mardi 18 juin 2024

Un quasar mature découvert avec Webb 670 mégannées post Big Bang


L'analyse du spectre infrarouge d'un quasar ancien (un objet quasi-stellaire alimenté par un trou noir) suggère que les trous noirs supermassifs et leurs mécanismes d'alimentation étaient déjà complètement matures lorsque l'Univers avait 5 % de son âge actuel (environ 760 mégannées). Une équipe de chercheurs a en effet trouvé un quasar énergisé par un trou noir de 1,5 milliards de masses solaires à un redshift de 7,08 et ils publient leur découverte dans Nature Astronomy

vendredi 14 juin 2024

Une grande fraction de galaxies spirales à redshift élevé révélées avec le télescope Webb


Des astrophysiciens ont trouvé davantage de galaxies spirales semblables à la Voie Lactée dans l'univers jeune, à un redshift compris entre 0,5 et 4, de quoi se gratter la tête une nouvelle fois. L'étude est publiée dans The Astrophysical Journal Letters.

mardi 11 juin 2024

Rencontre possible entre la Terre et un nuage interstellaire dense il y environ 2 millions d'années


Une étude qui vient de paraître dans Nature Astronomy montre que le système solaire aurait pu traverser un nuage interstellaire froid il y a environ 2 millions d'années, avec des conséquences importantes sur le climat et le rayonnement cosmique reçu sur la Terre.
 

samedi 8 juin 2024

Découverte de l'étoile à neutrons la plus lente jamais détectée


Une équipe d'astrophysiciens vient de découvrir l'étoile à neutrons la plus lente jamais détectée grâce aux réseaux de radiotélescopes MeerKAT et ASKAP. Elle a une période de rotation de 54 minutes. L'étude est parue dans Nature Astronomy.

Manisha Caleb (Université de Sydney) et ses collaborateurs recherchaient un sursaut radio rapide dans la zone d'un sursaut gamma (GRB 221009A) lorsqu’ils ont repéré par hasard ce signal radio clignotant lentement dans les données. ASKAP J1935+2148, c'est son nom, est située à une distance de 16000 années-lumière, à l'ascension droite 19 h 35 min 05,126 s ± 1,5″ et à la déclinaison +21° 48′ 41,047″′ ± 1,5″, ce qui est par coïncidence à seulement 5,6′ du célèbre magnétar SGR 1935+2154, et se trouve au bord du reste de supernova dans lequel SGR 1935+2154 est centré. L'observation a duré environ 6 h, révélant 4 impulsions lumineuses d'une durée de 10 à 50 s dans les images. L'inspection des courbes de lumière des impulsions a révélé une période d'environ 54 minutes. Etonnamment, ASKAP J1935+2148 qui est très probablement une étoile à neutrons, affiche trois états d'émission distincts, chacun avec des propriétés totalement différentes des autres Les transitoires radio de longue période de ce type constituent une classe émergente d’événements astrophysiques extrêmes dont seulement trois spécimens sont connus aujourd'hui, avec ce dernier spécimen. Ces objets émettent des impulsions cohérentes et hautement polarisées d’une durée généralement de quelques dizaines de secondes et de périodes de quelques minutes à environ une heure. 

Bien que des naines blanches magnétiques et des magnétars, isolés ou dans des systèmes binaires, aient été invoqués pour expliquer ces phénomènes, aucun consensus clair ne s'est dégagé. Ce nouveau cas, ASKAP J1935+2148, a une période de 53,8 minutes exactement. Ses 3 états d'émission distincts sont premièrement un état d'impulsions brillants avec des impulsions hautement polarisées linéairement avec des largeurs de 10 à 50 secondes ; deuxièmement : un état d'impulsions faibles qui est environ 26 fois plus faible que l'état brillant avec des impulsions hautement polarisées circulairement d'une largeur d'environ 370 millisecondes ; et enfin, troisièmement un état de repos ou d'extinction sans impulsions. Il a été observé que les deux premiers états évoluent progressivement au cours d'une période de 8 mois, l'état éteint étant intercalé entre eux, suggérant des changements physiques dans la région produisant l'émission.

Caleb et ses collaborateurs montrent que la contrainte sur le rayon de la source pour la période observée exclut une origine de naine blanche magnétique isolée. Contrairement aux autres sources à longue période, ASKAP 1935+2148 présente des variations marquées dans les modes d'émission qui rappellent fortement  les étoiles à neutrons. Mais selon les chercheurs, ses propriétés radio remettent en question notre compréhension actuelle de l’émission et de l’évolution des étoiles à neutrons.


Une estimation de la mesure de dispersion du signal radio n’a malheureusement pas été possible en raison de la résolution temporelle grossière de 10 s. Mais Caleb et ses collaborateurs quantifient la polarisation des impulsions et trouvent une polarisation linéaire supérieure à 90 %, ce qui implique des champs magnétiques fortement ordonnés, avec une mesure de rotation de Faraday de +159,3 ± 0,3 rad m-2. En comparaison, la mesure de la rotation de Faraday de SGR 1935+2154 est d'environ +107 rad m−2

Les temps d'arrivée de toutes les impulsions détectées par ASKAP et MeerKAT ont été utilisés pour déterminer la période P et la dérivée de la période P°. Caleb et ses collègues trouvent une valeur de 3225,313 ± 0,002 s pour P et une limite supérieure sur la dérivée de la période, P°, inférieure à 1,2 ± 1,5 × 10-10 s.s-1. L'emplacement d'ASKAP J1935+2148 dans l'espace des paramètres P-P°, qui est fréquemment utilisé pour classer différents types de pulsars, est cohérent avec d'autres sources connues à longue période. ASKAP J1935+2148 réside en fait dans la "vallée de la mort" des pulsars, là où aucun signal radio détectable n'est attendu, ce qui remet en question les théories actuellement acceptées sur l'émission radio associée au ralentissement de la rotation des étoiles à neutrons (spin-down).

En supposant une origine d'étoile à neutrons, la période et la limite supérieure de la dérivée de période correspondent à une intensité de champ magnétique de surface de quelques 1016 G et à une luminosité de rotation de quelques 1026  erg s-1, pour une configuration de champ magnétique dipolaire, un angle d'inclinaison magnétique de 90° et un moment d'inertie de 1045 g.cm². On ne sait pas pourquoi un magnétar posséderait encore un champ magnétique aussi important à ce stade de son évolution. Alors que ASKAP J1935+2148 est assez semblable à GLEAM-X J1627−5235 et à GPM J1839−10, en revanche, la luminosité radio observée d'ASKAP J1935+2148 est beaucoup plus grande que la luminosité déduite du spin-down, ce qui suggère que des mécanismes d'émission alternatifs doivent être impliqués pour expliquer ces transitoires radio de longue période.

Et, pour les chercheurs, les divers états d'émission de cet objet rare offrent des informations précieuses sur les processus magnétosphériques et les mécanismes d'émission, montrant des similitudes avec les pulsars PSR J1107−5907, PSR B0823+26 et PSR B2111+46. Mais ils constatent que l'explication de l'émission radio via la production de paires au sein de magnétosphères dipolaires présente des défis considérables. Ils notent cependant qu'un champ magnétique important peut alimenter l'émission radio observée via la dissipation d'énergie qui serait due aux événements de reconnexion magnétique, ou bien à la détorsion des lignes de champ due au mouvement plastique de la croûte de l'étoile à neutrons.

Des simulations de synthèse de population intégrant divers paramètres tels que les masses, les rayons, les fractions de rayonnement et le champ magnétique montrent que seul un nombre limité d'émetteurs radio à longue période provenant d'étoiles à neutrons devraient exister dans la Galaxie. Alors que les naines blanches magnétiques ont été considérés comme responsables de l'émission radio observée dans des deux autres sources radio à longue période (GLEAM-X J1627−5235 et GPM J1839−10), cette solution est exclue pour ASKAP J1935+2148. Pour Caleb et ses collaborateurs, il est beaucoup plus probable qu’ASKAP J1935+2148 soit un magnétar ou une étoile à neutrons à période ultra longue, isolés ou bien dans un système binaire, même si ses caractéristiques posent des questions sur les modèles actuels des étoiles à neutrons.

Source

An emission-state-switching radio transient with a 54-minute period

M. Caleb et al.

Nature Astronomy (5 june 2024)

https://doi.org/10.1038/s41550-024-02277-w


Illustrations

1. Localisation avec ASKAP de la source J1935+2148, image centrée sur le magnétar galactique SGR +1935+2154 (Caleb et al.)

2. Graphe de la dérivée de la période en fonction de la période montrant la position singulière de ASKAP J1935+2148 (Caleb et al.)

3. Marisha Caleb


mercredi 5 juin 2024

L'étonnant minisatellite bilobé de l'astéroïde Dinkinesh


Dinkinesh est un petit astéroïde en orbite autour du Soleil près du bord intérieur de la ceinture principale d'astéroïdes à une distance du Soleil de 2,19 UA. A partir des observations de la sonde Lucy à moins de 450 km de l’astéroïde, une équipe d’astrophysiciens révéle que Dinkinesh, qui a un diamètre effectif de seulement 720 m, est d'une complexité inattendue. Ils confirment la découverte d’un satellite binaire de contact (le premier du genre) autour de Dinkinesh. Il est maintenant nommé (152830) Dinkinesh I Selam. L’étude est parue dans Nature.

(152830) Dinkinesh a été ajouté tardivement à la mission Lucy et devait principalement servir à tester en vol un système autonome de télémétrie et de suivi qui constitue un élément essentiel des opérations de Lucy. Il s'agissait d'une cible attrayante parce que la géométrie du survol imitait étroitement celle des cibles troyennes qui sont les cibles de Lucy. Lucy s'est approchée de Dinkinesh avec une vitesse relative de 4,5 km s-1. Lors de l'approche la plus faible, Lucy était à 430,629 ± 0,045 km de Dinkinesh et l'angle Lucy-Dinkinesh-Soleil était de 30°. Les images à haute résolution que nous offrent Harold Levison (Southwest Research Institute, Boulder) et ses collaborateurs montrent que la forme de base de Dinkinesh rappelle les formes observées dans la population des astéroïdes géocroiseurs (par exemple, Moshup, Bennu, Ryugu et, dans une moindre mesure, Didymos). Dinkinesh est également de taille similaire. Il a un diamètre effectif de 719 m, alors que Bennu, Ryugu et Didymos ont des diamètres effectifs compris entre environ 560 m et 900 m. Comme ces objets, Dinkinesh est dominé par une crête équatoriale proéminente. Il présente également une large dépression presque perpendiculaire à la crête. Bien que Ryugu et Didymos présentent des caractéristiques similaires, la dépression sur Dinkinesh semble plus importante. Et la crête recouvre le creux, ce qui implique qu'il s'agit de la plus jeune des deux structures. Mais on ne dispose pas d'informations sur leur âge absolu et elles pourraient donc s'être formées au cours du même événement.

Grâce aux images à haute résolution obtenues tout au long de la rencontre, les chercheurs peuvent reconstruire des modèles de forme pour chacune des composantes. En raison de la petite taille de Dinkinesh et de Selam, il n'a été possible d'obtenir des images à résolution utile que pendant quelques minutes avant et après le survol. La rotation de Dinkinesh a été observée, mais la quantité de terrain supplémentaire révélée par la rotation était faible (environ 10 %) par rapport à la partie non éclairée du corps. Aucun mouvement rotatif ou orbital de Selam n'a pu être observé en revanche. L'illumination de l'hémisphère anti-solaire de Dinkinesh par Selam était trop faible pour être observée. Ainsi, seul un hémisphère de chaque corps est visible sur les image. Mais des contraintes sur les hémisphères non observés ont tout de même été fournies par la photométrie de Lucy lorsqu'elle était trop éloignée pour résoudre les cibles. A partir des données enregistrées, Levison et ses collaborateurs parviennent à déterminer que Selam a une période de rotation de 52,44 ± 0,14 h, comparable à la période de 52,67 ± 0,04 h qui avait été trouvée à partir des observations au sol. La courbe de lumière après la rencontre montre également des creux dus à des éclipses mutuelles de Dinkinesh et Selam avec la même périodicité de 52 heures, démontrant que la période orbitale de Selam est très similaire à sa période de rotation. Le système semble donc verrouillé par les effets de marée.

Selam est particulier parce qu’il est constitué de deux lobes de taille presque égale avec des diamètres de 210 m et 230 m. Il est en orbite autour de Dinkinesh à une distance de 3,1 km. Et Levison et ses collaborateurs constatent que les centres de Dinkinesh et les deux lobes de Selam sont alignés, ce qui est cohérent avec un système verrouillé par la marée. La chronologie des événements dans la courbe de lumière après la rencontre, par rapport à la position orbitale de Selam pendant le survol, montre que son orbite doit être rétrograde par rapport à l'orbite héliocentrique de Dinkinesh.

Pour les chercheurs, l'état dynamique, le moment angulaire et les observations géomorphologiques du système indiquent que la crête et le creux de Dinkinesh sont probablement le résultat d'une rupture de masse résultant de la mise en rotation par l’effet YORP (Yarkovsky–O’Keefe–Radzievskii–Paddack), un effet du rayonnement solaire sur la rotation d’un petit corps. Cette perte de masse aurait été suivie d'une réacrétion partielle de la matière rejetée. Et Selam s'est probablement accrété à partir du matériau rejeté lors cet événement selon eux.



Dinkinesh partage de nombreuses caractéristiques avec d'autres astéroïdes de taille similaire, à la fois proches de la Terre et de la ceinture principale, et il est le seul objet de la ceinture principale de taille inférieure au kilomètre qui a été étudié à courte distance à ce jour. On sait qu’environ 15% des petits astéroïdes sont observés comme étant des systèmes binaires. Pour ceux qui sont bien caractérisés, le modèle dominant est un système avec un corps secondaire synchrone dans une orbite presque circulaire à environ 3 rayons du primaire. Mais Selam se différencie de ce schéma, avec un demi grand axe qui vaut 9 fois le rayon de Dinkinesh. La période de rotation de Dinkinesh est également plus longue que la période d'environ 2,5 h typiquement observée dans la population des astéroïdes binaires. Un scénario possible selon Levison et ses collègues est que Selam se soit formé à l'origine plus près de Dinkinesh et aurait ensuite évolué vers un plus grand demi-grand axe par une interaction de marée et/ou un effet YORP qui aurait également ralenti la rotation de Dinkinesh.

Pour expliquer la structure binaire de contact de Selam, les chercheurs évoquent trois scénarios. La nature binaire de Selam impose des contraintes importantes sur la formation de ce système de satellites, quelle que soit la manière dont il s'est formé. Tout d'abord, le fait que les deux lobes aient presque le même diamètre indique que le processus de formation des satellites de Selam favorise la construction d'objets d'une taille particulière. Deuxièmement, les deux lobes sont des corps distincts, de sorte que le processus qui a réuni les deux lobes doit l'avoir fait avec une vitesse suffisamment faible pour que les lobes aient survécu.

La complexité inattendue du système de Dinkinesh suggère fortement que les petits astéroïdes de la ceinture principale sont plus complexes qu'on ne le pensait. Le fait qu'une binaire de contact puisse se former en orbite autour d'un objet plus grand indique même un possible nouveau mode de formation de petits corps bilobés (on pense notamment à Itokawa). Ces petits corps à double lobe auraient pu naître dans les mêmes conditions que ce qu’aurait vécu Dinkinesh en perdant de la matière par effet YORP, une matière qui se serait ensuite réacrétée pour former deux petits satellites simultanément, ou bien deux petits satellites à deux époques distinctes, mais qui se seraient dans les deux cas recollés entre eux plus tard, ou bien un seul satellite un peu gros qui se serait scindé en deux puis recollé.

 

Source

 

A contact binary satellite of the asteroid (152830) Dinkinesh

H. Levison et al.

Nature 629 (30 May 2024).

https://doi.org/10.1038/s41586-024-07378-0

 


Illustrations


1. Dinkinesh et Selam imagés par Lucy (Southwest Research Institute)

2. Dinkinesh et Selam imagés par Lucy (Southwest Research Institute)

3. Schéma des trois scénarios proposés par les auteurs (H. Levison et al.)

3. Harold Levison

dimanche 2 juin 2024

Parution de mon nouveau roman scientifique : IMPACT

IMPACT relate une histoire fictive mais dont la probabilité est néanmoins de plus en plus importante au fur et à mesure des lancements de satellites de constellations. L'histoire d'une catastrophe annoncée depuis presque cinquante ans.

Donald Kessler l’avait prédit dès 1978. En cet été 2025, le nombre de satellites en orbite avait atteint une limite au-delà de laquelle l’impact d’un débris spatial provoquant une fragmentation pouvait avoir une conséquence catastrophique, déclenchant une réaction en chaîne qui allait tout emporter.

En seulement trois mois, le monde allait connaître un bouleversement sans précédent dans l’histoire des technologies. Après presque soixante dix ans d’avancées dans la conquête spatiale, le syndrome de Kessler tant redouté par les plus avertis avait  bel et bien démarré, menant à une catastrophe orbitale aux multiples conséquences. Il faudrait désormais apprendre à vivre dans un nouveau monde.

Retrouvez dès maintenant IMPACT en accès libre :

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Feuilleter :

IMPACT by Eric Simon


Ecoutez les chapitres, jour après jour : 


vendredi 31 mai 2024

Nouvelle cartographie des 373 volcans de Io, grâce à Juno


La première carte précise des volcans de Io (satellite de Jupiter) vient d’être publiée par des chercheurs américains après avoir exploité la sonde Juno en orbite jovienne. Au total, 343 sources de chaleur ont été identifiées à la surface du satellite jovien, portant son nombre de volcans connus à 373. Et les chercheurs observent une apparente disparité de la puissance des volcans entre les hémisphères et les pôles… L’étude est publiée dans The Planetary Science Journal.

On connaît depuis longtemps l’origine de l'activité volcanique sur Io : elle est alimentée par la dissipation des marées dans ses couches internes, qui sont induites par son mouvement autour de Jupiter. Io est ainsi le corps le plus volcaniquement actif du système solaire. Mais les estimations de l'énergie thermique totale émise par les sources volcaniques ont souvent été jusqu’à 10 fois plus importantes que celles expliquées par les modèles de chauffage par marée à l'équilibre. Les estimations du flux de chaleur par unité de surface couvrent donc une large gamme d'une région à l'autre.

Il faut se rappeler que l'évolution orbitale d'Io est étroitement liée à celles d'Europe et de Ganymède. La rétroaction cyclique entre l'évolution thermique et l'évolution orbitale devrait entraîner des oscillations synchronisées dans le chauffage par les marées des trois lunes avec des périodes de l'ordre de 100 millions d’années. La compréhension de l'évolution du système nécessite des observations spatiales des processus volcaniques, géophysiques et orbitaux d'Io pour comprendre son évolution thermique et orbitale. En même temps, Io est un laboratoire extraordinaire de la taille d'une planète qui permet d'examiner l'évolution de sa température avec son orbite.

Les données envoyées par la sonde Juno de la NASA depuis son orbite polaire autour de Jupiter ont révélé les volcans polaires d'Io dans l'infrarouge à des échelles spatiales allant jusqu'à 13 km/pixel. Les nouvelles détections de points chauds de son instrument Jupiter Infrared Auroral Mapper (JIRAM) ont été ajoutées par Ashley Davies (Jet Propulsion Laboratory) et ses collaborateurs aux analyses précédentes, pour créer une carte actualisée de l'émission thermique volcanique d'Io.

Les observations JIRAM obtenues entre le 27 mars 2017 (orbite PJ05) et le 1er mars 2023 (orbite PJ49) ont permis d'identifier 273 sources thermiques volcaniques actives et , chose nouvelle, de quantifier l'émission thermique des principaux volcans polaires d'Io. Les données JIRAM fournissent un instantané global de l'endroit où l'activité volcanique effusive à haute température (des silicates fondus) se déroule actuellement sur Io.

Les observations polaires de JIRAM sur Io ont permis de combler les lacunes de la carte de l'activité volcanique qui avait été initialement produite en 2015, pour créer la première carte véritablement globale de l'activité volcanique en cours sur Io, à partir des points chauds détectés.


Davies et ses collaborateurs trouvent de faibles corrélations entre la distribution longitudinale de l'émission thermique volcanique et les modèles de chauffage interne intégrés radialement. Les meilleures corrélations sont trouvées avec un chauffage par marée de l'asthénosphère peu profonde et des modèles d'océan de magma. Les corrélations négatives sont obtenues avec le modèle de chauffage du manteau profond.

Pour les chercheurs, la présence de volcans polaires soutient, mais ne confirme pas nécessairement, la présence d'un océan de magma sur Io. Davies et ses collaborateurs constatent que le nombre de volcans actifs par unité de surface dans les régions polaires n'est pas différent de celui des basses latitudes, mais que les volcans polaires de Io sont plus petits, en termes d'émission thermique, que ceux des basses latitudes. Les volcans polaires émettent deux fois moins d'énergie que les volcans des basses latitudes (le pôle nord à lui seul émet environ 44 % d'énergie en moins par unité de surface que celle émise aux basses latitudes). Par ailleurs, quand ils comparent les deux pôles, les chercheurs voient que l'émission thermique des volcans de la calotte polaire sud est deux fois moins importante que celle des volcans de la calotte polaire nord. Il existe donc des dichotomies apparentes en termes d'advection volcanique et de production d'énergie résultante à la fois entre les hémisphères subjoviens et antijoviens, entre les régions polaires et les latitudes inférieures, ainsi qu'entre les régions polaires nord et sud.

Les planétologues attribuent ces différences à d’éventuelles asymétries internes ou bien à des variations de l’épaisseur de la lithosphère de Io.

Lorsqu’on utilise le nombre de points chauds, plutôt que l'émission thermique volcanique, cela ne permet pas de différencier les modèles d'océan magmatique et d'asthénosphère. Les distributions des flux de chaleur volcanique et des points chauds ne sont pas compatibles avec les modèles actuels de chauffage par les marées et d'advection volcanique. Il devient clair que le flux de chaleur de Io n'est pas bien pris en compte par ces modèles et que le chauffage intérieur de Io est plus complexe qu'on ne le pensait, impliquant probablement un océan magmatique global ou partiel.

La mesure de la distribution de l'émission thermique de fond (c'est-à-dire qui n'émane pas manifestement de l'activité volcanique actuelle ou récente) est une mesure cruciale qui devrait fournir des contraintes supplémentaires pour la modélisation future de l'intérieur de Io. Dans l'état actuel des choses, la nouvelle carte de l'émission thermique volcanique de Io constitue néanmoins une condition limite importante que les modèles de flux de chaleur de Io doivent reproduire.

 

Source

New Global Map of Io's Volcanic Thermal Emission and Discovery of Hemispherical Dichotomies

Ashley Davies et al.

The Planetary Science Journal, Volume 5, Number 5 (27 May 2024 )

https://doi.org/10.3847/PSJ/ad4346

 


Illustrations


1. Les volcans de Io vus en infra-rouge par Juno (NASA/JPL)

2. Cartographie des volcans établie par les auteurs (Ashley Davies et al.)

3. Ashley Davies

mercredi 29 mai 2024

Nouvelle preuve d'une activité volcanique actuelle sur Vénus


De nouvelles preuves viennent d'être obtenues sur l'activité volcanique en cours à la surface de Vénus, suite aux premières mise en évidence en 2021 et 2023 (épisodes 1240 et 1470) . Les planétologues ont comparé des images radar de la sonde Magellan à plusieurs époques et ils voient du mouvement... Ils publient leur étude dans Nature Astronomy.

On sait que la surface de Vénus a subi des altérations substantielles en raison de l'activité volcanique tout au long de son histoire géologique, et certaines caractéristiques volcaniques suggèrent que cette activité a persisté au moins jusqu'à il y a 2,5 millions d'années. En novembre 2021, des preuves convaincantes de changements dans la morphologie de la surface d'un évent volcanique sur le flan de Idunn Mons avaient été interprétées comme une indication potentielle d'une activité volcanique en cours.  Puis ce fut ensuite le même type d'observations rapportées en mars 2023 dans une autre zone de Vénus, nommée Maat Mons. Jusque là, l'activité volcanique géologiquement récente sur Vénus avait été déduite de preuves indirectes, comme des variations de l'abondance en SO2 ou de phosphine dans l'atmosphère, ainsi que des données d'émissivité thermique de surface et des analyses morphologiques de caractéristiques volcaniques. 

Étant donné que Vénus pourrait connaître jusqu'à 42 éruptions par an selon plusieurs études, avec environ 20 éruptions sur une période de 60 jours, l'exploration des données de la sonde Magellan pourrait révéler de nouvelles informations sur les activités volcaniques de Vénus. En particulier, l'analyse d'images radar de la même région observée à différentes époques et la recherche de changements dans la morphologie de la surface à proximité de caractéristiques volcaniques comme des cônes ou des coulées de lave peuvent fournir des informations sur l'activité géologique de la planète. 

La sonde Magellan, qui utilisait un radar à synthèse d'ouverture fonctionnant à une longueur d'onde de 12,6 cm, a mené l'étude la plus approfondie et la plus détaillée de Vénus à ce jour, qui a abouti à une cartographie à haute résolution de 98 % de la planète.

Pour étudier les altérations survenues au fil du temps dans la morphologie de la surface de Vénus, Davide Sulcanese (Università d’Annunzio, Pescara, Italie) et ses collaborateurs ont comparé des images radar des mêmes régions observées en 1990 puis en  1992 par la  sonde Magellan.  Ils ont  utilisé des mosaïques générées à partir d'enregistrements qui ont une résolution spatiale moyenne de 150 m et ont qui été rééchantillonnées à une taille de pixel de 75 m.
Les chercheurs ont analysé les régions de Vénus observées par Magellan lors du cycle 1 d'observations (de mi-septembre 1990 à mi-mai 1991) et du cycle 3 (de mi-janvier à mi-septembre 1992). Comme la rétrodiffusion radar est intrinsèquement affectée par l'angle d'incidence, afin d'atténuer cet effet et d'améliorer la comparabilité entre différents angles d'incidence, les valeurs des pixels dans les mosaïques ont subi une correction globale basée sur la loi de Muhleman. Cette normalisation, appliquée uniformément sur Vénus, a atténué l'influence de l'angle d'incidence sur les valeurs de rétrodiffusion.

Sulcanese et ses collaborateurs ont trouvé des variations dans la rétrodiffusion radar de différentes caractéristiques d'écoulement qui sont selon eux liées au volcanisme sur le flanc ouest de Sif Mons et dans l'ouest de Niobe Planitia. Ces changements s'expliqueraient par de nouvelles coulées de lave liées aux activités volcaniques qui ont eu lieu pendant la mission de cartographie de Magellan avec son radar à synthèse d'ouverture. Cette étude fournit des preuves supplémentaires à l’appui d’une Vénus actuellement géologiquement active.

En supposant que les caractéristiques identifiées sur Sif Mons et Niobe Planitia sont bien des coulées de lave, les chercheurs estiment les flux volcaniques vénusiens. Ils obtiennent les valeurs de 3,78 et 5,67 km3 par an, en considérant une épaisseur minimale d'écoulement de 3 m. Ces valeurs sont considérablement supérieures aux estimations précédentes pour Vénus, qui variaient de 0,01 à 0,1 km3 par an. Les estimations précédentes étaient dérivées d'évaluations du volume de matériaux en éruption nécessaire pour répondre aux distributions des cratères résultant du resurfaçage volcanique. Les résultats de Sulcanese et al. se situent en revanche bien dans la plage de 1 à 11 km3 par an, qui avait été estimée à partir de différents modèles de rapports de masse soufre/silicium dans le matériau d'éruption. 

Les planétologues précisent que, en considérant une épaisseur de lave maximale de 20 m, ils obtiennent des débits de 25,2 et 37,8 km3  par an, ce qui est comparable au taux moyen de production volcanique sur Terre au cours des 180 dernières mégannées, qui a été estimée entre 26 et 34 km3 par an . Cela fait dire à Sulcanese et son équipe que non seulement Vénus pourrait être beaucoup plus active volcaniquement qu’on le pensait auparavant, mais que son activité volcanique pourrait également être du même ordre de grandeur que celle estimée pour la Terre.

Ces découvertes soulignent l'importance de la poursuite de l'exploration de Vénus, notamment par les missions à venir telles que VERITAS et EnVision. Grâce à leur technologie radar avancée, ces missions pourraient fournir des images de la surface de Vénus avec une résolution encore plus élevée que celle de Magellan (30 m par pixel, voire 1 m par pixel).


Source

Evidence of ongoing volcanic activity on Venus revealed by Magellan radar
Davide Sulcanese et al.
Nature Astronomy (27 may 2024)

Illustrations

1. Vénus sans ses nuages imagée en radar par Magellan (NASA)
2. Les deux zones révélant des coulées de lave (Davide Sulcanese et al.)
3. Davide Sulcanese 

lundi 27 mai 2024

Une galaxie annulaire collisionnelle source de rayons gamma


Une équipe de chercheurs rapporte pour la première fois, l’observation d’une galaxie annulaire collisionnelle formée à la suite de la traversée d'une grande galaxie par une galaxie « balle » plus petite, qui se trouve être la contrepartie d'une source de rayons gamma qui n’avait pas encore pu être associée (4FGL J1647.5-5724). Le système, également connu sous le nom de « roue de Kathryn», contient deux galaxies irrégulières naines et une galaxie spirale de type tardif entourée d'un anneau de nœuds de formation d'étoiles. L’étude est publiée dans The Astrophysical Journal Letters.

Les photons γ astrophysiques portent les signatures des phénomènes violents qui se produisent à différentes échelles astronomiques. Il s'agit notamment des restes de supernova, des pulsars et des nébuleuses de vent de pulsar dans l'environnement galactique, et des jets relativistes extragalactiques associés aux noyaux actifs de galaxie. Mais environ 30% des sources de photons γ qui ont été détectées avec Fermi LAT ne sont pas associées à des contreparties dans d’autres longueurs d'onde, ce qui empêche de caractériser leur origine.

Trouver la source d'émission des photons γ est non seulement essentiel pour comprendre les processus radiatifs et l'interaction de la population de particules avec le milieu ambiant, mais aussi pour révéler l'origine du fond diffus extragalactique de rayons γ. De plus, avec l'avènement de l'astronomie à multimessagers, les sources de rayons γ sont devenues des candidates prometteuses pour les neutrinos cosmiques détectés avec l'observatoire IceCube. Dans le ciel γ extragalactique, les blazars, c'est-à-dire les noyaux actifs de galaxie hébergeant des jets relativistes étroitement alignés avec la ligne de visée, constituent la classe de sources la plus abondante. D'autre part, les galaxies radio et les galaxies à formation d'étoiles forment une fraction mineure (moins de 10%) de la population connue de sources de rayons γ, comme l’avaient montré Ajello et al. en 2020 et 2022. On estime qu’une fraction importante des sources non associées détectées par le télescope Fermi-Large Area Telescope (LAT) devraient être des AGN à jet. Cependant, grâce aux données multi-longueur d'onde sensibles et à haute résolution des derniers relevés, par exemple celui de e-ROSITA, le potentiel de découverte pour identifier une population de sources émettant des rayons γ, sans jets, reste élevé.

4FGL J1647.5-5724 est une de ces sources de rayons γ qui était non associée à d’autres signaux, elle est apparue pour la première fois en 2020 dans la deuxième livraison de données du quatrième catalogue des sources γ détectées par Fermi-LAT (4FGL-DR2). Les astronomes indiens Vaidehi Paliya et D. Saikia (Inter-University Centre for Astronomy and Astrophysics, Pune) ont cherché un objet qui existerait dans le voisinage proche de cette source gamma orpheline. Ils ont utilisé les observations du télescope spatial Swift, du réseau de radiotélescopes ASKAP, du relevé SuperCOSMOS Hα, du Dark Energy, et du Very Large Telescope,  tout ça pour vérifier l’existence d’une association avec 4FGL J1647.5-5724 et pour explorer le lien qui pourraient exister entre les activités de formation d'étoiles et l'émission de rayons γ observée. 

Paliya et Saikia arrivent à établir une association entre la position de la source gamma et la position d’un système de galaxies à anneau collisionnel qui avait été surnommé « Kathryn's Wheel » par Parker et al. en 2015 (du nom du feu d'artifice éponyme).  

Il s’agit d’une structure un peu énigmatique. Une structure galactique annulaire se forme généralement lorsqu'une petite galaxie « balle » vient traverser violemment  le petit axe d'une autre galaxie plus grande près de son centre. L'onde de choc produite balaye et expulse le gaz du système, laissant derrière elle un anneau de régions de formation d'étoiles et une galaxie pauvre en gaz. Quelques exemples connus de tels systèmes sont les galaxies Cartwheel, Arp 147, ou encore Arp 148. Selon les chercheurs, l'émission gamma dans ce système de galaxies à anneaux collisionnels provient probablement d'une activité vigoureuse de formation d'étoiles. Mais ils ne peuvent pas exclure d'autres contributions, comme les restes de supernova, les pulsars, les nébuleuses de vent de pulsar et les AGN enfouis. Car les chercheurs 

trouvent que la formation d'étoiles ne peut pas expliquer à elle seule l'émission de rayons γ observée, et qu'une contribution supplémentaire provenant probablement des pulsars/restes de supernova ou des AGN enfouis est donc nécessaire pour coller aux observations. Des observations à l'échelle de la seconde d'arc ou de la sous-seconde d'arc de cette extraordinaire collision de galaxies émettant des rayons γ seront selon eux nécessaires pour résoudre complètement l'environnement et explorer l'origine des rayons cosmiques.

Puisque l'émission de photons γ détectée dans les galaxies à formation d'étoiles est censée être produite par l'interaction des rayons cosmiques avec le milieu interstellaire dense, grâce à sa proximité avec la Voie lactée (environ 10 mégaparsecs), ce système offre en tous cas une occasion unique d'explorer les sites d'accélération et de propagation des rayons cosmiques.


Source

A γ-Ray-emitting Collisional Ring Galaxy System in Our Galactic Neighborhood

Vaidehi S. Paliya and D. J. Saikia

The Astrophysical Journal Letters, Volume 967, Number 2 (22 may 2024)

https://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/ad4999


Illustrations

1. Le système de galaxies Kathryn's wheel imagé en ondes radio (Vaidehi S. Paliya and D. J. Saikia)

2. Le système de galaxies Kathryn's wheel imagé par le télescope chilien CTIO

3. Vaidehi S. Paliya




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