Cosmo-Info….n°24

Cassiopée A

26 septembre 2004

Une équipe américaine a publié de nouvelles images, prises en X par l'observatoire spatial Chandra de la NASA, des restes de la supernova Cassiopée A (voir : Chandra Press Release du 23 août 2004).

Elles ont été élaborées à partir de l'équivalent de plus de 11,5 jours entiers de pose (un million de secondes !!). Elle sont les plus détaillées jamais obtenues dans ces longueurs d'ondes, ce qui permet une analyse très fine du phénomène.

Sur l'image en fausses couleurs, l'anneau extérieur vert, d'environ 20 années-lumière de diamètre, marque les limites de l'expansion de la matière dans le milieu interstellaire. Sa forme asymétrique montre que l'explosion pourrait avoir généré deux jets bipolaires de matière, qui s'avèrent être riches en silicium et pauvres en fer.

Au centre, l'étoile à neutrons résiduelle ne se manifeste que par un faible point brillant.

Tout ceci montre bien que l'effondrement en fin de vie d'une étoile massive est sans doute un phénomène plus complexe que prévu. En particulier, la présence de jets pourrait être plus répandue que ce qui avait été envisagé par les astronomes.

 

 

 

 

 

 

Cosmo-Info….n°23

Nouvelles exoplanètes

26 septembre 2004

Mu-Arae (HD160691) est une étoile assez proche, située à 50 années-lumière de nous. Elle ressemble beaucoup à notre soleil et est tout juste visible à l'œil nu. Une planète massive de type Jupiter a déjà été détectée autour de cette étoile.

Un nouvel instrument, le spectrographe HARPS (High Accuracy Radial velocity Planet Searcher), monté au foyer du télescope de 3,60 m de l'ESO à La Silla au Chili, a été mis en service en octobre 2003. C'est un outil optimisé pour permettre les détections planétaires. La méthode utilisée consiste à mesurer les variations périodiques des vitesses radiales des étoiles autour des centres de masses de leurs systèmes, lorsqu'elles sont accompagnées de planètes, avec une précision qui atteint le m/s maintenant. Le programme est animé par M. Mayor de l'observatoire de Genève.

L'observation par une équipe européenne de mu-Arae avec HARPS a permis récemment de mettre en évidence l'existence d'une seconde planète et peut-être même d'une troisième. Ce résultat sera publié prochainement dans la revue Astronomy and Astrophysics. (voir : ESO Press Release 22/04 du 25 août 2004)

La masse de ce nouvel objet serait de l'ordre de 14 masses terrestres, légèrement inférieure à celle d'Uranus, sa période de révolution de 9,5 jours seulement autour de l'étoile, à une distance de l'ordre de 10% de la distance de la Terre au Soleil.

C'est la planète la moins massive détectée à ce jour autour d'une étoile de type solaire.

Il parait vraisemblable aux chercheurs qu'il s'agit d'un astre essentiellement rocheux entouré d'une quantité limitée de gaz dont la masse ne dépasserait pas 10% de la masse totale, c'est-à-dire d'un objet intermédiaire entre une planète tellurique et une géante gazeuse.

Après les européens, les célèbres découvreurs américains P. Buttler et G. Marcy (Carnegie Institut of Washington et University of Californie Berkeley) ne pouvaient pas rester inactifs. Ils annoncent à leur tour des nouveautés : des planètes de 10 à 20 fois la masse de la Terre, c'est-à-dire comparables à Neptune. (voir : Planet Quest de la NASA, du 31 août 2004).

L'une d'entre elle tourne autour de Gliese 436, une étoile naine, l'autre est la quatrième planète de l'étoile 55Cancri dans la constellation du Cancer.

Les instruments modernes permettent donc maintenant de détecter des exoplanètes de quelques masses terrestres autour d'étoiles proches. Pour "voir" des objets de taille inférieure, il faudra attendre les instruments futurs, comme COROT à partir de 2006 et plus tard Kepler.

Mais il n'est pas indispensable de disposer de moyens énormes pour faire des découvertes.

Le Trans-Atlantic Exoplanet Survey (TrES) est assuré par une équipe américaine et un réseau de quelques petits télescopes bon marché, des Schmidt de 4 pouces (10 cm environ) d'ouverture couplés à des caméras CCD.

Ils surveillent en permanence quelques milliers d'étoiles, dans l'espoir de détecter d'infimes variations périodiques de luminosité engendrées par le passage de planètes devant les étoiles.

Ils viennent ainsi de mettre en évidence un nouveau "Jupiter chaud" baptisé au moins provisoirement TrES-1, une planète dont la masse est de 0,7 fois celle de Jupiter, tournant en 3 jours sur une orbite très proche de l'étoile, à 0,04 unités astronomiques, et donc très chaude (voir : astro-ph/0408421) Il s'agit d'une planète gazeuse car sa densité est intermédiaire entre celle de Saturne et celle de Jupiter.

Compte tenu du matériel nécessaire, il y a de l'espoir pour pas mal d'astronomes amateurs !!

L'observation, qui sera publiée dans Astrophysical Journal Letters, a été confirmée par des observations complémentaires et des spectres à haute résolution obtenus avec le Keck I de 10 m à Hawaï.

 

 

 

 

Cosmo-info….n° 22

1er juillet 2004

Un ancien sursaut gamma

W49B est une nébuleuse en forme de tonneau située dans la Voie Lactée, à 35 000 années-lumière environ de nous.

De nouvelles observations effectuées en X avec l'observatoire Chandra de la NASA et en infrarouge au Mont Palomar, ont été présentées récemment par J. Keohane (JPL) à une conférence de presse à Denver de l'American Astronomical Society.

L'image en X de Chandra fait apparaître deux jets axiaux de matière issus du centre de l'objet, portés à plusieurs millions de degrés et riches en fer et en nickel ionisés.

Plus loin, on peut distinguer en infrarouge des anneaux brillants de gaz chaud issus de l'étoile quelques centaines de milliers d'années auparavant et repoussés par le vent stellaire.

En fin de vie, l'étoile massive forme un trou noir massif, et une partie de la matière est éjectée à très grande vitesse à cette occasion. Ces jets relativistes dotés d'une énergie fantastique créent alors une intense émission gamma (un "sursaut gamma") lorsqu'ils rencontrent les gaz préalablement éjectés.

Image composite de l'intense émission X des jets (en bleu) et des anneaux éjectés au préalable vus en IR (en rouge et vert) ©NASA/CXC/SSC/J. Keohane et al.

Ce scénario est maintenant assez probable pour W49B, qui a également le mérite d'être relativement proche, ce qui permet l'étude détaillée d'un phénomène que l'on commence tout juste à comprendre.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Cosmo-Info….n°21

1er juillet 2004

Naissance d'une étoile géante.

Messier 17, la nébuleuse Oméga, est une région d'intense formation d'étoiles, à 7000 années-lumière de nous. Extrêmement jeune, M17 contient beaucoup de jeunes étoiles de forte masse qui ionisent fortement l'hydrogène du milieu interstellaire proche.

Une équipe allemande dirigée par R. Chini (Université de Bochum - Allemagne) a investigué ces régions avec les meilleurs outils d'observation actuels de l'ESO, en visible et infrarouge, y compris avec l'optique adaptative NAOS-CONICA du VLT (voir Eso Press Release 12/04 du 12 mai 2004).

Les clichés à haute résolution en IR permettent de distinguer un énorme disque de matière, dont le diamètre est de l'ordre de 20 000 UA*.

Ce disque a été étudié avec l'interféromètre de l'IRAM (au plateau de Bure près de Grenoble), et il s'avère qu'il est en lente rotation. Ces observations permettent également d'estimer la masse du disque à au moins 110 masses solaires.

C'est le disque d'accrétion le plus grand et le plus massif jamais observé, avec une étoile géante en cours de formation en son centre.

On distingue également, en visible et en infrarouge, une structure en forme de sablier perpendiculaire au plan du disque. Les études spectroscopiques ont montré que cette structure est constituée par un flux énergétique bipolaire de matière éjecté à grande vitesse, en provenance de la région centrale.

L'objet central est largement caché par la matière environnante en cours d'accrétion. L'observation infrarouge permet néanmoins de voir que la zone centrale d'émission est très compacte, trop réduite pour abriter un amas stellaire. S'il s'agit bien d'un astre unique, sa luminosité est celle d'une étoile de la séquence principale de l'ordre de 20 masses solaires. Comme le phénomène d'accrétion est en cours, c'est une étoile de 30 à 40 masses solaires qui serait en cours de formation, par le même processus que pour les étoiles de masse plus modeste et plus habituelle.

*UA = unité astronomique = distance moyenne entre la Terre et le Soleil = 150 millions de km environ

 

 

 

Cosmo-Info….n° 20

1er juillet 2004

Formation de systèmes planétaires

Le télescope infrarouge de la NASA, Spitzer, lancé en 2003, permet de voir profondément l'intérieur des régions riches en gaz et en poussières, là où se forment les étoiles. Il permet ainsi d'observer des objets très jeunes, la formation des étoiles et leur croissance par accrétion de matière, ainsi que les disques qui peuvent exister autour de ces proto-étoiles dans lesquels peuvent apparaître des planètes.

Une équipe dirigée par E. Churchwell (Université du Wisconsin-Madison) a ainsi étudié RCW49, une nébuleuse de la constellation du Centaure située dans la Voie Lactée à 13700 années-lumière de la Terre. Il a pu mettre en évidence plus de 300 étoiles récentes entourées de disques de gaz et de poussières, tout à fait capables de former des systèmes planétaires.

Cette "pouponnière" d'étoiles s'est avérée être plus prolifique que prévu et, au cours du processus de formation des étoiles, la formation de protoplanètes semble y être un phénomène assez probable.

Beaucoup plus près de nous, à 420 années-lumière dans la constellation du Taureau, D. Watson et W. Forrest de l'Université de Rochester on étudié les spectres de cinq jeunes étoiles. Ils ont ainsi pu montrer l'existence de glaces d'eau, de méthanol et de CO2 dans les disques de matière autour de ces astres.

Ceci rappelle fortement ce que l'on trouve dans les comètes du système solaire. La formation de ces planétoïdes glacés pourrait donc elle aussi être assez commune. Rappelons que l'on envisage déjà la présence de comètes dans le disque de Béta Pictoris.

Enfin, le télescope Spitzer a également permis l'étude d'une très jeune étoile – CoKu Tau 4 dont le disque de poussière qui l'entoure laisse apparaître une zone vide de matière. Tout se passe comme si une planète géante avait "balayé" sur son passage la matière du disque à cet endroit.

Mais comme l'étoile est très jeune (son âge ne serait que d'un million d'années environ) l'âge de la planète devrait être du même ordre, voire même inférieur. On a donc peut-être repéré la plus jeune planète connue.

Mais ce très jeune âge pose problème : les modèles classiques de formation des planètes par agrégation de matière dans un disque ne permettent pas d'expliquer la formation d'une planète importante en si peu de temps.

 

Cosmo-Info......n° 19

Le 8 Mai 2004

Gravity Probe B

Lancement réussi, le 20 Avril 2004 (cf : http://einstein.stanford.edu/.)

 En orbite polaire quasi idéale, à 640 km d’altitude,  plan contient la référence.

 

Objectif : Expérience visant à vérifier «  directement » deux prédictions de la Relativité générale dans le champ de gravitation terrestre (orbite polaire optimisée), les effets sont «orthogonaux» (cf figure ci dessous) ce qui permet de les séparer

 

-         Effet de précession géodésique (Effet de Sitter, lié à la courbure de l’espace par le champ terrestre): 6,6 seconde d’arc/an  (précision de la mesure 0,01%). [ Remarque cet effet a déjà été validé expérimentalement sur le système Terre –Lune, précision 1%]

 

-         Effet Lense Thirring (entraînement du référentiel, liée à la rotation de la Terre, effet gravito magnétique): 0,042 seconde d’arc par an (précision de la mesure 1%): Un défi technologique!!!!!

 

-         En ce deuxième point, l’expérience permettra de valider les prévisions «gravito-magnétiques»de la Relativité générale, liés au champ crée par les masses en mouvement

 

  

Schéma de principe ( ci dessus) et vues du satellite en Vol ( ci dessous)

                                                                                 

Principe de l’expérience : Un système de quatre gyroscopes «  ultra précis », (sens de rotation inversé par paire et le système tournant lentement autour de son axe de visée pour s’affranchir de dissymétries éventuelles), doivent fournir une référence inertielle stable, en l’absence de perturbation.  Un télescope embarqué pointe très précisément (0,0001 sec arc) sur une référence lointaine dont la position (et dérive éventuelle) est connue (HR8703, IM Pegasus). Le plan de l’orbite polaire passe par cette référence.Une dérive de ces gyroscopes, dont l’axe est initialement // à celui de visée du télescope, par rapport à cette référence, liée aux deux effets testés de la valeur indiquée, est prédite par la Relativité générale

 

Défi technologique : Mesurer une dérive aussi faible que 0,042 seconde d’arc /an du système inertiel ainsi constitué nécessite de réaliser un système 106 (un million de) fois plus stable que le meilleur système inertiel en service.

Gravity Probe se propose de vérifier cet effet à 1% : nécessite une stabilité de 10-11 degré d’arc / Heure.

 

Réalisation de la prouesse technologique :

           

L’environnement : Les équipements expérimentaux du satellite sont à l’intérieur d’un Vase Dewar contenant 2328L d’hélium superfluide, pour maintenir les équipements à 1,8 °K pendant 2 ans.

Un blindage magnétique pour s’affranchir du champ terrestre et solaire à plusieurs niveaux en particulier par des métaux en état de supra conductivité permettent de réduire le champ résiduel à l’intérieur à moins de 10-17 Gauss.

Le vide fait dans l’équipement est de 10-14 bar

Un boule libre identique à celle des gyroscopes, dans une cavité, à l’abri des perturbations extérieures ( vent solaire, atmosphère résiduelle, magnétisme…) au centre de gravité, fournit la référence inertielle du centre de gravité du système sur la trajectoire géodésique

(Accélération résiduelle à 10-10G ).

 

Au froid, dans un vide poussé, en micro gravité, dans des conditions de symétrie maximum, protégés des perturbations électriques et magnétiques, les gyroscopes tournent dans un environnement qui les isole pratiquement complètement de leur milieu

 

Vue générale de l’enveloppe de l’expérience

 

Les gyroscopes : Petites boules de quartz fondues de la taille d’une balle de ping pong, revêtues d’une couche de nobium ( supra conducteur à cette température) , ils sont les objets les plus ronds  et les plus homogènes que l’on trouve dans l’univers ( à l’exception peut être des étoiles à neutrons). Ils sont en lévitation électrostatique dans une coquille munie d’électrodes (faible tension)

La vitesse de rotation 10 000 tr/mn est communiquée (en vol par un jet sonique d’hélium gazeux (ensuite pompé ). Compte tenu du vide cette vitesse ne varierait pas de plus de 1% en 1000 ans.

Vue du Gyroscope ( en quartz non métallisé) et de sa coquille en quartz

 

Le système de lecture ( le moins perturbant possible) de la position de l’axe du gyroscope se fait par SQUID. ( Superconductivity Quantum Interference Device)

 

Principe de la lecture d’une variation de position de l’axe de rotation

 

 

Le Télescope : Réaliser un pointage à 0,1 milliarcseconde, 1000 fois mieux que le pouvoir séparateur des meilleurs télescopes n’est pas une mince affaire.

Comme le reste il fait d’un bloc de quartz fondu, son ouverture est de 15 cm environ, sa focale de 3,75 m (s’agissant d’un Cassegrain sa longueur est de 35 cm)

Pour la mesure, il utilise une technique différentielle (séparation du faisceau en 2, et séparation de chaque image par un prisme en deux demi disques, chaque paire de demi images transmise à des photo-détecteurs qui génèrent un signal proportionnel au déplacement). Il utilise «  l’aberration astronomique » pour calibrer ses mesures.

La source IM Pegasus a été choisie pour sa luminosité et la connaissance très précise ( 0,0002 sec-arc/an)  qu’on a de sa position et dérive par rapport à un référentiel extragalactique (Campagne de mesures par interférométrie avec le VLBI).

 

 

 

 

 

 

 

 

 Précautions particulières : L’orbite étant «  polaire » le satellite est particulièrement exposé aux agressions des rayonnements (hors de la protection du bouclier magnétique terrestre). Il a déjà subi et supporté avec succès ce genre d’épreuve au cours de sa courte période de pré-activité.                                                                                               

 

Cosmo-Info......n° 18

8 mai 2004

Quelles variations pour les constantes fondamentales ?

La constante de structure fine

  • Elle s'écrit a = q² / h c et vaut à peu près 1/137.

avec : q² = e²/4pe 0, e = charge de l'électron, e 0 = permittivité du vide, h = constante réduite de Planck, c = vitesse de la lumière.

Elle est sans dimension, indépendante du système d'unités

  • a intervient dans la définition des niveaux d'énergie des électrons dans les atomes, en particulier dans leurs structures fines et hyperfines dues à des effets relativistes de couplages magnétiques.
  • Si a varie dans le temps, e, h et c varient également. Ainsi, l'énergie de liaison des électrons varie en fonction du temps, et donc la masse. La physique est alors à reconstruire.
  • Cette variation ne peut être que réduite : si a était x 10, le carbone ne pourrait pas exister !
  • La théorie des cordes pourrait appréhender de telles variations
  • Il est clair que négliger ce phénomène, s'il est réel, aboutit en cosmologie à d'importantes erreurs d'interprétation d'observations lointaines.

 

1937: P. Dirac avait déjà envisagé une variation des constantes fondamentales

1996 : Mine d'Oklo au Gabon (T. Damour et al)

Il s'agit des restes d'un réacteur naturel d'uranium, qui a été actif pendant 200000 ans il y a 2 Ga*, alors que le taux d' 235U était supérieur au seuil critique. L'études des divers isotopes trouvés montre que :

D a / a < 10-7 depuis 2 Ga*.

2001 : Lumière des quasars (J. Webb et al)

La lumière des quasars lointains est absorbée par le milieu intergalactique, à des distances variables de l'observateur et donc à des dates diverses du passé. On peut alors évaluer la variation dans le temps de la structure fine des raies d'absorption, en particulier pour des métaux comme Mg, Al, Si, Cr, Fe, Ni, Zn.

L'analyse de spectres en provenance de 13 quasars au Keck de 10 m à Hawaï (0.5 < z < 3.5) a montré que :

D a / a = (- 0.72 ± 0.18) 10-5 entre 6 et 11 Ga* dans le passé.

Mais ces observations ont été effectuées à la limite des instruments, avec beaucoup de perturbations possibles des mesures.

2002 : Météorites

L'analyse de la désintégration de certains isotopes dans les météorites amène à penser que :

D a / a < 10-7 depuis la formation du système solaire, il y a 4.6 Ga*

2003 : Fontaines atomiques

La comparaison pendant 5 ans des fréquences hyperfines des atomes de 133Cs et de 87Rb a permis à une équipe de l'Observatoire de Paris de trouver :

D a / a < 7 10-16 par an, soit D a / a < 0.7 10-5 en 10 Ga*

2004 : Lumière des quasars (Srianand, Petitjean et al)

L'utilisation du VLT et de son spectrographe UVES, sur 18 quasars lointains (0.4 <z < 2.3) a permis de trouver :

D a / a = ( -0.06 ± 0.06) 10-5

La variation des constantes en 10 Ga* n'est pas évidente avec ces derniers résultats, plus précis que les précédents.

Sur la figure ci-contre, les 2 mesures noires sont celles d'Oklo et les lignes pointillées celles de J. Webb.

 

Par contre, suite à une autre analyse des spectres de 6 quasars, on annonce également une possible variabilité du rapport

µ= masse du proton/masse de l'électron (= 1836)

qui pourrait atteindre :

D µ / µ = (2.97 ± 0.74) 10-5 sur 12 Ga*

Ce résultat préliminaire reste à confirmer.

 

En conclusion :

  • La variabilité de la constante de structure fine sur très longue période n'est pas évidente et on s'orienterait plutôt vers sa fixité,
  • Ceci ne donne aucun argument à la théorie des cordes,
  • C'est une nouvelle illustration de l'intérêt de l'astrophysique pour aider au développement de la physique fondamentale.

 

* 1 Ga = 1 giga années = 1 milliard d'années

  • Les constantes varient-elles ? JP. Uzan Pour la Science juillet 2002
  • The fundamental constants and their variation JP. Uzan hep-ph/0205340
  • Observatoire de Paris Actualités mai 2003 et avril 2004
  • ESO Press release 31/3/2004
  • Limits on the time variation of the electromagnetic fine-structure constant… Srianand et al astro-ph/0402177

 

 

Cosmo-Info...17

1er mai 2004

Saturne et Titan

 

La mission Cassini/Huygens de la NASA et de l'ESA, lancée en 1997, s'approche de Saturne qu'elle atteindra début juillet 2004. La sonde européenne Huygens devrait descendre quelques mois plus tard dans l'atmosphère de Titan, au bout d'un parachute.

En attendant, Saturne et Titan bénéficient d'une attention toute particulière. Compte tenu de sa proximité grandissante - Cassini est maintenant à moins de 60 millions de km de son but – on utilise de plus en plus efficacement ses instruments, ce qui permet par ailleurs de vérifier leur bon fonctionnement avant l'arrivée de la sonde.

L'utilisation de filtres placés devant la caméra a ainsi permis de mettre en évidence les mouvements de la haute atmosphère de Saturne, dans l'hémisphère sud et la zone équatoriale. On a également repéré deux taches noires dans l'atmosphère de l'hémisphère sud de la planète et on ne sait pas de quoi il peut bien s'agir.

Une fois placé en orbite, Cassini pourra longuement observer ces phénomènes et essayer de mieux les comprendre.

La planète a également été observée avec le Chandra X-Ray Observatory de la NASA. Encore une surprise : l'émission X est concentrée dans la région équatoriale de la planète, alors qu'elle se concentre vers les pôles pour Jupiter. Le rayonnement émis est très semblable à celui du soleil et il doit s'agir d'une simple réflexion sur l'atmosphère, mais l'intensité du phénomène reste inexpliquée. Par contre, rien n'est observé au pôle sud et les anneaux restent invisibles à ces longueurs d'ondes (voir Chandra Press Room du 8 mars 2004) Cassini a de plus permis de retrouver des concentrations de matière dans l'anneau F de la planète. Ce phénomène avait déjà été détecté par les sondes Voyager en 1980 et 1981, mais les idées ne sont pas encore très précises en ce qui concerne leur formation et leur durée de vie.

Saturne vue en X par Chandra © NASA/U. Hamburg, J. Ness et al.

Il semble par contre très clair que nous aurons bien d'autres surprises, si la mission se déroule comme prévu, par des observations orbitales de longue durée autour de Saturne.

Titan est le plus gros satellite de Saturne. Son diamètre atteint 5150 km, ce qui est supérieur à celui de Mercure. Il a une atmosphère opaque constituée d'azote, de méthane et autres hydrocarbures.

On ne sait pas grand-chose de son atmosphère, de ses variations saisonnières et diurnes, et encore moins de son sol dont on se demande toujours s'il est solide ou liquide.

Pour mieux connaître tout ceci et préparer la descente de Huygens en janvier 2005 si tout va bien, une équipe française principalement constituée d'astronomes de l'Observatoire de Paris et de celui de Grenoble, vient de publier de remarquables clichés de Titan pris avec l'optique adaptative NAOS-CONICA du VLT de l'ESO au Chili dans le proche infrarouge (voir ESO Press Release du 1er avril 2004).

La résolution atteinte est maximale, atteint 1/30 de seconde d'arc, et montre ainsi des détails de l'ordre de 200 km sur la surface de Titan. L'utilisation de divers filtres permet de faire varier l'altitude observée dans l'atmosphère. Différentes perturbations ont ainsi pu être observées, dans diverses régions de l'atmosphère du satellite.

 

On discerne des structures dans l'atmosphère de Titan grâce à l'optique adaptative : dans l'hémisphère sud à gauche, près du pôle sud à droite.

 

 

 

Cosmo-Info....n° 16

1er mai 2004

Sedna

Loin dans le système solaire, au-delà de Neptune, les découvertes vont bon train.

En février dernier, des chercheurs américains du California Institut of Technology (Caltech) et de l'Université de Yale ont repéré 2004 DW, un objet de la ceinture de Kuiper, dont le diamètre a été estimé à 1400 km environ, un peu plus que Quaoar découvert en 2002 dont la taille serait de l'ordre de 1250 km. Mais les caractéristiques physiques de ces objets et les paramètres de leurs orbites restent assez mal connus et incertains.

Plus récemment, la même équipe a découvert 2003 VB rebaptisé Sedna, un objet dont la taille serait de l'ordre de 1600 km, les trois quarts de celle de Pluton.

Son orbite très elliptique autour du soleil est parcourue en plus de 10000 ans et va très au-delà de la ceinture de Kuiper. Mais elle n'atteint pas, il s'en faut d'un facteur 10, la distance que l'on envisage pour l'hypothétique nuage de Oort : son aphélie se situe vers 900 unités astronomiques du soleil (900 fois la distance de la Terre au Soleil). Cette orbite inhabituelle est peut-être le résultat de perturbations gravitationnelles passées.

L'astre apparaît très rouge et l'on ne comprend pas ce qui recouvre sa surface malgré les observations effectuées avec le télescope Gemini de 8 m à Hawaï. Par ailleurs, il n'est pas impossible qu'il soit accompagné d'un satellite.

Les progrès dans l'observation des objets faibles et les programmes de surveillance systématique vont permettre d'obtenir progressivement une meilleure connaissance de ces régions.

Sedna – vue d'artiste © NASA/JPL – Caltech

 

 

COSMO-INFO n° 15

31 mars 2004

Z = 7 ! z = 10 !!

Les galaxies les plus lointaines jamais observées

Une équipe internationale, avec en particulier J. P. Kneib de l'Observatoire Midi-Pyrénées et du California Institut of Technology (Caltech), a récemment découvert une galaxie particulièrement lointaine. Ceci sera publié prochainement dans l'Astrophysical Journal.

La lumière émise par cette galaxie a un décalage vers le rouge (redshift dû à l'expansion de l'univers) proche de 7, ce qui suppose une distance de l'ordre de 13 milliards d'années-lumière de nous. Cette lumière a donc été émise alors que l'univers n'était âgé que de 750 millions d'années environ, soit 6 % seulement de son âge actuel (compte tenu des valeurs des paramètres cosmologiques généralement acceptées aujourd'hui)

Cette galaxie a été étudiée sur des clichés du Hubble Space Telescope pris par l'ACS (Advanced Camera for Surveys). Ces clichés de l'amas de galaxies Abell 2218 montrent que cet amas massif, relativement proche, fait office de lentille gravitationnelle pour des objets d'arrière plan, ce qui explique en particulier les images multiples et les nombreux arcs lumineux visibles. Mais cette "lentille" a également pour effet d'amplifier la faible luminosité des objets lointains. Le coefficient d'amplification est de l'ordre de 25 pour la galaxie en question. L'observation a été complétée par photométrie infrarouge au Keck Telescope de 10 m à Hawaï.

La structure observée semble être d'une taille maximum de quelques milliers d'années-lumière seulement, mais avec un taux important de formation d'étoiles estimé à 2 ou 3 masses solaires par an. Il semblerait par ailleurs que cette galaxie émette beaucoup plus de lumière ultraviolette que les galaxies proches, ce qui permet d'envisager des étoiles en moyenne plus massives et plus chaudes à cette époque. C'est une origine possible de la "réionisation" du milieu interstellaire, qui était neutre après sa formation, et qui a pu ensuite être fortement ionisé par les rayonnements UV intenses des premières étoiles.

 

 

L'amas de galaxies Abell 2218 fait office de lentille gravitationnelle pour une galaxie très lointaine, dont on a repéré trois images rouges et faiblement lumineuses, cerclées sur le cliché (C)NASA/ESA

 

Quelques jours seulement après l'annonce de cette découverte, une équipe franco-suisse dirigée par Roser Pello de l'observatoire Midi-Pyrénées, avec à nouveau la participation de JP. Kneib, a annoncé à son tour un nouveau "record" (voir A&A volume 416).

Grâce au VLT de l'ESO au Chili, ils ont pu observer une galaxie dont la lumière est décalée d'un redshift de l'ordre de 10. Ceci veut dire, toujours avec les mêmes hypothèses cosmologiques, que cette lumière a été émise il y a 13.2 milliards d'années, lorsque l'univers n'était âgé que de moins de 500 millions d'années.

De la même manière que précédemment, cette observation n'a été possible que grâce à une amplification gravitationnelle d'un facteur de 25 à 100 par l'amas de galaxies Abell 1835. (ce qui aboutit au même résultat que si l'on utilisait un instrument d'une ouverture de 40 à 80 m !)

Là aussi, la galaxie semble avoir une taille réduite, une masse limitée à quelque millions de masses solaires et serait le siège d'un intense processus de formation d'étoiles. Est-ce une "brique" primitive dont l'agrégation avec d'autres va permettre de former les galaxies telles que nous les connaissons ?

Image ISAAC/VLT en infrarouge proche de l'amas de galaxies Abell 1835. A droite, dans l'agrandissement, la faible image de la galaxie lontaine a été cerclée. (C) ESO

Il est possible également que nous disposions là des premières observations de la fin des "âges sombres", période de la formation de l'univers située entre l'émission du rayonnement cosmologique, 380000 ans après le Big Bang, et avant la formation des premières structures lumineuses constituées d'étoiles et de galaxies.

Tout ceci sera sans doute conforté et précisé assez rapidement, mais il faudra certainement attendre une nouvelle génération d'instruments comme le futur James Webb Space Telescope pour avancer de manière significative dans la connaissance observationnelle de cette époque.

COSMO-INFO n° 14

31 mars 2004

Voyager 1 va sortir du système solaire

La sonde Voyager 1 a été lancée le 5 septembre 1977 et se trouve maintenant à 90 unités astronomiques (1) de à la Terre après avoir survolé Jupiter, Saturne et Titan.

Elle s'approche des limites du système solaire, plus précisément de la frontière entre la zone d'influence du soleil - l'héliosphère - et le milieu interstellaire. Cette limite, l'héliopause, se situe entre 70 et 150 UA de nous et est précédée, 20 ou 30 UA auparavant, par une onde de choc (on parle de "choc terminal") qui correspond à un fort ralentissement du vent solaire et à son passage en régime subsonique.

Voyager 1 est maintenant parvenue dans ces régions. Il semble clair qu'elle n'a pas encore franchi l'héliopause. Certaines observations récentes (voir Nature 426,45 et 48, 2003) montrent qu'elle a pu se trouver au-delà de l'onde de choc, mais cette interprétation est contestée. Il semble d'ailleurs que ces frontières soient très fluctuantes et se déplacent en fonction des variations de l'intensité du vent solaire.

La tâche est rendue encore plus ardue par le non fonctionnement de certains instruments de cette vénérable sonde de plus de 25 ans d'âge.

L'important est que pour la première fois, un engin va sortir du système solaire, à la vitesse de 3,6 UA par an, et que des informations seront recueillies in situ pendant le passage des zones frontière, et même au-delà, dans le milieu interstellaire.

Voyager 2, sur une autre trajectoire, aura le même destin quelques mois plus tard.

(1)unité astronomique (UA) : c'est la distance moyenne Terre/Soleil soit 150 millions de km environ.

 

 

 

COSMO-INFO….13

25 février 2004

Collision de Galaxies

Que se passe-t-il lorsque deux galaxies entrent en collision?

Les rencontres stellaires sont peu probables, mais les nuages de gaz interstellaires entrent en contact, ce qui crée ainsi des surdensités locales qui amorcent les processus de créations d'étoiles. Les étoiles les plus massives ne vivent que quelques millions d'années, synthétisent des éléments lourds que les supernovae dispersent rapidement dans le milieu interstellaire environnant. Les fins cataclysmiques de ces étoiles créent à leur tour des ondes de choc qui propagent le phénomène.

La célèbre structure des Antennes (NGC 4038/39), à 62 millions d'années lumière de nous, est un bel exemple de la collision de deux grandes galaxies qui a débuté depuis quelques centaines de millions d'années.

 

Les galaxies des Antennes : les effets gravitationnels ont engendré deux grands arcs de gaz et d'étoiles, qui ont donné son nom à la structure. © NASA-HST

Elle a longuement été observée en X par le télescope spatial Chandra de la NASA, depuis fin 2000, et pendant 114 heures au total. Le résultat de ces observations a été présenté récemment par une équipe de scientifiques américains et anglais (G. Fabbiano et al. dans Astrophysical Journal Letters, préprint sur astro-ph/0401241)

La matière interstellaire, chauffée à quelques millions de degrés par les supernovae, parait être très enrichie en éléments lourds, fer, néon, magnésium et silicium, avec des teneurs atteignant dans certaines zones 10 à 30 fois ce qui est constaté dans le voisinage solaire pour Mg et Si. On peut ainsi penser que le taux local de supernovae pourrait atteindre une trentaine de fois celui de notre propre galaxie.

Compte tenu de la forte métallicité constatée, on peut également penser que des planètes pourraient se former plus facilement, en quantité supérieure à la normale, autour des étoiles nouvelles qui apparaîtront.

Ceci nous donne une idée de ce qui a pu se produire dans le passé quand les collisions galactiques devaient être plus fréquentes qu'aujourd'hui, dans un univers plus réduit.

Cela nous donne aussi un avant goût du devenir de la Voie Lactée et de sa voisine Andromède qui se rencontreront sans doute dans 3 ou 4 milliards d'années. La gravitation devrait alors former progressivement une galaxie géante, sans doute elliptique, avec son halo de gaz chauds, des centaines de millions de jeunes étoiles, et sans doute beaucoup de systèmes planétaires.

 

Le centre de la structure des Antennes vu en X par Chandra. Les points brillants correspondent à des émissions ponctuelles d'objets compacts (étoiles à neutrons ou trous noirs). Les émissions plus diffuses sont celles des nuages de gaz portés à plusieurs millions de degrés qui s'étendent dans le milieu interstellaire. Les couleurs rouge, verte et bleue correspondent respectivement à des énergies de plus en plus élevées. (C) NASA/Chandra

 

Références :

Chandra Press Release 7 janvier 2000 http://chandra.harvard.edu/press/04_releases/press_010704.html

Ciel des hommes 10 janvier 2004 http://www.cieldeshommes.com/article.php?_a_id=742

X-raying chemical evolution and galaxy formation in the Antenna.

G. Fabbiano et al. astro-ph/0401241

COSMO-INFO….12

25 Janvier 2004

L'univers en UV et en IR

On parle peu de deux observatoires spatiaux américains lancés récemment : GALEX et SIRTF.

Ils sont pourtant parfaitement opérationnels avec des détecteurs de très bonne qualité complémentaires de ceux du Hubble Space Telescope, et leurs observations aux deux extrémités du spectre, respectivement en ultraviolet et en infrarouge, vont faire progresser fortement les connaissances en fournissant au passage "de bien belles images".

GALEX (Galaxy Evolution Explorer) a été lancé en avril 2003 et placé sur une orbite quasi-circulaire à 700 km d'altitude environ. C'est un télescope qui fonctionne dans l'ultraviolet, plus précisément dans deux gammes d'ondes de l'ultraviolet proche et lointain, et sa mission devrait durer au moins 2,5 ans. Il fournit des images circulaires de 1,2 ° de diamètre dans les deux bandes de fréquences, avec une résolution de 5" d'arc.

Sa vocation est de permettre d'obtenir une première carte d'une grande partie de l'univers dans ces longueurs d'ondes, de la Voie Lactée aux galaxies lointaines. Il permettra ainsi de mieux comprendre les processus de formations des étoiles et des galaxies et les évolutions de ces structures depuis quelques 10 milliards d'années.

La galaxie Andromède vue en ultraviolet (à gauche) et en visible (à droite). L'image en UV est une mosaïque de 9 images de Galex prises en septembre et octobre 2003. L'UV lointain est en bleu, l'UV proche en blanc/jaune. © NASA/JPL/Caltech

La magnifique image en UV récemment publiée de notre plus proche voisine, la galaxie Andromède (Messier 31), met en évidence les régions des bras spiraux, zones de formations intenses d'étoiles, où se trouvent un grand nombre d'étoiles jeunes chaudes et massives, alors que le centre galactique apparaît beaucoup plus froid et ancien. Cette vue est tout à fait complémentaire avec les observations disponibles dans d'autres longueurs d'ondes, en lumière visible et en infrarouge par exemple. D'autres clichés sont disponibles sur le site Internet de Galex (1).

Le télescope infrarouge SIRTF (Space Infrared Telescope Facility) a été rebaptisé Spitzer Space Telescope (SST) en hommage à Lyman Spitzer Jr, un astrophysicien pionnier de l'observation spatiale. C'est, avec le Hubble Space Telescope (en visible) et Chandra (en X), un des grands observatoires spatiaux en service de la NASA. Il a été lancé en août 2003 sur une orbite héliocentrique et sa mission pourrait durer 5 ans.

Il est doté d'un télescope de 85 cm, d'une caméra qui opère dans le proche et moyen infrarouge, d'un photomètre multibandes dans l'infrarouge lointain et d'un spectrographe. Les instruments sont plongés dans de l'hélium liquide à 5,5 K.

Il va permettre d'étudier les zones obscurcies par les gaz et les poussières où se forment souvent des étoiles, les centres galactiques plus ou moins actifs, ainsi que les objets relativement froids comme les étoiles naines, les disques protoplanétaires autour des jeunes étoiles, les planètes et les petits corps du système solaire, etc…, sans oublier l'univers jeune où les rayonnements optiques et UV sont observables en infrarouge compte tenu du décalage spectral engendré par l'expansion de l'univers.

Les premiers clichés disponibles sont exceptionnels. Deux exemples :

  • Pour une galaxie comme Messier 81, les diverses longueurs d'ondes disponibles permettent de différencier clairement les diverses sources de rayonnement infrarouge à 12 millions d'années-lumière de distance : les vieilles étoiles du centre de la galaxie, les réémissions des poussières interstellaires chauffées par les étoiles voisines et les sites de formations stellaires intenses dans les bras spiraux. Des mesures quantitatives permettront d'estimer le taux de formation des étoiles.
  • Le SST a également permis d'analyser le disque de poussières qui entoure l'étoile proche Fomalhaut située à 25 années-lumière de nous. La taille du système est de l'ordre de 5 fois celle du système solaire. La répartition des poussières dans le disque semble y être asymétrique.

D'autres images sont disponibles sur le site Internet du Spitzer Space Telescope(2).

Le disque de poussières autour de Fomalhaut vu à diverses longueurs d'ondes. La vue à 70 microns montre l'asymétrie de la répartition de la matière. La vue à 24 microns indique que la région centrale n'est pas vide. L'image de droite est une image radio. © NASA/JPL/Caltech

M 81 vue par le Spitzer Space Telescope. L'image a été formée à partir de clichés pris dans 4 longueurs d'ondes dans l'infrarouge. L'importance des émissions des poussières présentes dans les bras spiraux apparaît clairement. © NASA/JPL/Caltech

(1) Site Internet de Galex : http://www.galex.caltech.edu/index.html

(2) Site Internet du SST: http://sirtf.caltech.edu/index.shtml

Références :

Sky and Telescope News 19 décembre 2003

http://skyandtelescope.com/news/article_1129_1.asp

Jet Propulsion Laboratory News 10 et 18 décembre 2003

http://www.jpl.nasa.gov/releases/2003/167.cfm

http://www.jpl.nasa.gov/releases/2003/170.cfm

 

COSMO-INFO…11

25 janvier 2004

De l'antimatière au centre de la Galaxie !

 

Le satellite européen Intégral d'observation en rayons gamma vient de célébrer sa première année de bons et loyaux services. Des chercheurs – dont M. Cassé de l'Institut d'Astrophysique de Paris et J. Paul du CEA/Saclay – ont publié un certain nombre d'articles suite à l'observation de fortes émissions gamma dans le centre de la Galaxie à une énergie de 511 keV, caractéristique des annihilations d'électrons et de positons (1) c'est-à-dire de matière et d'antimatière.

Ces émissions, déjà détectées en 1997 par le satellite américain CGRO (Compton Gamma Ray Observatory) ont pu être cartographiées avec une meilleure précision par Intégral et il semble bien qu'elles soient assez bien réparties dans le bulbe galactique, dans une région d'environ 12° autour du centre.

Le flux mesuré est considérable et a été estimé à quelques 1,5 1043 positons par seconde ! Mais d'où peut provenir toute cette antimatière ?

Elle a sûrement été produite récemment par des processus très énergétiques : supernovae de divers types, accrétion et jets de matière au voisinage d'astres massifs comme des étoiles à neutrons ou des trous noirs, action de rayons cosmiques sur le milieu interstellaire, éruptions stellaires d'étoiles plus ou mois massives et instables, etc….

 

Carte gamma partielle de la Galaxie établie par le spectromètre SPI. Les zones jaunes correspondent aux émissions les plus intenses, les bleues aux émissions les plus faibles. © ESA-SPI team

 

Après réflexion, deux explications semblent aujourd'hui prévaloir :

- Explosion d'étoiles très massives de plusieurs dizaines de masses solaires, en hypernovae ; il suffirait, disent les scientifiques, d'une explosion de ce type tous les 5000 ans pour produire le flux d'antimatière nécessaire.

- Présence de matière noire dans le centre galactique, sous forme de particules exotiques envisagées dans certains développements théoriques, qui pourraient se désintégrer et produire des positons dont on détecte l'interaction avec des électrons ( MeV dark matter : has it been detected ? C. Boehm and al. Physical Review astro-ph/0309686)

La dernière hypothèse est bien sûr assez spéculative! Mais les observations continuent et la plus au moins grande uniformité des émissions permettra de privilégier une ou l'autre des hypothèses. On a peut-être observé au centre de notre galaxie une manifestation autre que gravitationnelle de la matière noire.

(1) Le positon est une anti-particule qui a la même masse que l'électron, mais une charge électrique opposée.

 

Références :

Un océan d'antimatière dans la Voie Lactée. Sciences et Avenir décembre 2003

La source d'antimatière du centre galactique. CEA/DSM-DAPNIA Actualités

http://www-dapnia.cea.fr/Phys/Sap/

Antimatter clouds and fountain discovered in the milky way

http://cossc.gsfc.nasa.gov/epo/news/antimatter.html

Cosmo-Info...10

4 janvier 2004

 

Éta de la Carène

 

Éta de la Carène (NGC 3372) est une étoile géante bleue, la plus lumineuse de notre galaxie, située à quelques 7500 années lumières de nous, environ cent fois plus massive et cinq millions de fois plus lumineuse que le soleil. Elle émet en permanence un puissant vent stellaire et est très instable. Elle est souvent le siège d'évènements violents et a éjecté au XIXème siècle deux gigantesques lobes symétriques de matière, en forme de champignons, qui masquent aujourd'hui l'étoile et dont la masse est estimée à une dizaine de masses solaires.

Pour la première fois, une équipe internationale dirigée par Roy van Boekel (ESO et Université d'Amsterdam), aidé en particulier d'A. M. Lagrange de l'Observatoire de Grenoble, a réussi à analyser plus finement la région centrale de l'astre, en utilisant les instruments NAOS-CONICA et VINCI d'optique adaptative et d'interférométrie du VLT de l'ESO au Chili. La résolution obtenue avec les interféromètres du VLTI atteint 0,005 secondes d'arc, ce qui correspond à 11 UA compte tenu de la distance, c'est-à-dire à peu près le grand axe de l'orbite de Jupiter.

Les observations infrarouges permettent de détailler la structure centrale complexe de l'objet, avec l'étoile géante et quelques autres zones lumineuses au sein de la nébuleuse (voir Astronomy and Astrophysics 410, L37-L40 et astroph-0310399)

L'étude montre également que le vent stellaire est plus important dans l'axe des deux lobes. On pense que cette orientation correspond à l'axe de rotation de l'étoile qui doit être fortement aplatie aux pôles compte tenu de sa rotation rapide. Les régions polaires de l'étoile, plus proches des réactions nucléaires centrales, sont ainsi plus chaudes que les régions équatoriales, ce qui doit favoriser l'émission de matière.

Si ce modèle est correct, on peut calculer la vitesse de rotation de l'étoile qui atteindrait 90 % de sa vitesse limite, ce qui amplifie son instabilité. L'étoile a sans doute entamé la dernière partie de sa vie qui va se terminer en supernovae dans quelques milliers ou dizaines de milliers d'années, avec très vraisemblablement d'ici là quelques nouveaux phénomènes spectaculaires.

Claude Picard

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Références :

  Van Boekel et al Direct measurement of the size and shape of the present-day stellar wind of Eta Carinae A&A 410, L37-L40 astro-ph/0310399

ESO press release 31/03 26 novembre 2003

http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2003/pr-31-03.html

 

Cosmo-Info....9

4 janvier 2004

 

Le cannibalisme de la Voie Lactée

 

Une équipe internationale, dont notamment N. Martin et R Ibata de l’observatoire de Strasbourg, a découvert une nouvelle galaxie satellite de la Voie Lactée. Ces résultats sont publiés dans le MNRAS du mois de novembre 2003

Cette galaxie naine d’un milliard de masses solaires environ est à une distance de l’ordre de 25000 années lumières du soleil et de 42000 années lumière du centre galactique, dans la direction de la constellation du Grand Chien. C’est la galaxie connue la plus proche de la nôtre.

 

La Voie Lactée arrache les étoilesde la galaxie naine du Grand Chien. La traînée formée s'enroule autour de notre Galaxie et peuple son disque.

© CNRS - Université de Strasbourg

 

Elle est habituellement cachée par le disque galactique et sa forte concentration de poussières interstellaires ; elle a été découverte à l’occasion de l’analyse des données du relevé 2MASS (Two Micron All Sky Survey) en infrarouge proche.

Les astronomes ont pu observer des étoiles géantes rouges du centre de la galaxie naine, ainsi que de longues traînées d’étoiles engendrées par les interactions gravitationnelles avec la Voie Lactée. Le processus aurait commencé il y a deux milliards d’années et devrait se poursuivre encore pendant un ou deux autres milliards d’années, jusqu’à la dilution complète de la galaxie naine dans la Voie Lactée, beaucoup plus massive.

 

Ceci confirme que notre galaxie continue à grossir par cannibalisation de galaxies satellites plus petites. Ceci pourrait également expliquer l’origine d’une couronne d’étoiles autour du disque galactique, à 60000 années lumières du centre.

Claude Picard

Références :

CNRS Communiqué de Presse du 4 novembre 2003 et Observatoire de Strasbourg

  Découverte de la galaxie la plus proche de notre Voie Lactée

http://www2.cnrs.fr/presse/communique/312.htm

http://astro.u-strasbg.fr/canm.html

Sky and Telescope News 10 November 2003

  The newest closest galaxy

http://skyandtelescope.com/news/article_1098_1.asp