allemagne, l'Autriche, la Belgique, le Brésil, le Danemark, l'Espagne, la Finlande, la France, l'Italie, les Pays-Bas, le Portugal, la République Tchèque, le Royaume-Uni, la Suède et la Suisse. L'ESO conduit d'ambitieux programmes pour la conception, la construction et la gestion de puissants équipements pour l'astronomie au sol qui permettent aux astronomes de faire d'importantes découvertes scientifiques. L'ESO joue également un rôle de leader dans la promotion et l'organisation de la coopération dans le domaine de la recherche en astronomie. L'ESO gère trois sites d'observation uniques, de classe internationale, au Chili : La Silla, Paranal et Chajnantor. À Paranal, l'ESO exploite le VLT « Very Large Telescope », l'observatoire astronomique observant dans le visible le plus avancé au monde et deux télescopes dédiés aux grands sondages. VISTA fonctionne dans l'infrarouge. C'est le plus grand télescope pour les grands sondages. Et, le VLT Survey Telescope (VST) est le plus grand télescope conçu exclusivement pour sonder le ciel dans la lumière visible. L'ESO est le partenaire européen d'ALMA, un télescope astronomique révolutionnaire. ALMA est le plus grand projet astronomique en cours de réalisation. L'ESO est actuellement en train de programmer la réalisation d'un télescope européen géant (E-ELT pour European Extremely Large Telescope) de la classe des 39 mètres qui observera dans le visible et le proche infrarouge. L'E-ELT sera « l'œil le plus grand au monde tourné vers le ciel.

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Source : ESO http://www.eso.org/public/france/news/eso1641/?lang

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