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30/12/13

Le Ciel d'Hiver : Persée




Observer le ciel d'hiver et ne pas s'arrêter sur la constellation de Persée serait presque inimaginable, pour ne pas dire blasphématoire...



Persée est située dans le ciel dans la même zone que le Cocher dont nous avons déjà parlé il y a peu, bien au dessus de Orion qui peut toujours vous servir de guide.


Traçons les principales constellations de l'horizon Sud pour nous y retrouver. Persée se trouve au dessus du Taureau, entre le Cocher à sa gauche, Andromède à sa droite et le W de Cassiopée à l'opposée du Taureau.


Rapprochons nous maintenant de plus près...


La constellation de Persée est riche en objets dignes d'intérêt. Nous allons en visiter douze et pour commencer cette balade au télescope en mode Dobson bien sûr, c'est à dire en repérage "à la main", il nous faut évidemment des repères dans le ciel. Nous prendrons donc comme point de départ l'étoile qui forme l'extrémité en bas à gauche de la constellation et qui se trouve pas très loin du somptueux amas des Pléiades que nous avions visité lors de notre campagne dans le Taureau... Cette étoile s'appelle Dzêta Per. Elle est non seulement un point de repère facile, mais aussi un sujet d'observation à part entière. En effet, Dzeta Per est une étoile multiple très intéressante à scruter. L'étoile principale est d'une couleur blanche tirant sur le bleu, et elle est accompagnée de deux étoiles faibles, nous avons là une étoile triple. Certains y voient même un système à sept étoiles en y associant deux couples de binaires assez proche.


C'est parti pour la géométrie... Depuis Dzêta Per, nous pivotons légèrement notre tube vers la deuxième étoile la plus brillante de Persée, bêta Per, mais nous nous arrêtons à mi-chemin du segment. C'est là que vous pouvez observer NGC 1342, qui est un amas ouvert bien fourni en étoiles, dont la population est assez hétérogène. On y trouve à la fois des spécimens brillants et d'autres de bien plus faible éclat, ce qui n'est pas sans charme.
On ne s'arrête pas en si bon chemin, nous nous dirigions vers bêta Per, et bien nous y allons. Allons regarder de plus près cette brillante étoile qui porte également le nom de Algol. Cette étoile s'est rendue célèbre du fait qu'il s'agit d'une binaire à éclipses, sa magnitude varie fortement, entre 2,12 et 3,39 sur une période de presque trois jours. Les photons d'Algol ont mis 93 ans pour parvenir dans vos yeux.
Nous quittons maintenant Algol pour nous diriger vers une étoile brillante de la constellation voisine, Andromède (Gamma And, aussi appelée Almaak), mais là encore, il faudra s'arrêter à mi-chemin. A cet arrêt, nous descendons légèrement notre télescope. Voilà. Nous avons dans notre oculaire NGC 1023. Il s'agit d'une galaxie de type spirale barrée, de magnitude 10,3, bien brillante pour une galaxie spirale. On voit surtout son noyau brillant et très difficilement ses bras. Sa distance est mal connue, elle varie entre 30 et 64 millions d'années-lumière selon les sources.
De là, nous reprenons nos poignées de rocker pour remonter légèrement vers le zénith en gardant un mouvement parallèle au segment reliant les deux étoiles les plus brillantes de Persée (bêta que nous avons déjà regardée et alpha que nous verrons dans quelques minutes).
Bien, nous y sommes ? Voilà un objet du catalogue de Messier, M 34. M34 est encore un amas ouvert, et avec ses 35 minutes d'arc, il est vaste! Il faut privilégier un faible grossissement et/ou un grand angle  pour apprécier ce groupe d'étoiles vieux de 180 millions d'années (un Panoptic 24 mm est pas mal avec une focale de 1200 mm, mais il grossit peut-être encore trop (50 fois)).
A partir de M34, nous allons poursuivre le mouvement que nous avions commencé en restant parallèle à l'axe beta-alpha Per et en montant. Un peu avant d'arriver au niveau de Alpha Per, nous tombons sur une étoile qui est visible à l’œil nu, c'est Thêta Per. Cette étoile est une étoile double. Les deux composantes qui font tout l'attrait de cet objet sont à l'opposé l'une de l'autre : l'une est brillante et jaune (magnitude 4,1), tandis que sa compagne est faible (magnitude 10) et bien bleue. On adore.


Nous abordons maintenant la deuxième partie de notre voyage en Persée... Nous quittons Thêta Per et bifurquons vers la droite. Je vous emmène voir M76, la nébuleuse du petit Haltère. Pour la trouver à partir de Thêta Per, il faut pivoter jusqu'à atteindre le segment qui relie Gamma And, que nous avons déjà utilisée tout à l'heure, et l'étoile de Cassiopée qui forme la pointe du premier V du W (Delta Cas, pour les intimes). M76 doit son nom à sa forme, on l'aura deviné. Assez similaire à la nébuleuse de l'Haltère (M27), c'est une nébuleuse planétaire, du gaz expulsé par une étoile géante en fin de vie. M76, avec sa magnitude de 10,1 est l'un des objets du catalogue de Messier les moins brillants.
Place maintenant au grand spectacle ! Vous avez bien en vue Delta Cas que nous avons utilisée pour nous repérer, à sa gauche se trouve l'étoile formant l’extrémité de Persée (Eta Per). Traçons donc ce segment imaginaire entre les deux étoiles et prenons-en le milieu, c'est là que nous allons en quittant notre nébuleuse planétaire, tout droit en montant.


Et qu'avons-nous là sous l'oeil ? Le Double amas de Persée, aussi connu par ses numéros du New General Catalogue : NGC 869 et 884. C'est une splendeur du ciel d'hiver, un joyau ! Deux amas ouverts très riches, très denses, très brillants,  presque collés l'un à l'autre. Un pur régal pour les yeux. Avoir avec un grossissement assez faible est préférable pour profiter pleinement du spectacle.
le double amas de Persée
Après quelques minutes d'admiration de ces centaines d'étoiles vivant ensemble, nous devons repartir poursuivre notre voyage. A gauche toute, nous allons sur Eta Per, juste à côté. Eta Per est en fait une étoile quadruple ! Elle est constituée de deux couples, l'un brillant, l'autre moins. Le couple principal offre un beau contraste de couleurs comme on les aime : orange et bleu... Miam...

Notre périple n'est pas terminé, il faut se diriger maintenant vers l'étoile la plus brillante de Persée. Inutile de vous indiquer le chemin, c'est évident. Alpha Per est en fait une étoile qui fait partie d'un amas ouvert très vaste lui aussi. Il est appelé l'amas de Alpha Persei. Il faut le voir non seulement pour son étendue mais pour son contenu. Mais il est si vaste qu'un télescope, même avec l'oculaire de plus grande focale (donc de plus faible grossissement), n'est pas intéressant. C'est surtout aux jumelles (ou bien avec le chercheur de votre cher Dobby) qu'on appréciera à sa juste valeur ce très bel amas ouvert, presqu'aussi beau que les Pléiades.

Allez, pour finir notre tour de Persée, nous allons remettre l'oeil à l'oculaire, pour allez voir deux derniers objets du New General Catalogue, tout d'abord la nébuleuse NGC 1491, que l'on localisera en s'arrêtant à un quart du chemin séparant alpha Per et Capella, dans le Cocher, qu'on reconnait aisément par sa luminosité. Au quart de ce chemin, donc, on rencontre trois étoiles formant un petit triangle rectangle, bien visibles. NGC 1491 se trouve dans le prolongement du grand côté de ce petit triangle. C'est une jolie petite nébuleuse en émission. Tout cet hydrogène flottant dans le vide, tous ces petits protons et électrons...

Le dernier objet de Persée pour ce soir est tout proche de NGC 1491, en direction de Capella, c'est un fort joli amas ouvert du nom de NGC 1528. Découvert par Herschel il y a 223 ans, il est très agréable à admirer, montrant une densité d'étoiles presque homogène sur toute sa surface, et nous permet de quitter Persée sur la pointe des pieds pour aller rêver à d'autres cieux...



Voir aussi :
Le Ciel d'Hiver : Orion
Le Ciel d'Hiver : le Taureau
Le Ciel d'Hiver : les Gémeaux
Le Ciel d'Hiver : Le Cocher
Le Ciel d'Hiver : Persée


Cartes produites avec Stellarium 0.12.1

23/12/13

Le Ciel d'Hiver : Le Cocher

Le Cocher (Auriga) est une petite constellation. Facilement repérable grâce à son étoile principale très brillante, Capella (magnitude 0,05) qui est une étoile parmi nos voisines les plus proches (il faut seulement 42 ans à ses photons pour arriver dans nos rétines).




Le Cocher se trouve exactement au dessus de la constellation d'Orion, surplombant les gémeaux à gauche et le Taureau à droite. Traçons les lignes des constellations pour mieux se figurer la forme presque circulaire du Cocher, qui est en fait un hexagone : 


Rapprochons nous maintenant de plus près pour débusquer les beaux objets qui peuplent le Cocher. Vous verrez que les repérages sont aisés grâce à la forme simple de cette constellation hivernale.

Nous y voilà ! Nous scrutons Capella pour commencer notre tour de calèche. Juste à droite de Capella, vous voyez une étoile assez brillante, c'est Epsilon Aurigae.


Epsilon Aurigae est une étoile géante, et particulière, car elle subit des éclipses, son éclat varie fortement à périodes régulières car quelque chose d'encore plus gros qu'elle lui tourne autour (et on ne sait pas ce que c'est...). La période d'éclipse est de 27 ans environ, sachant qu'une éclipse pour epsilon aurigae dure près de 2 ans. La dernière s'est finie en août 2011, rendez-vous en 2036 pour la prochaine...


Maintenant que vous avez bien en tête la forme du Cocher, nous pouvons faire un peu de géométrie. Je vous emmène voir un amas ouvert nommé M38. Il vous suffit de tracer le segment reliant théta Aur (sur le côté gauche en mettant Capella en haut), et l Aur (sur le côté droit). Presque exactement au milieu de ce segment se trouve M38, qui est un très bel amas ouvert, où les groupes d'étoiles peuvent sembler former des sortes de croix. 
Tout juste à côté de M38, se trouve un autre amas d'étoiles de type ouvert, c'est NGC1907, certes plus petit, mais bien dense pour un amas ouvert. Muni d'un oculaire à grand angle et faible grossissement, c'est un ravissement de pouvoir voir les deux amas dans le même champ...

IC 405 (source wikimedia)
Poursuivons notre périple. Depuis le couple M38-NGC1907, nous traçons un segment de droite pour rejoindre l Aur que nous avons déjà repérée précédemment (sur le côté droit de l’hexagone). Là encore, nous nous arrêtons à mi-chemin, et nous arrivons sur un objet très joli, une nébuleuse nommée IC 405.
Cette nébuleuse est à la fois une nébuleuse en émission et en réflexion, elle entoure une étoile bleue variable (AE Aurigae).
Elle est aussi appelée la 'Flaming Star Nebula', ce qu'on peut comprendre en la voyant.

Allez, on redémarre. Nous glissons lentement en restant parfaitement parallèle à la droite qui relie l Aur à Alnath (le segment sud-Est de l’hexagone). Dans ce mouvement parallèle, nous devons parcourir seulement un tiers de la distance du segment qui nous a donné la direction. Vous y êtes ?
L'objet que nous visitons maintenant s'appelle IC 410, il s'agit encore d'une nébuleuse en émission, ses photons mettent 12000 ans pour nous parvenir. IC 410 a la particularité de contenir dans sa surface un autre objet, un amas ouvert du nom de NGC 1893. Bien qu'on ait l'impression que l'amas d'étoile est tapi au cœur de la nébuleuse, il est en fait situé en avant-plan, 2000 années-lumières les séparant...

Nous poursuivons notre route à partir de IC 410 en nous dirigeant vers la gauche en direction de Théta Aur qui orne le côté gauche de notre hexagone. Arrêtons-nous à mi chemin et descendons très légèrement. Stop. Nous y sommes. Voilà M36. Joli amas ouvert, un peu dans le même genre que M38, mais avec un peu moins d'étoiles, en revanche plus brillantes pour la plupart.


Le Cocher semble être la constellation des amas ouverts... Pour clore ce tour du Cocher, nous allons admirer peut-être l'un des plus beaux amas ouverts du ciel d'hiver, M37. Le trouver n'est pas trop difficile : depuis M36, nous devons traverser le segment Theta Aur - Alnath en parcourant deux fois la distance séparant M36 de la droite. Simple, non ?
M37 est un amas vieux de 300 millions d'années, il compte environ 150 étoiles, dont une bonne douzaine de géantes rouges. Il pourrait presque faire penser à un petit amas globulaire si on n'y faisait pas attention.
M 37 (http://www.ngc7000.org)
Notre tour du Cocher arrive à son terme, nous n'avons pas rencontré de galaxies ce soir, ce sera pour une autre fois. Le temps est venu d'aller nous réchauffer avant de partir à la découverte d'autres splendeurs du ciel d'hiver...





Voir aussi :


Cartes produites avec Stellarium 0.12.1

21/12/13

Le Ciel d'Hiver : Les Gémeaux

Tout juste au dessus légèrement à gauche de la constellation d'Orion, que vous admirez plein Sud en milieu de nuit, se trouvent deux frères qui se donnent la main... Les Gémeaux (Gemini) de la mythologie, Castor et Pollux, fils de Léda et Zeus. Castor et Pollux sont en fait les étoiles principales de cette constellation des Gémeaux.

Suivez le guide : 


 Approchons nous de cette constellation pour y découvrir les objets à voir ou à revoir....


 La tête de notre premier jumeau s'appelle Pollux, alors qu'elle est la plus brillante de la constellation, elle est classée comme étant béta Gem, une étrangeté historique. La tête de son frère n'est autre que Castor. Et c'est en fait cette seconde étoile qui possède un intérêt certain, bien plus que Pollux.
En effet, Castor, que vous devrez absolument aller voir de près n'est pas une simple étoile, mais un système multiple!
Castor possède deux composantes principales, blanches et brillantes, séparées par 6'' d'arc, mais chacune de ces composantes se trouve être elle-même un système binaire ! Et une troisième composante, elle-même également binaire gravite à 72'' de là. Castor est ainsi une étoile sextuple !! Une belle curiosité cise à 50 ans de nous pour la lumière.

Promenons nous plus avant parmi ces Gémeaux, nous nous dirigeons depuis Castor vers la main partagée par les deux frangins en descendant, et on s'arrête après avoir fait 3/4 du chemin. Ici se trouve un duo là encore, mais qui forme un unique objet en réalité. Il s'agit de NGC 2371 et 2372, qui sont deux lobes d'une même nébuleuse planétaire. Ces deux lobes sont symétriques et sont presque séparés, ce qui leur a valu un numéro chacun dans le New General Catalogue...


Poursuivons en nous rendant sur la main droite de Pollux. Cette étoile s'appelle Kappa Gem, elle vaut le coup d'oeil par sa nature double, étoiles séparées par 7.2'', une composante est jaune (magnitude 3.7) et l'autre blanche (magnitude 8.2).

Nous descendons maintenant légèrement en direction du genou de Pollux, pour trouver un peu au milieu de nulle part NGC 2420, un amas ouvert sympathique composé d'étoiles faibles, qui a l'avantage de très bien se détacher de son environnement.

Mais tout cela n'était qu'un échauffement, vous vous en doutez.... Nous allons passer au sérieux! Quand on est dans les Gémeaux, il faut aller voir l'une des plus célèbres nébuleuses planétaires du ciel, pas moins!
Il s'agit de la Nébuleuse du Clown (NGC 2392), qui a la particularité de montrer son étoile centrale (bien brillante avec une magnitude de 10.5). Cette nébuleuse planétaire est magnifique. On peut y déceler des détails dans son disque avec un télescope de plus de 200 mm.

Allez ensuite vous reposer les yeux non loin de là en vous rendant sur le ventre de Pollux et l'étoile Wasat.
Cette étoile double est amusante de par la différence d'éclat entre ses deux composantes (3.5 et 8.2) séparées par 5.4'', la plus faible des deux étant nettement jaune, presque orange.


 Avant de finir en beauté comme à notre habitude, je vous envoie voir un petit amas assez difficile à voir. C'est NGC 2158, composé d'étoiles faibles et qui se situe du côté Castor, plus exactement à côté de son pied gauche. Voir cet amas est un très bon indicateur de la qualité de votre ciel...

Alors nous arrivons à la fin de notre voyage dans les Gémeaux, et je vous invite au clou du spectacle : tout juste à côté de NGC 2158, vous trouverez sans mal M35,qui est probablement l'un des plus beaux amas ouverts de notre ciel. On peut y voir une sorte de chaîne d'étoiles qui traverse son centre. De nombreuses étoiles doubles y sont cachées, saurez-vous les trouver ?

M35 et NGC 2158


20/12/13

Découverte de Deux Supernovae Superlumineuses

Une équipe d'astronomes vient de débusquer deux supernovae parmi les plus brillantes et les plus lointaines jamais enregistrées. Elles se trouvent environ à 10 milliards d'années-lumière pour une luminosité 100 fois supérieure à celle d'une supernova normale! Ces deux supernovae SNLS-06D4eu et SNLS 07D2bv posent question. En effet, le mécanisme qui produit les supernovae, l'effondrement gravitationnel d'une étoile massive, n'est pas à même de produire la luminosité observée...
Leur découverte remonte déjà à quelques années, en 2006 et 2007, mais ces supernovae étaient si bizarres que les astronomes ne comprenaient pas bien ce qu'ils avaient devant les yeux, si il s'agissait bien de supernovae et quelle était leur distance réelle.

SN LS-06D4eu dans sa galaxie hôte (flèche), tous les points de
cette image sont des galaxies, exceptés les 8 gros points avec
des artefacts qui sont des étoiles de notre galaxie en avant plan
 (VLT/University of California)
D. Howell, astronome à l'Université de Californie à Santa Barbara, qui a conduit cette étude dont les résultats sont publiés dans the Astrophysical Journal du 20 décembre, explique qu'au début, ils n'avaient pas la moindre idée de ce que ça pouvait être, ne sachant même pas si les objets se situaient dans notre propre galaxie ou dans une galaxie lointaine. Il ajoute à ce propos : "J'ai montré ces observations lors d'une conférence, et tout le monde était interloqué, personne ne croyait que ce pouvait être des supernovae très distantes, parce que cela signifierait qu'elles auraient une énergie gigantesque, impossible..."

Et pourtant... il s'agit bien de supernovae, d'une nouvelle classe de supernovae, qui sont désormais appelées des supernovae superlumineuses (il y a beaucoup de supers par ici...). C'est grâce à un programme développé sur plusieurs grands téléscopes qu'ont pu être dénichées ces explosions antiques, le CFHT (Canada-France-Hawai Telescope), le VLT (Very Large Telescope), le Keck Telescope et le Gemini Telescope, utilisés dans la traque aux supernovae du Supernova Legacy Survey ( SNLS ).

L'une des deux supernovae, appelée SNLS-06D4eu (ne me demandez pas qui trouve ces noms), est certainement la supernova la plus lointaine et la plus brillante jamais observée.
Ces deux consœurs ont une particularité, elles n'avaient déjà plus du tout d'hydrogène lorsqu'elles ont explosé. Et ce que trouvent les auteurs de cette étude, c'est que ces supernovae superlumineuses trouvent probablement leur extrême énergie grâce à la création d'un magnétar au cours de leur effondrement. Un magnétar est une étoile à neutron possédant un champ magnétique très intense (plusieurs milliers de milliards de fois le champ magnétique de la Terre, pour donner un ordre de grandeur...

Les astrophysiciens américains, anglais et français ont modélisé la mort d'une étoile pour essayer de reproduire les observations. Ils obtiennent l'image suivante : l'étoile ayant explosé était relativement de faible masse, quelques masses solaires seulement, mais composée essentiellement de carbone et d'oxygène, une sorte de résidu d'étoile géante qui aurait déjà éjecté toute son enveloppe externe d'hydrogène et d'hélium.
En fait, ce qui a rendu ces étoiles si spéciales est leur vitesse de rotation très rapide, qui s'est retrouvée décuplée lorsque le coeur s'est concentré en une étoile à neutrons de seulement quelques kilomètres de diamètre.

Ces types de supernovae superlumineuses apparaissent très rares, on estime qu'elles représentent environ 1 cas pour 10000 supernovae "normales". Elles semblent exploser préférentiellement dans des galaxies primitives, celles qui ont peu d'éléments "lourds" (au delà de l'hélium).
Elles seraient pour ainsi dire la première génération de supernovae, celles qui ont essaimé dans leur explosion la matière qui nous compose, vous et moi, et qui étaient communes dans un univers âgé de moins de 5 milliards d'années.

Ecouter ce billet : 



Référence : 
Two Superluminous Supernovae from the Early Universe Discovered by the Supernova Legacy Survey
D. A. Howell et al. 
ApJ 779 98 2013

16/12/13

Soixante Nanosecondes, Roman Scientifique

C’est l’histoire d’un groupe de chercheurs qui étudient les neutrinos. Ils veulent en mesurer la vitesse de manière directe, en mesurant la durée qui s’est écoulée sur le trajet de ces particules furtives qui peuvent traverser la Terre de part en part sans interagir, après avoir mesuré très précisément la distance de leur parcours….

Ettore Majorana vers 1938
Le problème est qu’ils obtiennent un résultat extraordinaire, au premier sens du terme. La valeur de vitesse obtenue est supérieure à la vitesse de la lumière dans le vide, la limite absolue déterminée par Albert Einstein dans sa théorie de la Relativité Générale.
Pensant logiquement à un défaut dans le processus de l’expérience fort complexe mise en œuvre, le groupe de chercheurs va s’échiner durant des mois à trouver l’origine du problème expérimental. Mais en vain. Des idées audacieuses émergent alors. Et si les neutrinos possédaient  des caractéristiques anormales et pouvaient être réellement supraluminiques ?

Ettore Majorana était un physicien hors norme. Arrivé à l’institut de physique de Rome en 1928 sous l’égide d’Enrico Fermi, il côtoya les plus grands noms de la physique subatomique naissante de l’époque. C’est aux côtés de Werner Heisenberg en 1933 dans une Allemagne en plein tourments qu’il produisit l’une des théories les plus inventives en physique des particules, qui montrait que les neutrinos pouvaient être leur propre antiparticule, avec des propriétés étonnantes.

Et si Ettore Majorana, qui abandonna brutalement le monde scientifique entre 1934 et 1937 pour réapparaître un an plus tard durant quelques mois, avant de disparaître définitivement à l’âge de 31 ans, avait pu imaginer que les neutrinos puissent se mouvoir plus vite que la lumière, et avait envoyé un message aux physiciens d’aujourd’hui avant sa disparition ?

Soixante Nanosecondes est un premier roman, dans lequel s’entremêlent ces deux histoires, mêlant physique contemporaine dans ses développements les plus pointus, et prémisses de la physique nucléaire, sous le regard de l’un de ses pionniers, génie en avance sur son temps et mystérieusement disparu.

J’ai écrit ce roman scientifique, que je vous offre aujourd’hui, dans l’objectif  d’associer au récit romanesque de la science en train de se faire, une vulgarisation des phénomènes physiques les plus passionnants qui soient et qui nous entourent au quotidien.

Soixante Nanosecondes est à télécharger et à lire gratuitement (formats pdf et epub). Vous pouvez également écouter le texte intégral découpé par chapitres.
Bonne lecture !

Retrouvez Soixante Nanosecondes ici :



Une fois Soixante Nanosecondes refermé, vous aurez peut-être envie d'en savoir plus sur la vie et l'oeuvre de Ettore Majorana, je ne peux que vous conseiller de lire l'exellent ouvrage de Etienne Klein qui vient de paraître :

En Cherchant Majorana, aux Editions des Equateurs/Flammarion (2013)



14/12/13

Une Solution Simple au Mystère d'Andromède

Vous vous en souvenez certainement, c'était au tout début de l'année 2013, on apprenait une chose étrange, que les galaxies naines situées autour de la galaxie d'Andromède formaient une disque de rotation autour de la galaxie géante. Ce fut d'ailleurs l'occasion d'un gros buzz médiatique à cause du premier auteur de l'article qui était paru dans Nature (qui avait mis Andromède en couverture), qui était un gamin de 15 ans que son père avait accueilli dans son labo pour un stage de découverte et qui le propulsa opportunément en premier auteur du papier... Mais passons, on l'a déjà oublié, ce "génie incroyable"... 
En revanche, personne n'a oublié ces galaxies naines qui forment vraiment un disque autour de M31, alias la galaxie d'Andromède, notre plus proche voisine. Et moins d'un an après, une piste intéressante est proposée pour expliquer ce phénomène.
M31

Pour étudier ce cas, les astronomes américains Ed Shaya et Brent Tully (le même qui avait donné son nom à la fin des années 70 à la relation de Tully-Fisher utilisée pour déterminer des distances de galaxies) se sont lancés dans la reconstruction des orbites de nos voisines galactiques depuis les temps reculés de l'Univers en suivant leur évolution temporelle pour voir quand et comment elles ont pu former ce disque de rotation.
De par l'expansion de l'Univers,  de nombreuses galaxies qui étaient proches de la nôtre dans des temps reculés, sont aujourd'hui très éloignées. Les chercheurs ont réussi à isoler des moments clés et des acteurs clés. Parmi ces deux acteurs figurent deux très vastes structures : La Feuille Locale (Local Sheet) et le Vide Local (Local Void). Sous ces noms étranges se cachent de vastes structures regroupant pour la première un grand nombre de galaxies et de groupes de galaxies et pour la seconde son corollaire, une grande zone dépourvue de galaxies. Notre galaxie fait partie de cette Feuille Locale.

Shaya et Tully montrent que Andromède, dans l'Univers jeune, serait passé de la zone du Vide Local (qui n'est tout de même pas complètement vide), dans la zone de la feuille Locale. En collisionnant ce grand mur galactique, Andromède aurait entrainé avec elle une petite quantité de galaxies naines par son attraction gravitationnelle. 
Andromède étant ensuite attirée par notre Voie Lactée, il s'ensuit la formation d'une chaîne de galaxies naines alignées entre elles et avec notre galaxie, et que nous voyons comme un disque autour d'Andromède...
Distribution spatiale d'environ 100 000 galaxies,révélant des structures
à grande échelles et des vides dans l'Univers local (M. Colless ANU/2dF/Galaxy Redshift Survey)

La distribution spatiale et le mouvement des galaxies naines n'est qu'un des problèmes rencontrés par les astrophysiciens qui explorent les conséquences du modèle standard de la cosmologie à des échelles pour lesquelles ce modèle n'était pas conçu initialement.
Le nombre de galaxies naines,  ainsi que leur distribution de masse, leur contenu en matière noire, sont tous des tests très utiles en cosmologie et posent pour la plupart d'entre eux de sérieuses questions, notamment en regard des modèles de formation des structures à grande échelle, grands amas de galaxies ou même fond diffus cosmologique...

Ce que fournissent Ed Shaya et Brent Tully n'est certainement pas une réponse définitive, mais leur approche permet de montrer que des alignements étranges comme celui observé autour d'Andromède et de la Voie Lactée peuvent être expliqués sans apporter de modifications fondamentales au modèle standard.

Référence :
E. J. Shaya, R. B. Tully
Mon. Not. R. Astron. Soc. 436, 2096-2119 (2013)

Ecouter ce billet :

12/12/13

Nouveau Calcul de la Zone Habitable du Système Solaire

Selon une étude récente(1) fondée sur les résultats fournis par le chasseur d’exoplanètes Kepler, environ 22% des étoiles similaires au soleil doivent abriter au moins une planète rocheuse dans leur zone habitable (là où de l’eau liquide peut exister à la surface d’une planète). 


Lorsque l’on rapporte ce pourcentage au nombre d’étoiles de ce type contenu dans notre galaxie, on trouve le chiffre intéressant de 22 milliards de planètes pouvant ressembler à la Terre, et ça rien que dans notre galaxie.
Les planètes telluriques du système solaire et la zone habitable calculée.
Vous me direz que c’est un chiffre colossal, extraordinaire. Oui. Mais ce chiffre dépend crucialement de la définition de ce qu’est la zone habitable. Or, dans cette étude, cette zone avait été redéfinie comme la zone s’étendant à une distance située entre 0,5 et 2 unités astronomiques. L’unité astronomique est la distance Soleil-Terre.  Ce choix peut sembler étonnant, ne serait-ce que lorsque l’on regarde notre propre système solaire, où Vénus, qui orbite à une distance de 0,72 UA est totalement desséchée et tout à fait inhabitable.
Vénus

Des géophysiciens et climatologues français ont récemment réévalué les distances de la zone habitable autour d’une étoile du type du soleil. Ils publient leurs résultats  cette semaine dans la prestigieuse revue Nature. Jeremy Leconte et ses collègues trouvent que la limite de distance inférieure pour la zone habitable autour du soleil se situerait plutôt à 0,95 UA, là où le flux solaire n’est que 10% plus fort que celui que nous connaissons sur Terre.
Ce qui voudrait dire en d’autres mots, que nous avons eu chaud.  Il s’en est fallu de peu pour que la Terre ne puisse jamais devenir le havre de vie qu’elle est devenue.

Mais cela a également une autre implication, puisque le chiffre astronomique que je mentionnais pour commencer devrait alors être revu à la baisse, puisque le nombre d’exoplanètes concernées doit être mathématiquement réduit si la zone intéressante est réduite :  il ne devrait n’y avoir que 10 milliards de planètes habitables au lieu de 22 milliards… (rien que dans notre seule galaxie).

Cette limite de 0,95 UA correspond à une planète où de l’eau existe toujours, mais serait entièrement devenue sous forme de vapeur dans l’atmosphère, une atmosphère irrespirable... Les océans se sont alors complètement évaporés. La vapeur d’eau serait dominante jusque dans la stratosphère et pourrait également s’échapper dans l’espace sous l’effet de la chaleur.
Maison
Leconte et ses collègues ont utilisé des modèles climatologiques 3D prenant tout en compte, nuages, variations d’humidité,etc… Ils retrouvent le même type de valeur de distance soleil-planète que deux anciennes études qui utilisaient des modèles beaucoup plus simples. La valeur obtenue pour le seuil d’insolation à partir de laquelle l’effet de serre de ‘disparition’  (disparition de l'eau liquide) apparaît, vaut 375 W/m². 

Jeremy Leconte et ses collègues ont d’autre part découvert des effets surprenant au sujet des nuages : les nuages ont un effet déstabilisateur sur le climat global. Les cirrus de haute altitude, qui produisent un réchauffement de la surface, augmentent en nombre et en taille plus vite quand la température de surface est élevée, ce que ne font pas les stratus de basse altitude qui eux refroidissent la surface. On parle d’effet de rétroaction positive, un effet d’emballement…

Les chercheurs français montrent également des effets sur la stratosphère. Du fait de la dépendance des effets radiatifs à la longueur d’onde, la stratosphère reste suffisamment froide et « sèche » pendant  un moment pour limiter la fuite de l’eau atmosphérique, même pour des flux d’énergie importants. Cet effet peut laisser penser par exemple que de l’eau liquide a pu exister tôt dans l’histoire de Vénus, il y a plusieurs milliards d’années.

Evidemment, ces études ne tiennent pas compte de la présence humaine qui est capable d’influer sur le niveau de température de l’atmosphère par ses émissions de CO2. Et de fixer nous-même notre habitabilité, ou non-habitabilité…


Références :

1). E. Petigura et al.  Proc. Natl Acad. Sci. USA 110, 19273–19278 (2013)

2). Increased insolation threshold for runaway greenhouse processes on Earth-like planets
J. Leconte et al.
Nature 504,268–271 (12 December 2013)


11/12/13

Comment les Neutrinos Refroidissent les Etoiles à Neutrons

On peut parfois l'oublier, mais pour qu'une étoile à neutrons devienne effectivement une étoile faite presqu'exclusivement de neutrons, il faut que (presque) tous ses protons se transforment en neutrons, par la réaction nucléaire inverse de la radioactivité béta, la capture électronique. Et quand un proton absorbe un électron pour se transformer en neutron, un neutrino est émis.
En d'autres termes, lors de la formation d'une étoile à neutrons, le nombre de neutrinos émis est gigantesque, de l'ordre du nombre de protons contenus dans l'étoile!...
Mais cette formation d'une étoile à neutrons est tout sauf quelque chose de calme. Avant de ne plus posséder que des neutrons, les étoiles éponymes passent par un stade où elles sont formées de noyaux d'atomes très singuliers, très très riches en neutrons, et très instables.

Emission en rayons X de superbursts du pulsar PSR B1509-58 (une étoile à
neutrons de 19 km de diamètre) La zone d'émission X est large de 150 années-lumière.
Image obtenue avec Chandra X-ray Observatory (NASA/CXC/CfA/P. Slane et al.)

La radioactivité d'une étoile à neutrons en train de le devenir est assez inimaginable. Et d'autre part, il se passe quantités de réactions nucléaires à la surface de l'étoile à neutrons, des réactions qui sont en partie dues aux interactions avec la matière souvent en accrétion autour de l'étoile en effondrement gravitationnel.
Ces réactions violentes donnent le plus souvent lieu à d'intenses bouffées de rayons X. On parle de bursts et de superbursts. Les superbursts sont mille fois plus intenses que les précédents.
Jusqu'à présent, on pensait que l'énergie importante qui était émise dans ces superbursts était produite par la radioactivité béta très dominante dans les réactions à la surface des étoiles à neutrons. Des physiciens américains de Los Alamos ont complètement modélisé les phénomènes de radioactivité béta qui peuvent apparaître dans des noyaux d'atomes très exotiques, très très riches en neutrons.
Les résultats que H. Schatz et ses collègues obtiennent remettent en cause le modèle généralement admis : les antineutrinos qui sont émis en même temps que l'électron dans la décroissance béta emportent une quantité d'énergie bien trop importante, ne laissant à l'électron qu'une portion congrue de l'énergie d'excitation du noyau, ces derniers ne peuvent alors pas à eux seuls être à l'origine de l'énergie observée dans les superbursts.... Ce phénomène dans lequel les (anti)neutrinos extraient une importante quantité d'énergie hors de l'étoile est appelé le 'neutrino cooling', le refroidissement par neutrinos.

Vue d'artiste de superbursts à la surface d'une étoile à neutrons (LANL)
Il doit donc exister un autre phénomène physique à l'origine des superbursts de rayons X des étoiles à neutron... encore complètement inconnu.
Pour mieux comprendre ce qui peut bien se passer, les physiciens américains proposent de reproduire en laboratoire la surface de la croûte d'une étoile à neutrons, à plus petite échelle bien sûr. Ils veulent produire expérimentalement des noyaux d'atomes très déformés et très riches en neutrons. Le grand instrument proposé pour être installé à la Michigan State University s'appelle FRIB (Facility For Rare Isotope Beams).

Les physiciens (optimistes?) estiment que FRIB pourrait être mis en service dans les années 2020, de quoi laisser un peu de temps aux théoriciens de tout poil spécialisés en astrophysique nucléaire pour trouver une solution élégante pour l'origine de ces superbursts...

Référence :
Strong neutrino cooling by cycles of electron capture and β− decay in neutron star crusts
H. Schatz et al.
Nature (2013)  01 December 2013

Lire aussi : Plongée à l'intérieur d'une Etoile à Neutrons

Ecouter ce billet :

07/12/13

Des Cellules de Convection Géantes sur le Soleil

Le soleil, comme les autres étoiles, évacue la chaleur qu’il produit dans son cœur par des réactions de fusion thermonucléaires via des phénomènes de convection. L’hydrogène transporte la chaleur par des mouvements de rotation des couches internes vers les couches externes, avant de retourner vers l’intérieur…
Ces mouvements de convection se traduisent visuellement par l’observation de ce qu’on appelle des granules à la surface du soleil : des structures légèrement plus brillantes que leur environnement et qui ont un aspect de grains. Ces granules ont une taille de l’ordre de 1000 km et persistent environ 10 minutes avant de disparaître et laisser place à de nouveaux granules. Ils sont caractérisés par des vitesses de matière de l’ordre de 3000 m/s.
Granules solaires (Observatoire du Pic du Midi)
C’est à la fin des années cinquante que l’observation plus détaillée du soleil a permis de mettre en évidence de nouvelles structures granulaires bien plus grandes, qui ont été appelées supergranules, des cellules de convection de 30000 km de diamètre de durée de vie étendue à une vingtaine d’heure. C’est notamment en observant les décalages Doppler de raies d’émission issues des couches externes solaires que purent être mises en évidence ces supergranules.
Très peu de temps après la découverte des supergranules solaires, en 1968, il devint évident qu’il devait exister une nouvelle classe de cellules de convection, de taille encore plus importante. Des sortes de cellules géantes plongeant à 200 000 km sous la surface solaire et ayant un diamètre comparable (rappelons que le diamètre du soleil vaut  1 391 000 km).

La durée de vie de ces cellules géantes avait été calculée de l’ordre d’un mois et ces cellules devaient être fortement influencées par la période moyenne de rotation du soleil de 27 jours. Or la rotation du soleil est différentielle : il tourne plus vite à son équateur (25 jours) qu’à ses pôles (35 jours). Les cellules géantes doivent alors montrer une forme très particulière en forme de banane.



Représentation animée des mouvements des supergranules
mettant en évidence les cellules géantes (SDO/NASA)

Granules solaires(Thomas Berger; ISP /
Académie des Sciences royale suédoise)
Des chercheurs du Marshall Space Flight Center de la NASA viennent de mettre en évidence la présence de telles cellules de convection géantes sur le soleil. Ils publient cette semaine leur étude dans la revue Science. David Hathaway et ses collègues ont pour cela suivi le mouvement de supergranules un par un, en faisant l’hypothèse qu’ils devaient être déplacés du centre vers les bords des cellules géantes. Pour évaluer ces mouvements, les astronomes observent le décalage Doppler d’une raie d’émission du fer originaire des basses couches atmosphériques solaires, grâce à l’instrument HMI (Helioseismic and Magnetic Imager) embarqué sur le satellite SDO (Solar Dynamics Observatory) de la NASA.

Ils ont réussi à mettre en évidence la présence de structures de vitesse représentant des motifs évidents de cellules géantes.  Les effets de la rotation du soleil sont clairement visibles  lorsque sont comparées les structures est-ouest et celles orientées nord-sud avec les autres structures : la force de Coriolis produite par la rotation amène les vitesses de flux à être plus parallèles à ces structures allongées.

Ces cellules géantes observées ont une durée de vie pouvant aller jusqu’à trois mois. Les flux de matière dans ces zones de convection tournent dans le sens des aiguilles d’une montre dans l’hémisphère Nord Solaire et dans le sens opposé dans l’hémisphère sud. Elles sont ainsi à l’origine du transport de moment angulaire entre les pôles et l’équateur du Soleil, ce qui apparaît maintenir la rotation rapide de la zone équatoriale.


Référence :
Giant Convection Cells Found on the Sun
David H. Hathaway et al.
Science Vol. 342 no. 6163 pp. 1217-1219 (6 December 2013)