Observation inédite d'une rotation différentielle dans 13 étoiles

Le Soleil tourne plus vite à son équateur qu'aux plus hautes latitudes, des observations de cette rotation différentielle ayant été suivies depuis très longtemps par le mouvement des taches solaires. Jusqu'à aujourd'hui, on n'avait jamais observé une telle rotation différentielle sur d'autres étoiles, mais grâce à des mesures d'astérosismologie obtenues avec le télescope Kepler, le phénomène a été identifié sur une grosse dizaine d'étoiles similaires au Soleil.

La rotation différentielle du Soleil peut être non seulement suivie avec le mouvement des taches solaires, mais aussi par héliosismologie (l'étude de la propagation d'ondes acoustiques dans les couches internes du Soleil). Comme sur les étoiles lointaines, il est très difficile pour ne pas dire impossible, d'observer des taches sur leur enveloppe, mais que en revanche, on a le moyen d'étudier leurs vibrations internes (qu'on appelle alors l'astérosismologie), l'idée était tentante d'exploiter ce phénomène pour tenter de déceler la présence d'une rotation différentielle sur d'autres étoiles que le Soleil. C'est ce qu'ont entrepris une équipe d'astrophysiciens menés par Othmane Benomar (Université de New York à Abu Dhabi) avec un télescope très bien adapté pour étudier l'astérosismologie : le chasseur d'exoplanète Kepler. Aussi étonnant que cela puisse paraître, la recherche d'exoplanètes par la méthode du transit (de la planète devant l'étoile) et l'astérosismologie ont un point commun : il s'agit dans les deux cas d'étudier d'infimes variations de luminosité d'une étoile et ce pendant une longue durée. Les données primaires sont les mêmes, mais l'analyse est toute différente. Les astrophysiciens ont donc scruté une quarantaine d'étoiles du type solaire à la recherche d'oscillations qu'ils pourraient décomposer en plusieurs fréquences caractéristiques d'ondes acoustiques se propageant dans l'enveloppe stellaire, ce qui pourrait donner des indications de rotation différentielle.

Le phénomène de rotation différentielle dans les couches externes des étoiles est considéré jouer un rôle important dans l'activité magnétique. Sauf que les mécanismes qui génèrent et maintiennent la rotation différentielle sont encore très mal compris.

Sur les quarante étoiles observées, Benomar et ses collaborateurs trouvent ainsi 13 étoiles montrant une rotation variable entre l'équateur et les hautes latitudes. Pour la plupart d'entre elles, l'équateur tourne deux fois plus vite que la région à 45°. Cette amplitude de différence de vitesse de rotation est bien plus élevée que ce que l'on attendait. Pour comparaison, pour le Soleil, l'équateur tourne 11% plus vite que les régions à 45° et 30% plus vite que les régions polaires.

Ce qui est étonnant dans ce phénomène  de rotation différentielle, c'est qu'elle concerne seulement les couches de convection. En dessous de ces couches, on sait que le Soleil se comporte comme un corps solide en rotation, donc uniforme à toutes les latitudes. Il est donc très important de voir ce phénomène dans d'autres étoiles que le Soleil pour mieux le cerner. 

Les chercheurs expliquent dans leur article publié dans Science aujourd'hui comment les ondes acoustiques qui traversent les couches stellaires à différentes profondeurs s'avèrent avoir une sensibilité à al rotation qui dépend de la latitude. C'est cette particularité des ondes sismiques dans les étoiles qui leur permet d'évaluer les différences de vitesse de rotation entre l'équateur et les latitudes plus élevées, jusqu'aux pôles, mais aussi en fonction du rayon à partir du centre des étoiles.  Et les chercheurs observent toujours le même schéma : c'est l'équateur qui tourne plus vite que les pôles, jamais le contraire, une systématique qui devrait permettre de comprendre des choses.

Les grandes valeurs de différence de vitesse de rotation entre équateurs et pôles mettent en défaut les modèles théoriques. Les astrophysiciens américains, japonais et européens pensent que cette grande différence reflète une grande anisotropie dans la turbulence des couches de convection, ce qui induirait un transport de moment cinétique très efficace et une suppression de la viscosité. 

Par ailleurs, les champs magnétiques à grande échelle tendent à réduire les différences de rotation via la force de Lorentz. Mais les résultats de Benomar et al. montrent que la force de Lorentz est très inefficace dans les étoiles étudiées. Le champ magnétique à grande échelle serait alors transporté efficacement dans les régions très profondes des étoiles, là où on attend une rotation rigide. Pour expliquer ce comportement, les astrophysiciens parlent de pompage magnétique. 

La recherche des exoplanètes peut mener à acquérir une connaissance très approfondie sur le fonctionnement des étoiles, et du Soleil en particulier... On comprend pourquoi les spécialistes attendent avec impatience l'arrivée de PLATO en orbite vers 2026, qui devrait étudier plusieurs dizaines de milliers d'étoiles comme l'a fait Kepler.

Source

Asteroseismic detection of latitudinal differential rotation in 13 Sun-like stars

O. Benomar et al.

Science  Vol. 361, Issue 6408, (21 September 2018)

http://dx.doi.org/10.1126/science.aao6571

Illustration

1) Vue d'artiste illustrant les observations d'astérosismologie permettant d'étudier la rotation différentielle des étoiles (MPS/Mark Garlick)

2) Le télescope spatial Kepler (NASA)

Découverte d'une émission infra-rouge étendue autour d'un pulsar

Les pulsars sont à la fête en ce moment ! Après la découverte de la semaine dernière au sujet d’un tout jeune pulsar, voilà donc une autre observation inédite concernant une étoile à neutrons en rotation rapide : la première observation d’une émission infra-rouge autour d’un pulsar sans contrepartie dans le domaine visible. Et c’est au télescope spatial Hubble que l’on doit cette découverte.

Alors que les étoiles à neutrons (les pulsars) sont généralement étudiés par leurs émissions radio ou leurs rayonnements plus énergétiques (des rayons X), certains cas ont aussi été observés dans le passé, ou du moins la nébuleuse qui les entoure, à la fois dans le domaine visible et en proche infra-rouge. Mais Bettina Posselt (Penn State University) et ses collaborateurs américains et turcs viennent de prouver que l’on peut aussi observer des pulsars uniquement en infra-rouge. Le nom de ce pulsar que les astrophysiciens ont observé avec Hubble est RX J0806.4-4123. Il fait partie d’un groupe de pulsars relativement proches de nous (situés à moins de 1 kpc, 3300 a.l), qu’on appelle les « Sept Magnifiques » ou XTINS (X-Ray Thermal Isolated Neutron Stars). Ils ont la particularité d’être isolés, c’est-à-dire pas dans des systèmes binaires, et ils sont plus chauds qu’ils ne devraient l’être d’après leur âge et leur réservoir d’énergie disponible sous forme d’énergie de rotation. Bettina Posselt et ses collègues ont identifié une région étendue d’émission infra-rouge entourant l’étoile à neutrons en rotation rapide, qui s’étend sur 200 unités astronomiques (la distance Terre-Soleil).

Tout a commencé en 2009 quand Posselt et ses collaborateurs ont cherché à imager directement d’éventuels compagnons de petite taille autour des XTINS avec le Very Large Telescope dans le proche infra-rouge. Ils ont alors remarqué une émission plus élevée qu’attendu coïncidant avec la position de RX J0806.4-4123. Puis en 2014, une observation avec le télescope infra-rouge Hershel leur a indiqué là encore la présence d’un rayonnement infra-rouge important à la longueur d’onde de 160 µm à proximité immédiate du pulsar. Naturellement intrigués, Posselt et ses collaborateurs ont alors effectué de nouvelles observations en 2016 cette fois-ci avec le télescope Hawaïen Gemini qui confirma la présence d’une source infra-rouge dans plusieurs bandes spectrales mais avec encore une petite incertitude. Il ne restait plus qu’à parfaire cette série d’observations concordantes avec Hubble de manière à définitivement confirmer l’existence et la nature de cette source étendue observée dans le proche infra-rouge autour de RX J0806.4-4123.

C’est la première étoile à neutrons qui montre ainsi un signal infra-rouge étendu, sans contrepartie visible. Pour expliquer cette observation, les chercheurs évoquent deux possibilités dans l’article qu’ils publient dans The Astrophysical Journal. La première solution serait qu’il existe un gros disque de poussières entourant le pulsar, des poussières issues de l’explosion de la supernova et qui sont les cendres de l’étoile disparue. La coalescence de ces débris autour du pulsar pourrait avoir induit une interaction avec lui et pourrait l’avoir échauffé tout en ralentissant sa rotation (dont la période n’est « que » de 11,37 secondes). Il faut rappeler que RX J0806.4-4123 est une étoile à neutrons isolée, qui ne se trouve donc pas dans un système binaire et ne peut pas accréter de la matière à partir d’une étoile compagne. Cette solution implique en revanche que le disque de débris ait une géométrie favorable par rapport à la ligne de visée. Cette hypothèse du disque est intéressante car elle bouscule un peu la compréhension que l’on a aujourd’hui de l’évolution des étoiles à neutrons. Elle montre comment les pulsars isolés pourraient voir leur rotation efficacement ralentie.

La seconde hypothèse avancée pour expliquer cette émission infra-rouge étendue serait plus classiquement la présence d’une nébuleuse de vent de pulsar, sauf que ce serait la première fois qu’une telle nébuleuse de vent de pulsar serait observée uniquement en infra-rouge, sans contrepartie optique. Un vent de pulsar est formé de particules chargées qui sont accélérées dans le champ électrique induit par la rotation de l’énorme champ magnétique de l’étoile à neutrons (en l’occurrence ici un champ dipolaire de 2,5 10¹³ Gauss soit 2,5 milliards de Teslas). Quand l’étoile à neutrons dans son mouvement galactique traverse le milieu interstellaire gazeux, ce vent de particules peut interagir avec le gaz, et notamment produire un rayonnement synchrotron via un processus d’onde de choc dans le milieu. C’est ce rayonnement synchrotron, selon les chercheurs, qui pourrait être à l’origine de l’émission étendue observée. Mais ces émissions indirectes de nébuleuses de vent de pulsar sont d’habitude vues en rayons X, ce qui donne une saveur toute particulière au rayonnement infra-rouge observé, et qui indiquerait que les particules du vent de pulsar seraient ici de relativement faible énergie.

RX J0806.4–4123 est un bel exemple montrant que les étoiles à neutrons peuvent continuer à surprendre les astrophysiciens. Pour savoir si l’une ou l’autre des deux hypothèses avancées pour expliquer l’émission infra-rouge étendue est la bonne, ou si finalement il s’agit d’une propriété commune à certains types de pulsars, des relevés systématiques en proche infra-rouge devront être menés, par exemple avec le télescope spatial Webb, s’il arrive un jour en orbite.

Source

Discovery of Extended Infrared Emission around the Neutron Star RXJ0806.4–4123

B. Posselt , G. G. Pavlov , Ü. Ertan , S. Çalışkan, K. L. Luhman, and C. C. Williams

The Astrophysical Journal 865:1 (17 september 2018)

https://doi.org/10.3847/1538-4357/aad6df

Illustrations

Vue d'artiste d'un pulsar entouré d'un disque de poussières (NASA, ESA, and N. Tr’Ehnl (Pennsylvania State University))

Observation de la signature d'un pulsar 6 ans après sa naissance

SN 2012au a été découverte le 14 mars 2012 dans la galaxie NGC 4790. Cette supernova de type Ib était très particulière, car très lumineuse. Aujourd'hui, 6 ans après, une équipe d'astronomes vient de voir apparaître la trace du résidu de ce cataclysme : un pulsar énergétique.

SN2012au avait été classifiée dans le type Ib : une supernova à effondrement de coeur qui avait auparavant expulsé toute son enveloppe d'hydrogène mais conservé sa couche d'hélium. On sait que ce type d'explosion produit dans la plupart des cas une étoile à neutrons en rotation rapide. Lorsque celle-ci est fortement magnétisée, il s'agit d'un pulsar. Mais on n'a jamais observé "directement" un pulsar à peine 6 ans après sa naissance. Dan Milisavljevic (Purdue University) et ses collaborateurs viennent de réussir ce petit exploit. 

Ce qu'ont observé les chercheurs, et qu'ils relatent dans un article publié dans The Astrophysical Journal Letters, c'est l'effet de la "nébuleuse de vent de pulsar" agissant sur les ejecta de l'explosion en les excitant. En étudiant la lumière qui nous parvient du résidu de SN 2012au en spectroscopie, avec le spectrographe IMACS monté sur le télescope Baade de l'installation Magellan, un télescope de 6,5 m, Milisavljevic et ses collègues observent la présence d'oxygène et de soufre qui se meuvent à une vitesse de 2300 km/s, via des raies d'émission caractéristiques d'états excité (O I, O II, O III, S III), et élargies par l'effet de la vitesse (effet Doppler). 

Avant d'en arriver à la conclusion que l'excitation de l'oxygène et du soufre qui est observée est induite par l'effet d'une nébuleuse de vent de pulsar, les astrophysiciens ont testé deux autres hypothèses : la radioactivité des résidus de la supernova (⁵⁶Ni et ⁵⁶Co) et l'interaction de l'onde de choc de la supernova avec le milieu. Dans le premier cas, la masse de ⁵⁶Ni initiale nécessaire serait trop importante (supérieure à 0,3 masse solaire) et la période de décroissance du ⁵⁶Co trop courte (77 jours) et dans le second cas, une telle interaction sur les couches d'hydrogène éjectées aurait montré de belles raies d'émission de l'hydrogène (notamment la raie de Balmer), or aucune raie de ce type n'apparaît dans les spectres de Dan Milisavljevic et son équipe.

Ne restait alors plus que la solution du vent de pulsar pour expliquer les observations. Dans ce scénario, la source dominante de l'émission visible de l'oxygène et du soufre observée est la photoionisation des régions internes de la coquille en expansion autour de l'étoile à neutrons. Ce processus ne peut être efficace que dans les 10 premières années suivant la naissance de l'étoile à neutrons, quand l'ejecta en expansion encore dense absorbe la plus grande partie du rayonnement ionisant de la nébuleuse de vent de pulsar (des particules chargées: protons, électrons et positrons).

Ensuite, les astrophysiciens ont tenté de détecter d'éventuels rayons X en provenance du résidu de SN 2012au avec le télescope spatial Chandra, mais aucune trace d'émission de rayons X  en dessous de 10 keV n'a été mise en évidence. Les chercheurs attribuent cette absence à la forte épaisseur de la coquille de gaz, ce qui conforte aussi les observations des raies d'émission de l'oxygène et du soufre. 

SN2012au est intéressante à caractériser pour les astrophysiciens car elle montrait des choses un peu exotiques : étant très lumineuse, elle a presque été classée parmi les supernovas dites "superlumineuses". Son éclat a par ailleurs duré plus longtemps que la normale et sa courbe de lumière a décru également plus lentement que ce que prédisaient les modèles. On sait désormais qu'elle a produit un beau pulsar dont on ne connaît pas la période de rotation, mais c'est sans doute la prochaine étape. On sait maintenant aussi que les supernovas qui produisent un pulsar ou un magnétar avec une nébuleuse de vent de pulsar influente peuvent être caractérisées par des raies d'émission de l'oxygène excité, qui pourraient même être exploitées pour suivre l'évolution de l'expansion de la coquille de matière autour de l'étoile à neutrons année après année...

Source

Evidence for a Pulsar Wind Nebula in the Type Ib Peculiar Supernova SN 2012au. 

Dan Milisavljevic et al.

The Astrophysical Journal Leters 864, L36 (12 september 2018)

http://dx.doi.org/10.3847/2041-8213/aadd4e

Illustration

SN 2018au imagée par le télescope spatial Hubble dans la galaxie NGC 4790. (NASA, ESA, and J. DePasquale (STScI))

La masse minimale des étoiles à neutrons

Il est possible de calculer par la théorie quelle doit être la masse minimale d'une étoile à neutrons. Leur masse maximale quant à elle avait été évaluée il y a quelques mois à partir des propriétés physiques d'une étoile à neutrons. Ici, pour la masse minimale, des chercheurs japonais l'ont calculée en s'intéressant aux processus qui ont lieu dans le cœur des étoiles massives en fin de vie juste avant et pendant qu'il s'effondre en faisant exploser l'étoile.

Yudai Suwa (Université de Kyoto), et ses collaborateurs Takashi Yoshida, Masaru Shibata, Hideyuki Umeda, et Koh Takahashi ont effectué des calculs poussés d'évolution stellaire et des simulations hydrodynamiques avec rayonnement de neutrinos pour des supernovas a effondrement de coeur. Il s'agit ici des supernovas dites de type II, qui sont produites lorsque des étoiles massives voient leur coeur de fer s'effondrer gravitationnellement sur lui-même, ne pouvant plus produire d'énergie par fusion nucléaire pour compenser la pression gravitationnelle. 

Les chercheurs japonais ont utilisé pour leur étude que publie aujourd'hui les Monthly Notices of The Royal Astronomical Society,  le paradigme standard des explosions de supernovas à effondrement de coeur, dans lequel les neutrinos qui sont produits au voisinage de l'étoile à neutrons nouvelle-née échauffent fortement la matière "post-choc".

On sait par ailleurs depuis trente ans que les étoiles évoluées ayant un cœur de carbone et d'oxygène (CO) plus massif que 1,37 M_⊙ peuvent exploser en supernova et produire une étoile à neutrons.

Mais en-dessous de 1,37 masses solaires, le cœur de carbone-oxygène ne peut pas entamer l'ignition du néon, et va donc rester à l'étape oxygène-magnésium-néon, qui va finir par produire une supernova à "capture électronique" (SN EC) quand le noyau de magnésium va capturer des électrons pour transformer ses protons en neutrons, précipitant l'effondrement puis l'explosion, dont le résidu compact est une étoile à neutron un peu plus massive que les plus légères recherchées ici.

On sait depuis plusieurs décennies que des étoiles de 8 à 12 masses solaires peuvent finir soit en supernovas de type "capture électronique", soit en supernovas "classiques" à effondrement de cœur avec un cœur de fer de faible masse. Des études statistiques ont  montré que ces étoiles devaient produire des étoiles à neutrons de faible masse. Mais le mécanisme de formation des étoiles à neutrons de faible masse n'est pas trivial, surtout quand on sait la masse de l'étoile à neutrons produite peut rapidement augmenter par l'accrétion de la matière d'une enveloppe gazeuse massive... 

Les astrophysiciens japonais ont donc effectué leurs calculs sur des cœurs d'étoiles de carbone-oxygène (en considérant que toute l'enveloppe résiduelle d'hydrogène et d'hélium a été soufflée auparavant). Ils font augmenter progressivement la masse en partant de 1,37 masses solaires et en augmentant progressivement jusqu'à 1,45 M⊙ pour voir quelle est la masse résultante du cœur de fer après évolution, mais surtout quelle est la masse de l'étoile à neutrons après explosion. Cette plage de masse de cœur entre 1,37 et 1,45 masses solaires correspond à une plage de masse pour l'étoile initiale comprise entre 9,35 et 9,75 masses solaires. 

Yudai Suwa et ses collaborateurs trouvent ainsi que pour les coeurs de carbone-oxygène de relativement faible masse qui arrivent à produire un coeur de fer suffisamment massif pour s'effondrer par la suite, les étoiles à neutrons résultantes ont une masse comprise entre 1,172 M_⊙  (pour un coeur CO de 1,42 masses solaires) et 1,247 M_⊙ (pour le coeur CO de 1,45 masses solaires).

La masse minimale des étoiles à neutrons serait donc de 1,172 M_⊙. Or cette valeur trouvée par le calcul théorique correspond étonnamment bien avec la masse la plus petite mesurée pour une étoile à neutrons, à savoir dans le système à deux étoiles à neutrons PSR J0453+1559 : 1,174 ± 0,004 M_⊙ (sa compagne faisant 1,559± 0,005)  De telles mesures précises de masse d'une étoile à neutrons ne peut être obtenue que dans un système binaire contenant au moins un pulsar. 

Les chercheurs japonais indiquent dans leur conclusion qu'à partir de leurs analyses , il peuvent en déduire quelle étoile à neutrons est apparue en premier dans le couple J0453+1559 : la plus grosse. En effet, la moins massive, qui atteint donc la limite basse théorique, ne peut s'être formée qu'à partir d'un cœur de carbone-oxygène dépouillé de toute enveloppe, une enveloppe qui n'a pu se faire accréter que par la première étoile à neutrons du couple, qui en a profité pour gagner un peu de masse au passage.

Source

On the minimum mass of neutron stars

Yudai Suwa, Takashi Yoshida, Masaru Shibata, Hideyuki Umeda, Koh Takahashi

Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (10 September 2018)

https://doi.org/10.1093/mnras/sty2460

Illustrations

Vue d'artiste d'un couple d'étoiles à neutrons (Michael Kramer/Jodrell Bank Observatory, University of Manchester)

Découverte d'un vent galactique inhibiteur de formation d'étoiles très lointain

C'est une nouvelle fois grâce aux radiotélescopes de ALMA qu'une observation inédite a pu être effectuée : l'éjection d'un vent de gaz moléculaire par une galaxie la plus lointaine à ce jour, située dans l'Univers âgé de moins de 2 milliards d'années. Les photons dont la longueur d'onde donne une signature sans équivoque de ce vent moléculaire ont mis 12 milliards d'années pour parvenir dans les antennes d'ALMA.

C'est Science qui publie cette belle observation cette semaine, Science qui nous avait privés d'astrophysique depuis un bon moment... Justin Spilker (Université du Texas) et ses collaborateurs américains, canadiens, français, allemands et chiliens souhaitaient étudier comment les galaxies régulent leur grossissement dans l'Univers jeune. Le cas des galaxies à bouffées de formation d'étoiles, qui peuvent produire jusqu'à plusieurs milliers d'étoiles par  an est particulièrement utile à étudier de près. Pour ne pas brûler très vite leurs réserves de gaz, certaines galaxies de ce type doivent éjecter d'une manière ou d'une autre une partie de leur gaz moléculaire (le gaz qui est à même de se condenser en étoiles) dans leur halo, qui pourra plus tard "retomber" vers le centre de la galaxie pour former de nouvelles étoiles.

Jusqu'à aujourd'hui, les astrophysiciens n'étaient pas encore parvenus à observer directement de tels processus d'éjection de gaz dans l'Univers jeune. Justin Spilker et son équipe n'ont pas seulement profité des performances de détection uniques au monde du réseau ALMA (Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array), mais ils ont également exploité le fait que la galaxie visée, nommée SPT2319-55 (qui avait été trouvée avec le South Pole Telescope), subit un effet de lentille gravitationnelle par une grosse galaxie qui se trouve presqu'exactement sur la ligne de visée. Cet effet de lentille à pour conséquence d'amplifier artificiellement la luminosité radio de SPT2319-55. Les caractéristiques du vent moléculaire que les astronomes observent en infra-rouge (du gaz hydroxyle : OH) sont très similaires en taille, en vitesse et en masse que ce qui peut être observé sur des galaxies à bouffée de formation d'étoiles beaucoup plus proches de nous dans l'espace-temps. Mais là, c'est la première fois que l'on voit ce type de vent moléculaire aussi loin, aussi tôt dans l'histoire cosmique.

Le vent moléculaire émanent de SPT2319-55 a une vitesse de presque 800 km/s, et semble apparaître par à-coups plutôt que dans un flot régulier. Son intensité est telle que la quantité de gaz qui s'échappe ne permet plus à la galaxie de produire de nouvelles étoiles.

Ce vent moléculaire, d'après les chercheurs, est probablement généré par deux mécanismes qui induisent des fortes ondes de pression : d'une part des nombreuses explosions de supernovas, explosions des premières étoiles formées, très massives et donc à très courte durée de vie, et d'autre part les jets polaires d'un trou noir supermassif qui est en train d'absorber de grandes quantités de gaz et dont l'accrétion autour produit ces jets de matière.

SPT2319-55 est donc la première galaxie aussi lointaine à montrer un tel phénomène d'autorégulation de sa production d'étoiles. Spilker et ses collègues vont maintenant chercher à en trouver d'autres pour savoir si le phénomène est commun à toutes les galaxies.

Source

Fast Molecular Outflow from a Dusty Star-Forming Galaxy in the Early Universe

Justin Spilker et al.

Science Vol. 361, Issue 6406, (07 September 2018)

http://dx.doi.org/10.1126/science.aap8900

Illustration

Image de ALMA (cercle) montrant les zones d'émission de la molécule d'hydroxyle, traçant la localisation du gaz, la forme en lobes est dûe au phénomène de lentille gravitationnelle.  L'image de fond, par le télescope du Blanco Telescope Dark Energy Survey, indique la localisation de la galaxie SPT2319-55 (ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), J. Spilker/UT-Austin; NRAO/AUI/NSF, S. Dagnello; AURA/NSF)

Trois pôles magnétiques pour Jupiter !

Une récente analyse des observations du champ magnétique de Jupiter par la sonde Juno durant ses 8 premières orbites montre que ce champ magnétique est différent de tout ce que l'on connaît, avec la présence de trois pôles magnétiques...

Les chercheurs américains et danois exploitant les données du magnétomètres de Juno publient leurs observations et analyses dans Nature cette semaine. Ce que voient les astronomes dans les données de la sonde, c'est que la plus grande partie du flux magnétique émerge de la région "normale" pour un système de dynamo, dans l'hémisphère nord. Mais une partie importante de ce flux, au lieu de replonger dans le volume de la planète géante seulement au niveau du pôle sud, y replonge aussi non loin de l'équateur. Une observation totalement inédite...

Kimberly Moore et son équipe ont construit une véritable cartographie des lignes de champ magnétique autour de Jupiter à partir de plus de 2000 mesures par Juno, et ce jusqu'à une profondeur de l'ordre de 10000 km en dessous du sommet des nuages joviens.

Le champ magnétique est donc bien de forme dipolaire dans l'hémisphère sud, mais est fortement non-dipolaire dans l'hémisphère nord. Kimberly M. Moore (Harvard) et ses collaborateurs tentent d'expliquer ce phénomène étonnant. Ils estiment que la dynamo jovienne ne doit pas agir dans une couche épaisse et homogène, au contraire, la morphologie inattendue du champ magnétique pourrait selon eux être due à des variations radiales des couches profondes de Jupiter en termes de densité, ou de conductivité électrique, voire les deux simultanément.

Il faut savoir qu'un tel phénomène n'a jamais été observé ailleurs, ni sur Saturne, ni sur Uranus ou Neptune.

La température et la pression extrêmes qui règnent à proximité du coeur de Jupiter pourraient créer un mélange de glace dissoute dans de l'hydrogène liquide ayant des propriétés métalliques. Les turbulences des différentes couches faisant le reste. Une autre hypothèse possible selon les chercheurs serait que de l'hélium sous forme de petites gouttelettes perturberaient les couches conductrices sous-jacentes, produisant ainsi une forte perturbation du champ magnétique avant qu'il ne sorte de la couche nuageuse et soit détecté par le magnétomètre de Juno.

Cette découverte surprenante va donner du travail aux spécialistes pour de nombreuses années, pendant que Juno poursuit sa mission en orbite polaire autour de Jupiter...

Source

A complex dynamo inferred from the hemispheric dichotomy of Jupiter’s magnetic field

Kimberly M. Moore, Rakesh K. Yadav, Laura Kulowski, Hao Cao, Jeremy Bloxham, John E. P. Connerney, Stavros Kotsiaros, John L. Jørgensen, José M. G. Merayo, David J. Stevenson, Scott J. Bolton & Steven M. Levin 

Nature volume 561  (6 september 2018) 

https://doi.org/10.1038/s41586-018-0468-5

Illustration

Visualisation des lignes de champ magnétiques mesurés par Juno. (K.M. MOORE ET AL/NATURE 2018)

Vitesse supraluminique pour le jet ultra-relativiste issu de GW170817

Une association de trois réseaux de radiotélescopes parmi les plus performants du monde a permis de déterminer la vitesse du jet relativiste émanent du résidu de la fusion de deux étoiles à neutrons observée en 2017 et répertorié GW170817. La vitesse apparente atteint 4 fois la vitesse de la lumière, une illusion supraluminique due à la vitesse ultra-relativiste du jet qui se trouve légèrement désaxé par rapport à la ligne de visée.

Il aura fallu pas moins que la combinaison interférométrique du VLBA (Very Long Baseline Array), du Karl Jansky VLA  (Very Large Array) et du GBT (Green Bank Telescope) pour mettre en évidence la vitesse d'éjection du jet qui semble émis par le résidu compact de GW170817 situé à 130 millions d'années-lumière. 

Les astrophysiciens Kunal Mooley (Caltech, NRAO) et ses collègues voulaient déterminer si l'événement cataclysmique avait bien produit un jet de matière étroit à très grande vitesse. Car de tels jets de matière sont prédits théoriquement en accompagnement des bouffées de rayons gamma comme celle qui a été détectée en coïncidence avec l'événement gravitationnel lors de la fusion de deux étoiles à neutrons. 

Ce que les chercheurs observent, ce sont les régions d'émission radio au voisinage immédiat du résidu. Or, en observant à différentes périodes, 75 jours après la fusion puis 230 jours après, ils ont vu que la région d'émission radio avait bougé, et très fortement, apparemment 4 fois plus vite que la vitesse de la lumière. En 155 jours, la source radio semble avoir bougé de 2 années-lumière... Une telle vitesse supraluminique apparente ne peut être expliquée que par la présence d'un jet de matière très étroit et ultra-relativiste. Le mouvement supraluminique apparent est un effet relativiste qui a lieu lorsqu'une source de lumière a pour origine un "objet" qui se rapproche de l'observateur à une vitesse proche de la vitesse de la lumière et avec un très petit angle par rapport à la ligne de visée. 

Mooley et ses collègues publient leur analyse dans le numéro de Nature paru aujourd'hui. Ils en déduisent que le jet de matière relativiste ne peut qu'être très étroit, élargi de moins de 5°, et sa direction ferait un angle inférieur à 20° par rapport à la ligne de visée. Quant à la vitesse proprement dite de ce jet de matière, pour que les observations soient cohérente avec l'analyse, celle-ci doit être au minimum de 97% de la vitesse de la lumière.

Le scénario qui émerge au vu des différentes observations qui ont été menées sur le résidu de GW170817 depuis un an, c'est que la fusion des deux étoiles à neutrons aurait créé une coquille sphérique de débris. Juste après, un trou noir se serait formé et son champ gravitationnel aurait commencé à attirer la matière se trouvant à proximité en formant un disque d'accrétion en rotation rapide qui aurait formé les jets polaires ultra-relativistes. Des observations avaient indiqué qu'un jet avait dû interagir avec la coquille de débris, formant une sorte de cocon de matière s'étendant vite mais beaucoup moins que le jet.

C'est une chance que le jet ait été orienté aussi proche de l'axe de visée, car si il avait été plus éloigné, non seulement le signal radio aurait trop faible pour être détecté, mais le signal gamma aussi aurait été indétectable. La détection d'un jet relativiste dans GW170817 renforce la connexion qui semble exister entre fusions d'étoiles à neutron et bouffées de rayons gamma courtes. 

Les observations très précises dans le domaine radio permettent ainsi d'envisager des études approfondies sur la physique des jets polaires de trous noirs ou d'autres astres compacts.

Source

Superluminal motion of a relativistic jet in the neutron-star merger GW170817

K. P. Mooley, A. T. Deller, O. Gottlieb, E. Nakar, G. Hallinan, S. Bourke, D. A. Frail, A. Horesh, A. Corsi & K. Hotokezaka 

Nature (5 september 2018)

https://doi.org/10.1038/s41586-018-0486-3

Illustrations

1) Vue d'artiste du mouvement des émissions radio observées (D. Berry, O. Gottlieb, K. Mooley, G. Hallinan, NRAO/AUI/NSF)

2) Schéma expliquant les caractéristiques du jet relativiste mis en évidence (Sophia Dagnello, NRAO/AUI/NSF)

La rotation interne des amas globulaires révélée par Gaia

Pour la première fois, la rotation interne des amas globulaires a pu être étudiée quantitativement, grâce aux données astrométriques de Gaïa qui fournit la vitesse des étoiles en 3 dimensions.

Des études de vitesse d'étoiles avaient déjà montré que les amas globulaires de notre galaxie devaient avoir une rotation interne significative. Mais aujourd'hui, grâce à la combinaison des données de vitesse radiale et de vitesse propre d'étoiles situées à l'intérieur de plusieurs dizaines d'amas globulaires, la rotation interne est clairement identifiée et quantifiée.

Paolo Bianchini (McMaster University, Hamilton) et ses collègues aux Etats-Unis et au Canada ont cherché à connaître le rôle du moment cinétique (la rotation) dans la formation et l'évolution des vieux systèmes stellaires. Ils ont donc logiquement exploité les précieuses données de Gaïa qui fournissent des données de position et de vitesses sur un grand nombre d'étoiles et parmi celles-ci, des étoiles d'amas globulaires de notre galaxie. Ils ont étudié 51 amas globulaires qui étaient potentiellement pertinents pour y déceler une vitesse de rotation supérieure à 1 km/s vu leur distance et leur nombre d'étoiles mesurées par Gaïa.

Dans ce vaste  échantillon, les chercheurs parviennent à identifier la signature d'une rotation interne avec une très bonne signifiance statistique, lorsque la vitesse moyenne des étoiles est non nulle, pour 11 d'entre eux, dont 8 sont des confirmations, des amas qui avaient déjà été identifiés comme tels dans les données de Gaïa il y a à peine quelques mois, et 11 nouveaux avec une signifiance un peu moins bonne.

Paolo Bianchini et son équipe publient leurs résultats dans les Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. On y découvre qu'après avoir reconstruit les profils de rotation les cartographies de vitesse, les astronomes voient que la composante tangentielle de la rotation a une structure différentielle, avec une rotation faible vers le centre, puis qui augment pour atteindre un pic de vitesse de rotation (qui peut monter jusque 6 km/s et qui se situe entre 0,5 et 2 fois le rayon effectif des amas globulaires (le rayon effectif est le rayon dans lequel semble contenue la moitié de la lumière émise par l'amas), et enfin cette rotation décroit lorsqu'on s'éloigne encore du centre de l'amas.

Les astronomes observent également deux corrélations très intéressantes : la première entre le degré de rotation interne des amas globulaires et leur temps de relaxation (la durée caractéristique de leur "évaporation", c'est à dire la perte de leurs étoiles de faible masse). La seconde corrélation concerne la rotation interne et la métallicité de l'amas (son taux d'éléments plus lourds que l'hélium : les amas riches en "métaux" ont une vitesse de rotation plus élevée.

Ces deux corrélations indiquent que l'évolution dynamique à long terme des amas globulaires apparaît très importante pour façonner leurs caractéristiques actuelles. Le moment cinétique doit donc avoir joué un rôle important dans les premières phases de formation des amas globulaires, selon les chercheurs. 

En outre, à partir des cartographies de rotation des amas qu'ils ont pu construire, les astrophysiciens ont pu estimer par deux méthodes différentes l'inclinaison de l'axe de rotation pour un sous-groupe de 8 amas globulaires : NGC104, NGC4372, NGC5139, NGC5904, NGC6656, NGC6752, NGC7078, NGC7089, qui s'avèrent très divers, compris entre 26° et 75°.  Ce résultat donne une première étape dans la construction en 3D de leur structure interne, ce qui est tout à fait inédit.

Des études dynamiques en 3D des amas globulaires sont maintenant possibles et devront être menées pour pousser plus loin ces premiers résultats prometteurs pour comprendre la formation et l'évolution de ces groupes d'étoiles compacts qui ne ravissent pas seulement les astronomes amateurs...

Source

The internal rotation of globular clusters revealed by Gaia DR2

P Bianchini,  R P van der Marel,  A del Pino,  L L Watkins,  A Bellini,  M A Fardal, M Libralato,  A Sills

Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (31 august 2018)

https://doi.org/10.1093/mnras/sty2365

Illustrations

1) L'amas globulaire NGC 3201 imagé avec le télescope de 2,2 m de l'ESO à La Silla , qui fait partie de l'échantillon montrant une rotation interne. (ESO)

2) L'amas globulaire NGC 104 (plus conu sous le nom 47 Tucanae), imagé par le télescope Hubble, et qui fait partie de l'échantillon montrant une rotation interne (NASA/ESA)

COSMOS-AzTEC-1, la galaxie très lointaine qui fabrique 3 étoiles par jour

Une équipe d'astronomes japonais vient d'établir la cartographie la plus détaillée d'une galaxie suractive située dans l'Univers âgé de 1,4 milliards d'années. Sa flambée de formation d'étoiles semble liée à une très forte instabilité de ses nuages de gaz moléculaire, et l'origine de cette instabilité est pour le moment un mystère.

1000 étoiles par an, c'est le taux de formation stellaire que montre cette déjà grosse galaxie nommée COSMOS-AzTEC-1. C'est 1000 fois plus que ce que produit notre Galaxie aujourd'hui. Cette lointaine galaxie avait été découverte par le James Clerk Maxwell Telescope à Hawaï puis peu de temps après, le Large Millimeter Telescope (LMT) mexicain avait trouvé d'énormes quantités de monoxyde de carbone dans COSMOS-AzTEC-1 en plus de mesurer sa distance via son redshift.

Ken-ichi Tadaki (National Astronomical Observatory of Japan) et son équipe ont utilisé le réseau ALMA pour observer avec une très bonne résolution la structure de la galaxie-monstre. La configuration des antennes du réseau ALMA, avec la base maximale de 16 km, a permis d'atteindre une résolution spatiale de seulement 550 parsecs (1800 années-lumière) !

De telles galaxies sont estimées être les précurseurs des grosses galaxies elliptiques de l'Univers actuel. Pour comprendre pourquoi COSMOS-AzTEC-1 a un tel taux de formation d'étoiles, les chercheurs japonais ont cherché à étudier l'environnement proche des nurseries stellaires. Et ils n'ont pas été déçus. Dans leur étude qu'ils publient dans Nature aujourd'hui, Tadaki et ses collègues tracent une cartographie très précise des nuages de gaz moléculaire qui peuplent la galaxie, en terme de localisation mais aussi de vitesse. Les astronomes japonais montrent qu'il existe deux énormes nuages de gaz distincts qui sont séparés de plusieurs milliers d'années-lumière de part et d'autre du centre de la galaxie, et qui sont dynamiquement très instables. Cette découverte est surprenante car dans la grosse majorité des cas, les étoiles, dans ces galaxies à flambées d'étoiles, sont activement formées au centre de la galaxie.  

Dans une configuration normale, les nuages de gaz sont à l'équilibre, leur pression interne tendant à les étendre contrebalançant leur force de gravité qui tend à les condenser. Jusqu'au moment où une instabilité fait gagner la gravité et fait s'effondrer le nuage de gaz sur lui-même, produisant de nombreuses étoiles très rapidement. Puis des étoiles massives explosent au bout de quelques millions d'années en supernova, ce qui a pour effet d'apporter une nouvelle source de pression interne, et donc rééquilibre partiellement les forces à l'oeuvre dans le nuage de gaz, ce qui ralentit sensiblement la production stellaire. 

Mais chez COSMOS-AzTEC-1, il en va tout autrement : l'auto-régulation ne semble pas avoir lieu. Au contraire, on assiste à une sorte d'emballement de la formation d'étoiles, comme si elle n'allait jamais pouvoir s'arrêter... 

Tadaki et ses collaborateurs estiment que COSMOS-AzTEC-1 aura ainsi consommé tout son gaz dans seulement 100 millions d'années! Ce taux est juste 10 fois plus grand que ce qui est classiquement observé sur des galaxies à cette époque cosmique.

L'origine de cette forte instabilité gravitationnelle des nuages de gaz dans COSMOS-AzTEC-1 n'est aujourd'hui pas bien comprise. Un phénomène de fusion de galaxies est une cause possible selon les chercheurs. En effet, lors d'une collision-fusion de galaxies, de grandes quantités de gaz auraient pu se retrouver concentrées dans une zone donnée et être sujettes aux instabilités sources d'étoiles qui sont observées. Avant de conclure définitivement sur l'origine de cette particularité de COSMOS-AzTEC-1, il faudra observer des galaxies similaires avec des outils aussi performants que ALMA, seuls à même de déterminer la structure interne de galaxies aussi lointaines avec autant d'acuité. 

Source

The gravitationally unstable gas disk of a starburst galaxy 12 billion years ago

Tadaki et al.

Nature volume 560 (30 August 2018)

http://dx.doi.org/10.1038/s41586-018-0443-1

Illustration

La galaxie monstre COSMOS-AzTEC-1 imagée par ALMA (distribution du gaz moléculaire à gauche et de la poussière à droite; deux nuages denses apparaissent en plus du nuage dense central) (ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), Tadaki et al.)

La croissance perturbée de Jupiter

Lors de sa formation, comment se fait-il que Jupiter ait pris 2 millions d'années pour grossir de 20 à 50 fois la masse de la Terre alors qu'il ne lui avait fallu auparavant qu'un seul million d'années pour atteindre 20 masses terrestres ? Une équipe d'astronomes suisses vient de trouver une explication.

Yann Alibert (Université de Berne) et ses collègues de Zürich  ont tenté de comprendre l'histoire de la formation de Jupiter, qui l'a amené à la planète géante gazeuse que nous connaissons aujourd'hui avec sa masse 300 fois plus grande que celle de la Terre. Ils se sont pour cela penchés sur des données de composition d’astéroïdes obtenues il y a quelques années. Elles montraient qu'il devait exister deux populations distinctes de petits corps durant les deux premiers millions d'années du système solaire. Il était donc fort probable que Jupiter agissait à l'époque comme une sorte de barrière séparant la zone externe et la zone interne du système solaire, au moment où Jupiter passait de 20 à 50 masses terrestres.

Les astronomes suisses ont construit un modèle de formation de Jupiter qui est cohérent avec les données des astéroïdes. Dans leur article que publie Nature Astronomy cette semaine, Yann Alibert et ses collaborateurs montrent comment Jupiter a du grossir en plusieurs étapes. D'après ce modèle, Jupiter est née tout d'abord en accrétant de la poussière et des petits "cailloux" d'une taille centimétrique en grande quantité, durant 1 million d'années. Cette phase de grossissement rapide lui a permis d'atteindre une masse déjà très importante de 20 masses terrestres. Mais cette phase s'est arrêtée pour être suivie par une deuxième phase avec un taux d'accrétion plus faible, et surtout des morceaux beaucoup plus gros, cette fois-ci des petits corps d'une taille de l'ordre du kilomètre, des planétésimaux. D'après les chercheurs, le fait qu'il s'agisse dans cette phase de corps de grande taille a certes apporté à nouveau de la masse à l'embryon de planète géante, mais il a surtout apporté de l'énergie. Cette deuxième phase aurait duré deux millions d'années, pour laisser ensuite la place à la troisième phase de grossissement, à T0+3 millions d'années, cette fois-ci par une forte accrétion de gaz qui a conduit Jupiter jusqu'aux 300 masses terrestres que nous lui connaissons aujourd'hui. 

Ce qu'expliquent les chercheurs, c'est que la Jupiter naissante aurait fortement perturbé le disque de poussières entourant le Soleil, en créant une zone de surdensité qui aurait confiné les petits cailloux à l'extérieur de son orbite. Les matériaux des régions extérieures n'auraient alors pas pu se mélanger avec ceux des régions internes du système solaire, jusqu'à ce que la protoplanète atteigne une masse suffisante pour perturber et diffuser des corps de taille moyenne de l'extérieur vers l'intérieur du système solaire. 

D'après Yann Alibert et son équipe leur nouvelle modélisation indique que c'est l'apport d'énergie par les planétésimaux qui aurait retardé le grossissement de Jupiter. En effet, les collisions avec des blocs de l'ordre du kilomètre aurait apporté suffisamment d'énergie à l'atmosphère gazeuse de la planète sous forme de chaleur pour l'empêcher de se refroidir rapidement et de se contracter, et d'enclencher une forte accrétion de gaz. Cette dernière a ensuite pu se déployer lorsque le réservoir de planétésimaux s'est tari. 

Les astronomes pensent avoir trouvé une explication pertinente pour expliquer l'histoire de la formation de Jupiter, et poussent même leur raisonnement vers le processus de formation d'autres planètes gazeuses comme Uranus et Neptune qui pourrait être assez similaire. Mais d'autres études seront nécessaires pour en savoir plus.

Source

The formation of Jupiter by hybrid pebble–planetesimal accretion

Yann Alibert, Julia Venturini, Ravit Helled, Sareh Ataiee, Remo Burn, Luc Senecal, Willy Benz, Lucio Mayer, Christoph Mordasini, Sascha P. Quanz & Maria Schönbächler 

Nature Astronomy (27 august 2018)

https://doi.org/10.1038/s41550-018-0557-2

Illustrations 

1) L'hémisphère sud de Jupiter imagé par la sonde Juno (NASA/JPLCaltech/SwRI/MSSS/GeraldEichstaedt/Sean Doran)

2) Schéma des trois phases de grossissement de Jupiter (Alibert et al, Nature Astronomy)

Détection de molécules d'acide formique dans un disque protoplanétaire

L'acide formique est l'acide organique le plus simple qui existe, de formule HCOOH. C'est notamment une brique fondamentale de l'acide organique bien connu qu'est ADN (acide désoxyribonucléique), à la base du vivant. Il vient d'être détecté pour la première fois dans un disque protoplanétaire autour d'une jeune étoile à 190 années-lumière.

C'est avec le réseau ALMA (Atacama Large Millimeter Submillimeter Array) qu'une équipe internationale menée par Cécile Favre (INAF-Osservatorio Astrofisico di Arcetri à Florence) a réussi à identifier la présence de la précieuse petite molécule dans le disque de poussières qui entoure l'étoile TW Hydrae.

On le sait, la composition chimique des disques protoplanétaires dans lesquels prennent naissance les planètes, comètes et autres astéroïdes, va influencer la composition de ces dernières, à la fois en ce qui concerne leur croûte rocheuse mais aussi leurs éventuels atmosphère ou océans de manière directe, ou indirecte par apports postérieurs à leur formation proprement dite.

Le groupe carboxylique -COOH contenu dans l'acide formique est un élément essentiel dans de nombreux acides aminés et acides carboxyliques utilisés par les systèmes vivant sur Terre. L'acide formique est notamment impliqué directement dans la formation de la thymine, l'acide aminé le plus simple qui est la base de nombreuses protéines. C'est aussi un composé que l'on trouve en abondance chez la fourmi, et qui lui a donné son nom...

Le disque protoplanétaire de TW Hydrae ressemble à ce que devait être notre système solaire il y a 4,5 milliards d'années. TW Hydrae est âgée de quelques millions d'années seulement, c'est une étoile de type T Tauri de 0,7 masse solaire qui est entourée par un disque riche en gaz dans lequel on s'en souvient, ALMA avait imagé en 2016 des anneaux ou lacunes, laissant penser que des planètes y sont aujourd'hui en cours de formation. On sait par ailleurs que la masse du disque de gaz et de poussières est supérieure à 0,006 masse solaire. D'autres observations de la molécule CO sur ce même disque protoplanétaire avaient par ailleurs montré qu'une fraction importante du réservoir de carbone n'existait pas sous la forme de gaz, et qu'il pourrait donc être présent sous la forme d'espèces chimiques organiques, plus ou moins complexes et donc difficiles à détecter.

Il était donc très intéressant de savoir quels types de molécules sont déjà présentes dans ce type de disque de poussières et de gaz à cette époque de l'évolution du système. Favre et ses collègues ont détecté une émission d'ondes millimétriques (2,3 mm de longueur d'onde, soit une fréquence de 129 GHz) qui correspond à une transition électronique particulière qui n'existe que dans la molécule de HCOOH. Les astronomes ont calculé la quantité d'acide formique et trouvent une densité équivalente à celle du méthanol (CH3OH) qui avait déjà été détecté dans ce disque protoplanétaire en 2016. 

Le fait de trouver pour la première fois dans un disque protoplanétaire une molécule organique qui possède deux atomes d'oxygène montre que la chimie organique et très active dans ce type d'environnement. 

Mais la formation de l'acide formique, selon Cécile Favre et ses collègues, est bien plus complexe que celle d'autres composés organiques qui sont trouvés dans des disques protoplanétaires, comme le méthanol ou le formaldéhyde. Le méthanol par exemple est le résultat de l'hydrogénation du monoxyde de carbone à la surface de grains de glace, une réaction facilitée à très basse température (20K). L'acide formique, quant à lui, ne peut pas être produit par un processus d'hydrogénation simple, il doit forcément impliquer des espèces déjà polyatomiques, que ce soit à la surface de gains solides ou bien en phase gazeuse. 

Cette étude montre ainsi qu'au moins quelques briques de la chimie pré-biotique sont déjà présentes dans un disque protoplanétaire similaire à la Nébuleuse Solaire qui a donné naissance à notre système planétaire. Les chercheurs montrent en revanche aussi que l'observation de molécules organiques plus complexes reste un gros challenge, même avec un outil comme ALMA qui offre une sensibilité jamais vue.

Source 

First Detection of the Simplest Organic Acid in a Protoplanetary Disk

Favre et al.

The Astrophysical Journal Letters, 862:L2 (20 July 2018)

https://doi.org/10.3847/2041-8213/aad046

Illustrations

1) TW Hydrae et son disque protoplanétaire montrant des gaps interstitiels, imagés par ALMA en 2016 (ALMA/ESO/NAOJ/NRAO/Takashi Tsukagoshi et al.)

2) Représentation de la molécule d'acide formique HCOOH (Ben Mills, Wikipedia)