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jeudi 30 octobre 2014

Une probable Supernova découverte dans la Galaxie M61

C'est hier que l'astronome japonais Koichi Itagaki a rapporté la découverte de ce qui semble bien être une nouvelle supernova, dans la belle galaxie proche M61. Koichi Itagaki s'est spécialisé dans la recherche de supernovas et en a déjà plus de 90 à son actif. Des images de la galaxie M61 comparées avec des images plus anciennes montrent clairement la présence d'un nouvel objet très brillant.



Images de M61 avant et après la découverte de la SN
(Ernesto Guido, Martino Nicolini, Nick Howes)
Il est intéressant à noter également que ce même Itagaki avait déjà découvert une supernova dans cette même galaxie il y a à peine 6 ans.

M61 est une des galaxies assez brillantes dont on peut voir clairement les bras spiraux dans un télescope d'amateur relativement modeste. Pour la trouver (par exemple avec un Dobson sans goto), c'est même facile : la constellation de la Vierge forme un grand Y, avec la brillante Porrima à l'intersection des deux fourches. Cette constellation est actuellement visible en toute fin de nuit juste avant l'aube vers l'horizon Est-Sud-Est, pile au dessus du point brillant qui rase l'horizon et qui n'est autre que Mercure...

Horizon Est à 6h le 31 octobre 2014
Une fois sur Porrima, vous prendrez la fourche droite du Y, pour vous arrêter sur la première étoile rencontrée, éta Vir. De là, il suffit de suivre un segment imaginaire parallèle à l'autre branche du Y et vous trouvez facilement deux étoiles sur ce segment, il s'agit de 16 Vir (magnitude 4,95) et 17 Vir (magnitude 6,45). M61 se trouve presque exactement au milieu de ces deux étoiles. Facile, non ?

Détail de la constellation de la Vierge.
Avec un télescope de 10 pouces (254 mm), vous devriez voir cette supernova située sur un bord de la galaxie... La supernova a actuellement une magnitude de 13,4 et est donc visible dans des télescopes de plus de 200 mm. 

M61 est une galaxie vraiment proche, elle fait partie de l'amas de Virgo, située à seulement 55 millions d'années lumière. Cette étoile aurait donc explosé 10 millions d'années après la disparition des dinosaures sur Terre...
On ne sait pas encore de quel type de supernova il s'agit, pour cela il faudra mesurer le spectre de la lumière émise.  
Les supernovas ne sont pas des événements si rares, mais des supernovas relativement proches comme celle-ci sont un peu moins courantes, sans parler des supernovas qui ont lieu dans notre propre galaxie, dont la dernière en date remonte à plus de 400 ans... Alors ne boudons pas notre petit plaisir...


mardi 28 octobre 2014

La Naissance des Etoiles Mieux Comprise

Une étoile naît au sein d’un nuage de gaz et de poussières dont elle va se composer. C’est aussi ce nuage de gaz et de poussières qui donnera naissance à tous les petits corps (solides ou gazeux) qui se retrouveront en orbite autour de la jeune étoile.



L’accumulation de matière qui va provoquer l’allumage de réactions de fusion nucléaire signant officiellement  la naissance de l’étoile a lieu par attraction gravitationnelle. Une fois cette petite masse devenue étoile, elle va continuer à absorber de la matière de son cocon gazeux pour grossir jusqu’à atteindre sa taille définitive, en formant autour d’elle un disque d’accrétion. Et ce processus de grossissement est extrêmement efficace, tellement efficace même qu’on ne comprend pas pourquoi. Depuis quelques années des astrophysiciens théoriciens ont émis l’idée que ce processus d’accrétion de matière par des étoiles jeunes pouvait être induit et accéléré par l’action de champs magnétiques. Mais malheureusement, jusqu’à aujourd’hui aucune observation directe de la présence de champs magnétiques au sein de disques d’accrétion d’étoiles jeunes n’avait pu être effectuée.

Disques de gaz et de poussières (en sombre) entourant des étoiles naissantes dans la nébuleuse d'Orion.
La poussière dans les disques, entourés par du gaz chaud de la nébuleuse les fait apparaître sombres dans le visible.
(Mark McCughrean (Max-Planck–Inst. Astron.); C. Robert O'Dell (Rice Univ.); NASA)
Vous l’aurez deviné, c’est désormais chose faite. Dans une étude parue en ligne il y a quelques jours dans la revue Nature, une équipe internationale animée par l’astronome Ian Stephens de l’Institute for Astrophysical Research à l’Université de Boston, montre comment ils sont parvenus à détecter des champs magnétiques dans de tels disques d’accrétion.

Le champ magnétique va agir presque exactement comme le ferait le phénomène de viscosité au sein du disque de matière, par un effet appelé l’instabilité rotationnelle magnétique. Si la matière dans le disque est confinée par des champs magnétiques, alors différentes régions du disque pourront être connectées entre elles par le biais du champ magnétique : des particules chargées (des ions) qui sont en rotation dans le disque à une certaine distance de l’étoile vont produire un champ magnétique, qui agira immédiatement sur toute particule chargée et donc sur le mouvement d’autres particules situées à une autre distance dans le disque, qui elles-mêmes produisent un champ magnétique par leur mouvement, qui se trouvera donc modifié indirectement par le mouvement des premières particules…
Un ion proche de l’étoile devrait se mouvoir plus vite sur son orbite qu’un ion plus éloigné, mais par cet effet d’instabilité rotationnelle magnétique, cet ion proche ralentira et inversement l’ion éloigné accélèrera, comme ce qui se passerait dans un milieu à forte viscosité, mais avec une efficacité bien meilleure.

Le réseau de radiotélescopes CARMA (CalTech, Berkeley University)
Pour mettre en évidence la présence de champs magnétiques, Stephens et ses collègues ont étudié la polarisation de la lumière qu’ils ont observée grâce au réseau de radiotélescopes californien Combined Array for Research in Millimeter-wave Astronomy (CARMA). 
Le fait que la lumière provenant des grains de poussière présents dans les disques protoplanétaires peut se trouver polarisée par un champ magnétique vient du fait que ces grains sont le plus souvent non pas sphériques mais de forme oblongue et tournent sur eux-mêmes. Et comme ils ont de plus une charge électrique non-nulle, ils alignent alors leur grand-axe orthogonalement aux lignes de champ magnétique. La conséquence en est une polarisation de leur émission de lumière. 
Si tous les grains de poussière dans un disque d’accrétion avaient un alignement aléatoire les uns par rapport aux autres, on ne percevrait aucune polarisation dans leur émission totale, mais si la grande majorité d’entre eux sont alignés par la présence d’un champ magnétique, alors l’émission moyenne apparaît polarisée. Et c’est ce qu’ont observé Stephens et al. en scrutant la jeune étoile HL Tau. Les auteurs sont même parvenus à cartographier le disque d’accrétion de HL Tau en mesurant la polarisation dans différentes zones de ce disque.

Ce résultat est très intéressant car il permet d’avancer sur cette question épineuse du moteur des disques d’accrétion. Mais, comme tout beau résultat qui se respecte, il soulève aussi des questions : les modèles théoriques indiquent que les lignes de champs magnétiques devraient s’enrouler autour de l’étoile en suivant le mouvement de la matière formant le disque d’accrétion, or, Stephens et al. trouvent dans HL tau des champs magnétiques qui semblent tous pointer vers la même direction… Aucune réponse n’a pu être apportée pour expliquer cette observation.

De nouvelles investigations seront encore nécessaires sur ce champ de recherches, certes mieux compris, mais qui reste encore incomplet. L’utilisation du grand réseau de radiotélescopes ALMA devrait être très utile dans cette quête dans les années qui viennent.


Référence :

Spatially resolved magnetic field structure in the disk of a T Tauri star
I.Stephens et al.

Nature, Published online 22 October 2014

dimanche 26 octobre 2014

Les Indiens à l'assaut des Neutrinos

Il n'y a pas que les Américains, les Japonais, les Européens et les Chinois qui s'intéressent aux neutrinos, les Indiens aussi veulent tout savoir sur ces particules qui recèlent encore des mystères non résolus.



Pour étudier les neutrinos, il y a plusieurs possibilités : soit on essaye de détecter des neutrinos produits par le Soleil (des neutrinos solaires), ou bien des neutrinos produits par des réactions de rayons cosmiques dans l'atmosphère (des neutrinos atmosphériques), des neutrinos venant directement des confins de la galaxie ou d'autres galaxies (des neutrinos astrophysiques), ou enfin des neutrinos que l'on fabrique nous-même dans des réacteurs nucléaires et dans des accélérateurs de particules.

Vue schématique de l'implantation du
laboratoire souterrain INO
(INO collaboration)
Les neutrinos les plus nombreux et les plus faciles à observer sont sans conteste les neutrinos solaires et atmosphériques. Ce sont ces derniers que les physiciens Indiens ont décidé d'étudier de près dans le but avoué d'avancer dans la compréhension des paramètres encore méconnus des neutrinos, et notamment cette question si importante qu'on appelle le problème de la hiérarchie des masses.

Les neutrinos existent sous la forme de trois saveurs distinctes, électronique, muonique et tauique, reliées aux leptons électron, muon et tau. Ces trois types de neutrinos ont tous une masse, très faible, et différente l'une de l'autre. Mais nous ne savons toujours pas aujourd'hui quelles sont les valeurs de ces masses et surtout quel neutrino est le plus léger et le plus lourd. C'est cette question fondamentale qui est appelée le problème de la hiérarchie des masses en physique des neutrinos. Ce que nous connaissons actuellement des masses des différents neutrinos, ce sont leurs écarts de masse au carré. Nous savons également assez bien comment un neutrino d'une certaine saveur oscille pour se transformer en un neutrino d'une autre saveur au cours de son mouvement dans le vide ou la matière.
Les neutrinos atmosphériques sont principalement constitués de neutrinos de type muonique. Il existe plusieurs familles de détecteurs permettant d'observer ce genre de neutrinos malgré leur très faible probabilité d'interaction (rappelons qu'un neutrino est capable de traverser la Terre de part en part sans interagir) : les détecteurs Cherenkov à eau (comme SuperKamiokande au Japon, Antarès en Méditerranée ou IceCube en Antarctique), les détecteurs à argon liquide, et les détecteurs à aimants. Dans ces trois cas, ce n'est pas le neutrino qui est directement détecté, mais une particule secondaire issue d'une réaction du neutrino incident dans le détecteur, un muon chargé en l’occurrence.
Protoype de chambre à plaque résistive utilisée dans le détecteur ICAL (INO)

Les physiciens Indiens ont décidé de développer un détecteur du troisième type : un énorme aimant sous forme de plaques de fer magnétisées, intercalées par des plaques de détection. Pour cela, ils doivent construire un laboratoire souterrain exclusivement dédié (dans un premier temps) à ce détecteur. L'utilisation d'un laboratoire souterrain est ici cruciale pour protéger le détecteur de muons des milliards de muons provenant (comme les neutrinos recherchés) de la haute atmosphère et qui sont eux aussi assez pénétrants, mais heureusement bien moins que ne le sont les neutrinos, et forment de fait un signal parasite qu'il faut à tout prix éliminer.

Ce projet de laboratoire est appelé India-based Neutrino Observatory (INO) et est prévu d'être creusé sous une montagne du district de Theni dans l'état de Tamil Nadu, environ à 110 km de la ville de Madurai. C'est d'ailleurs à Madurai que seront installés les locaux opérationnels associés au laboratoire souterrain. INO bénéficiera ainsi d'une couverture rocheuse de 1200 m, soit un peu moins que le laboratoire souterrain français de Modane (1800 m de roche). INO sera accédé grâce à un tunnel spécialement creusé pour l'occasion, d'une longueur de 2,1 km, qui débouchera sur une cavité principale d'un volume très intéressant de 132 m x 26 m x 20 m, entourée de plusieurs cavités expérimentales plus petites qui pourront accueillir diverses petites expériences requérant elles-aussi un environnement à ultra-bas bruit de fond radioactif.
Le détecteur indien est nommé ICAL. C'est ce qu'on appelle dans le jargon un calorimètre. Il sera très imposant, composé de 50000 tonnes de plaques de fer magnétisées entrelacées avec des milliers de chambres à plaques résistives, toutes disposées horizontalement. Il sera à même de détecter des particules chargées et de produire leur trace. Le champ magnétique appliqué sur ce gigantesque aimant aura une valeur de 1,3 Tesla, considérable...
ICAL devrait ainsi permettre de déterminer à la fois la nature de la charge des muons détectés (positive ou négative, signant l'interaction d'un neutrino ou d'un antineutrino muonique), leur impulsion, et leur énergie, des données indispensables pour atteindre les paramètres cinématiques des neutrinos incidents, informations cruciales recherchées pour explorer le problème de la hiérarchie des masses des neutrinos.
Les membres de la collaboration INO lors d'une réunion en avril 2014 (INO Collaboration)
A l'heure actuelle, le design du détecteur est en cours grâce au développement de prototypes et à de nombreuses simulations des interactions particules-matière et permettent d'évaluer quelles pourront être les performances du détecteur. La collaboration INO est déja forte d'une cinquantaine de physiciens et physiciennes indiens répartis sur une quinzaine d'instituts et universités. 
Une durée de l'ordre de 15 ans de prise de données semble indispensable pour atteindre une sensibilité intéressante, à moins que les données de ICAL ne soient mises en commun avec d'autres expériences de détection de neutrinos, et pas forcément des neutrinos atmosphériques, mais pourquoi pas des neutrinos produits par l'homme, comme les neutrinos japonais issus d'accélérateur de l'expérience T2K, ou les neutrinos de réacteur français de l'expérience DoubleChooz ou chinois de Daya Bay.

La recherche sur les neutrinos ne connaît heureusement pas de frontières et l'arrivée d'un nouveau venu dans l'arène ne peut être qu'une bonne nouvelle.

Source : 
Next-generation atmospheric neutrino experiments
A. Kouchner
Physics of the Dark Universe,  4, 60-74 (2014)

lundi 20 octobre 2014

IRIS, un Œil acéré sur la Surface du Soleil

Le Soleil est l'objet le plus imposant de notre système solaire, il  fournit la chaleur et la lumière qui permettent la vie. C'est une étoile banale, d'âge moyen, qui produit de l'énergie par fusion nucléaire de ses atomes d'hydrogène en atomes d'hélium. Mais le Soleil n'est pas qu'une simple boule de gaz rayonnante, il possède une atmosphère qui est très changeante et complexe.




Explosion sur la photosphère imagée
par IRIS le 9 mai 2014 (NASA/IRIS)
C'est dans l'optique d'étudier plus en détails l'interface entre la surface du Soleil (appelée la photosphère) et sa couronne que la sonde IRIS a été lancée par la NASA en juin 2013. Cette interface est le lieu où le plasma voit ses caractéristiques changer brutalement, passant d'opaque à transparent et où l'on passe d'un milieu dominé par le gaz (phénomènes hydrodynamiques) à un milieu dominé par des champs magnétiques (phénomènes magnétohydrodynamiques), .
Les premiers résultats d'IRIS (Interface Region Imaging Spectrograph) viennent d'être publiés dans Science et font même l'objet de la couverture et d'un cahier spécial.
Ces premiers résultats très riches montrent une région tout sauf calme : des champs magnétiques tordus côtoient des sortes de petites explosions apparaissant à intervalles réguliers, des particules accélérées produisent un échauffement au sein de boucles de matière coronale, et des petits jets et boucles de plasma apparaissent à des températures plus froides... 
On peut par exemple mentionner la découverte de l'existence de boucles magnétiques de très courte durée de vie, la mise en évidence de zones de plasma ayant des vitesses opposées mais parallèles et adjacentes, ou encore l'observation pour la première fois de petits jets à très haute vitesse apparaissant fréquemment dans les trous coronaux et liés aux structures de convection des couches sous-jacentes, et qui sont suspectés de jouer un rôle important dans la production du vent solaire.

Toutes ces observations fournissent de nouvelles données très utiles pour bien comprendre comment se créent à la fois l'atmosphère solaire et le vent solaire. Le problème de l'échauffement coronal est notamment une énigme bien connue en astrophysique : lorsque l'on s'éloigne, vers l'extérieur, de la surface du Soleil, qui rappelons-le a une température de 6000 degrés, alors que l'on peut s'attendre logiquement à voir la température décroître, et bien au contraire, la température augmente jusqu'à plusieurs millions de degrés... Ce phénomène commence maintenant à être mieux compris, notamment grâce aux observations d'IRIS, qui montrent le rôle primordial que jouent les champs magnétiques dans ce processus.
Vue d'artiste de IRIS (NASA)

Ce sont aussi les champs magnétiques présents dans la zone d'interface de la surface du Soleil qui semblent être responsables des violentes éruptions qui peuvent libérer une énergie équivalente à plusieurs dizaines de millions de bombes nucléaires... IRIS permet d'étudier ces transferts d'énergie à travers l'atmosphère solaire.
Ce qui se déroule dans cette zone d'interface entre la photosphère et la couronne solaire est crucial à connaître car cela impacte directement l'héliosphère, cette zone d'influence du Soleil dans laquelle les planètes se meuvent. 

Pour effectuer ces délicates observations, IRIS est munie d'un télescope relativement modeste de 20 cm (plus petit que mon Dobson !), qui observe le Soleil dans l'ultra-violet proche et lointain, des longueurs d'ondes inaccessibles sur Terre du fait de leur absorption par l'atmosphère. Ce télescope est en fait un spectrographe, qui permet non pas de faire de simples images, mais surtout de décomposer le spectre lumineux pour en extraire toutes les informations précieuses fournissant des éléments clés sur les processus physiques en présence. Et ce n'est que récemment que des avancées informatiques dans le domaine de la magnétohydrodynamique radiative en 3D ont permis de pouvoir exploiter complètement les spectres acquis par IRIS.

Ces premiers résultats montrent vraiment la puissance de la spectroscopie pour comprendre les diverses sources d'énergie du Soleil, qui sont à l'origine de phénomènes qui peuvent nous toucher directement, comme le vent solaire (pour la santé de nos astronautes), les grosses éruptions (pour la santé de nos satellites) ou les éjections de masse coronale (pour la santé de nos centrales électriques et de nos économies).


Sources :
Looking closer at the Sun
Louise K. Harra
Science Vol. 346 no. 6207 pp. 305-306 (17 October 2014)

V. Hansteen et al., Science 346, 1255757 (17 October 2014)
B. De Pontieu et al., Science 346, 1255732 (17 October 2014)
H. Peter et al., Science 346, 1255726 (17 October 2014)
P. Testa et al., Science 346, 1255724 (17 October 2014)
H. Tian et al., Science 346, 1255711 (17 October 2014)

samedi 18 octobre 2014

Possibles traces d'Axions en provenance du Soleil

Une équipe d'astronomes vient peut-être de mettre en évidence un signal indirect de l'existence de matière noire sous forme d'axions, et oui, encore eux... mais en provenance du Soleil cette fois... C'est en observant des rayons X dans la proximité de la Terre que cette équipe en est venu à cette conclusion.


Comme nous en avons déjà parlé ici encore très récemment, les axions, particules pour l'instant hypothétiques, peuvent, du fait de leur masse (certes très faible) et de leur quantité potentielle dans l'Univers, représenter une grande majorité de la matière noire. Ces axions auraient des propriétés physiques peu communes, comme celle de se transformer en photons en présence de champs magnétiques.

Le Soleil (SDO/NASA)
Le leader de cette équipe, George Fraser, est malheureusement décédé deux jours avant le soumission de leur article relatant ce qui pourrait être considéré comme la première pierre d'une découverte dans quelques années, aux Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, à paraître le 20 octobre. Un article de 67 pages contenant 39 figures!

Des axions pourraient être produits au cœur du Soleil, traverser facilement les couches internes de notre étoile, puis arriver à la périphérie de la Terre, où, par interaction avec le champ magnétique terrestre, elle se transformeraient en photons (gamme des rayons X). C'est en effet un excès de rayons X, complètement inexplicable qu'ont observé Fraser et ses collègues grâce au télescope spatial XMM-Newton. Inexplicable sauf à considérer la présence d'un flux d'axions en provenance du Soleil, qui permet de mettre une origine à ces photons X.
Les observations montrent que quand XMM-Newton passe à travers le champ magnétique terrestre, du côté exposé au Soleil, il mesure un flux de rayons X plus intense que lorsqu'il se trouve plus éloigné du champ magnétique. Or, en considérant toutes les sources possibles et imaginables connues de rayons X, ce flux atteignant XMM-Newton devrait être le même partout... Les chercheurs ont bien entendu évalué, selon eux, toutes les sources de rayons X potentielles, y compris des phénomènes un peu ésotériques comme des interactions du vent solaire avec le champ magnétique terrestre. Mais rien d'autre que l'hypothèse des axions ne permet d'expliquer correctement les observations.
Vue schématique du phénomène propose (University of Leicester)

Il y a un élément quelque peu surprenant toutefois, c'est que XMM-Newton détecte des rayons X même en étant dans une direction orthogonale à celle du Soleil, ce que les auteurs expliquent en montrant que les axions peuvent subir des diffusions avant de muter en photons. 
Mais des astrophysiciens, comme Peter Coles de l'université du Sussex, sont tout de même sceptiques face à ces observations, en estimant que l'excès de rayons X observé pourrait être dû à des effets inconnus de physique des plasmas. Il se trouve aussi que, d'après Garcia Irastorza, physicien de l'équipe du CERN Axion Solar Telescope, une autre expérience dédiée à la recherche d'axions produits par le Soleil, même si le signal est vraiment intriguant, l'explication avancée par les anglais impliquerait des propriétés physiques pour l'axion qui sont assez différentes de celles théorisées depuis plusieurs décennies.

Quoiqu'il en soit, il est encore trop tôt pour parler de découverte, ce que les astrophysiciens britanniques ne clament d'ailleurs pas. D'autres observations par d'autres types d'expériences sont nécessaires pour creuser ces observations. Et un autre télescope spatial pouvant détecter des rayons X, Chandra X-Ray Observatory, serait à même de faire le même type de mesures que XMM-Newton, avec quelques années d'analyses à prévoir...


Source : 
Potential solar axion signatures in X-ray observations with the XMM-Newton observatory
G. W. Fraser et al.
à paraître dans Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (octobre 2014)


jeudi 16 octobre 2014

Ces Galaxies qui ne fabriquent pas d'Etoiles

Les étoiles ne naissent ni dans les choux ni dans les roses, mais dans les galaxies. Ces naissances ont lieu par effondrement gravitationnel de nuages de gaz, essentiellement constitués d'hydrogène (atomique ou moléculaire) et d'hélium. Mais ces nuages comportent généralement aussi quelques traces de poussières faites d'atomes plus gros que l'hélium, que les astronomes ont la sale habitude d'appeler des "métaux". Oui, pour les astrophysiciens, l'oxygène est un métal, allez savoir...



La poussière dans ces nuages de gaz joue un rôle fondamental pour que les étoiles puissent y naître : elle empêche de trop grandes quantités de lumière des étoiles environnantes de pénétrer au cœur du nuage gazeux, ce qui permet alors aux molécules du nuage de pouvoir rayonner leur chaleur vers l'extérieur et se refroidir et donc diminuer la pression gazeuse... jusqu'au point où la force de gravitation devient plus grande que cette pression et provoque l'effondrement qui va finalement allumer l'étoile.
La galaxie naine irrégulière Sextans A
(ESA/NASA/JPL-Caltech/NRAO)

De telles formations d'étoiles arrivent souvent dans les grosses galaxies comme la nôtre. En revanche, on ne sait pas encore très bien comment ça se passe dans les toutes petites galaxies. Il se trouve que ces petites galaxies montrent une abondance très faible en "métaux" dans leurs nuages de gaz, ce qui indique que l'absorption de la lumière y est faible, laissant une pression trop grande pour un collapse gravitationnel. La formation d'étoile y est rendue difficile.
Ce qui fait la différence entre une grosse galaxie comme notre Voie Lactée et de petites galaxies comme Sextans A et ESO 146-G14, objets d'une étude parue cette semaine dans Nature, est leur vitesse de rotation. Notre galaxie a une vitesse de rotation d'environ 200 km/s. Cette grande vitesse de rotation fait que les atomes lourds produits d'explosions stellaires antérieures, se retrouvent piégés dans le milieu interstellaire, et finissent par constituer quelques pourcents de la masse des nuages de gaz de la galaxie. 
Mais les petites galaxies comme Sextans A et ESO 146-G14 tournent beaucoup moins vite : respectivement 23 km/s et 70 km/s. Il faut préciser qu'il existe un lien étroit entre la masse d'une galaxie et sa vitesse de rotation, ces deux petites galaxies sont des minuscules petites choses : 0,2% et 13% de la masse de la Voie Lactée.

Les auteurs de cette étude, Yong Shi et al. montrent que l'abondance en métaux de ces naines est 10 fois plus faible que celle que nous connaissons chez nous. La gravité dans leurs nuages de gaz est en fait si faible qu'elles ne devraient presque pas avoir d'étoiles jeunes. Mais elles en ont quand même quelques unes, et on peut les observer...
Pour déterminer la masse exacte des poussières et le taux de formation d'étoiles dans ces deux petites galaxies, les astrophysiciens chinois et américains menés par Yong Shi ont mobilisé pas moins de trois télescopes spatiaux : Herschel et Spitzer pour observer la poussière en infrarouge, et Galex, pour observer les (rares) étoiles naissantes dans l'ultra-violet.
Le résultat étonnant qu'ils obtiennent est qu'il y a beaucoup plus de poussières que prévu, mais aussi beaucoup plus de gaz, et ce gaz est majoritairement moléculaire (deux atomes d'hydrogène accrochés ensemble). Mais si l'efficacité de formation d'étoiles était similaire à celle de la Voie Lactée, avec tout ce gaz, il devrait y avoir un taux de formation d'étoiles 10 fois plus important que ce qui est observé ici. Une énigme aujourd'hui sans réponse.
Heureusement, ce champ de recherche sur les nuages de gaz moléculaire et les poussières entre actuellement dans une phase très intéressante avec le démarrage du grand radiotélescope interférométrique ALMA (Atacama Large Millimeter Array), installé dans les Andes chiliennes. L'un des objectifs de ALMA est justement d'observer les faibles rayonnements provenant de molécules comme le monoxyde de carbone, très présent dans les cocons d'étoiles.

Ces minuscules galaxies d'aujourd'hui ont certaines ressemblances avec les toutes premières galaxies qui existaient il y a 13 milliards d'années et qui ont pu devenir les belles galaxies comme la nôtre. Elles sont donc d'autant plus importantes à bien connaître.

source : 

Inefficient star formation in extremely metal poor galaxies
Yong Shi et al.
Nature 514, 335–338 (16 October 2014)

mercredi 15 octobre 2014

Trous Noirs et Coeurs Brisés

Cette chanson est la seule que je connaisse qui parle à la fois de trous noirs, de matière noire, d'expansion de l'univers, de gravitation, d'espace-temps et de prix Nobel... Le groupe s'appelle Drugstore, l'album Anatomy



Blackholes & Brokenhearts

I think I know what blackholes really are
A place where everybody falls apart
And I think I know dark matter intimately
It's just the stuff that's really hard to see

And as the universe's expanding
All around us, you and me
They say the end is coming
But I have to disagree
For in the end
It will stop then start again

I think I’ve cracked the meaning of this life
Just thank fuck we're all stuck in space and time
And I think there ain't no major masterplan
And life is just a pretty accident

And as the universe expanding..

I think the only problem I have left
Is gravity, oh what the hell is that?!
And I think it's sad when love affairs go wrong
But that's the topic of my other songs

And as the universe's expanding..

I think I know what blackholes really are
Honestly.
I think I deserve a Nobel prize...

dimanche 12 octobre 2014

L'Anomalie des Rayons Gamma des AGN, un Signe de l'Existence des Axions ?

Les noyaux actifs de galaxies (AGN), dont l'activité est engendrée par la présence d'un trou noir supermassif, ont la particularité de produire des jets de matière et de rayonnement. Ce rayonnement qui nous parvient se trouve sous forme de rayons gamma ultra énergétiques. Mais il existe une anomalie concernant ce rayonnement gamma dans la plupart des AGN...




La galaxie active M87 et son jet de particules
(HST/NASA/ESA)
L'intensité des flux de gamma ultra-énergétiques, tels que reconstruite en prenant en compte tout ce qui se passe entre leur émission à plusieurs milliards d'années-lumière d'ici et leur réception (indirecte) dans nos détecteurs à lumière Cherenkov, est beaucoup trop importante par rapport à ce que nos modèles théoriques des galaxies actives prédisent sur leur production.

L'élément le plus impactant produisant une atténuation des rayons gamma très énergétiques sur des très longues distances est ce qu'on appelle la lumière de fond extragalactique (ou EBL en anglais, pour extragalactic background light). Cette lumière de fond n'est autre que toute la lumière des étoiles des très nombreuses galaxies, qui se propage dans toutes les directions et qui baigne ainsi tout l'espace entre les galaxies, le milieu intergalactique. Cette lumière se retrouve à de très diverses longueurs d'ondes, allant de l'infra-rouge lointain à l'ultra-violet dur.
Et il se trouve que les photons gamma très énergétiques en provenance des jets des galaxies actives peuvent interagir avec cette lumière diffuse. Ils interagissent en produisant des annihilations avec les photons de l'EBL, surtout ceux situés dans l'infra-rouge. Plus l'énergie des photons gamma est élevée, plus ils se retrouvent absorbés par la lumière de fond extragalactique. 
Pour évaluer le flux de rayons gamma réellement produits par les AGN, on doit donc prendre en considération cet effet d'absorption par l'EBL dans le calcul. Il existe plusieurs modèles décrivant l'EBL et ses interactions avec les rayons gamma, et tous aujourd'hui tendent à montrer que les flux de rayons gamma en provenance des galaxies actives, une fois corrigés de cette interaction, sont incompatibles avec les processus physiques connus devant régir la production de rayons gamma au niveau des jets des galaxies actives. 

Il y a donc trois possibilités : soit notre compréhension de la production de photons gamma ultra-énergétique dans les AGN est partielle ou erronée, soit nos modèles décrivant la lumière de fond extragalactique sont incomplets, ou bien enfin, il existe un autre phénomène qui agit sur les photons gamma en contrebalançant l'absorption par l'EBL.
Les deux premières possibilités étant pour le moment au stade de l'impasse, des physiciens se penchent aujourd'hui sur la troisième. Il se trouve qu'il existe théoriquement une solution permettant justement de contrebalancer cet effet d'absorption par l'EBL. Cette solution s'appelle les axions

Principe de l'oscillation photons gamma / axion entre un AGN et la Terre
Les axions sont des particules tout à fait hypothétiques aujourd'hui, qui ont été inventées dans les années 1970 pour expliquer certaines anomalies existant au niveau des composants des noyaux d'atomes (les quarks composant protons et neutrons). Et ces toutes petites particules (de très faible masse a priori) ont la capacité de se transformer en photons (et vice-versa) sous l'action d'un champ magnétique.
Si l'axion est bien réel, il se pourrait alors que les rayons gamma ultra-énergétique, au cours de leur voyage intergalactique, en rencontrant des champs magnétiques importants au voisinage des galaxies, subissent une oscillation (transformation) en axion durant un certaine durée, puis oscillent à nouveau en redevenant photon et ainsi de suite jusqu'à nous parvenir sur Terre sous forme de rayons gamma que nous détectons (ou bien d'axions, que nous ne détectons pas encore). Bien évidemment, durant leur trajet intergalactique sous forme d'axions, les photons gamma initiaux ne subissent plus l'atténuation par la lumière de fond diffuse, ce qui produit finalement un flux plus intense que prévu si on ne considérait pas cette oscillation photon-axion.
Paula Chadwick
(Durham University)
Dans un article paru le 9 octobre dans le Journal of Cosmology and Astroparticle Physics, les physiciens britanniques Jonathan Harris et Paula Chadwick, de l'université de Durham, proposent une telle solution sur la base solide du calcul des oscillations photons gamma-axions au cours du trajet intergalactique mais aussi à l’intérieur même de la source de production des photons gamma, le jet de la galaxie active, là où le champ magnétique est très intense. Ils posent comme hypothèse une masse d'axion de 10^-8 eV et une constante de couplage axion-photon de  10^-11 GeV^-1.

Ils concluent en évaluant quelle serait la probabilité de détecter une signature robuste pour un tel phénomène avec nos instruments actuels ou en projet comme le futur grand détecteur CTA (Cherenkov Telescope Array, voir la vidéo ci-dessous). D'après cette étude, une signature pourrait être observée en peu de temps avec le CTA en scrutant une galaxie active dénommée PKS 2155-304 qui s'avère la meilleure candidate.

L'existence de l'axion va évidemment bien au delà de la simple explication de l'anomalie du flux de rayons gamma des noyaux de galaxies actives. C'est aussi une piste très sérieuse pour l'explication de la masse manquante (ou matière noire), alternative à celle des particules supersymétriques (WIMPs ou neutralinos). Malgré une masse très petite, bien plus faible que celle des neutrinos et a fortiori à celle des WIMPs, leur nombre potentiel pourrait suffire à expliquer une bonne partie de la matière noire. 
Une découverte indirecte de signes du mécanisme d'oscillation entre photon gamma et axion par l'observation des AGN serait fondamentale. Le CTA, quant à lui, pourrait entrer en fonction au cours des vingt prochaines années...

Vues d'artistes du Cherenkov Telescope Array (G. Perez, SMM, IAC)


Source : 
Photon-axion mixing within the jets of active galactic nuclei and prospects for detection
J. Harris and P.M. Chadwick
Journal of Cosmology and Astroparticle Physics 10 (2014) 018

mercredi 8 octobre 2014

Découverte d'un Pulsar Monstrueux

"Waouh, qu'est ce que c'est que ce truc ?". C'est certainement ce que se sont dit les astrophysiciens exploitant le télescope spatial NuSTAR, spécialisé dans la détection des rayons X. Ce truc s'avère être un pulsar, mais extrêmement puissant, pour ne pas dire extrêmement extrême... C'est bien une étoile à neutron en rotation qui pulse des rayonnements, mais elle produit autant d'énergie qu'un très gros trou noir, autant d'énergie que 10 millions de soleils, excusez du peu.


Vue d'artiste d'un pulsar accrétant de la matière (Nik Spencer/Nature)
Bon reprenons. Nous avons déjà parlé ici des ULX (Ultra Luminous X-Ray Sources), jusqu'à présent, on pensait que ces sources de rayons X très lumineuses étaient propulsées par des trous noirs. Et bien se que montrent Matteo Bachetti et ses collègues dans l'étude qu'ils publient cette semaine dans le journal Nature est qu'il n'en est rien. Il peut s'agir de "simples" pulsars, comme celui qu'ils ont pu observé dans la galaxie M82, situé à 12 millions d'années-lumière.

Les ULX sont dues à des objets denses accrétant de la matière d'un compagnon. Le fait qu'une étoile à neutron produise une accrétion similaire à celle d'un trou noir est vraiment nouveau, d'autant que les ULX étaient suspectées être le fruit de trous noirs plutôt gros, du type de taille intermédiaire (entre trou noir stellaire et trou noir supermassif). 

C'est par hasard que l'équipe internationale d'astronomes a mis le doigt sur cette source nommée M82 X-2. Ils étaient en train d'observer une supernova récente quand ils ont détecté une pulsation dans l'ULX M82-X2. Mais les trous noirs ne montrent pas de pulsations... "Qu'est ce que c'est que ce truc ?". Ils s'y sont donc penché de plus près et ont alors démontré la nature de pulsar derrière cette source ultra-lumineuse, grâce à des observations complémentaires effectuées avec les télescopes spatiaux Chandra X-Ray Observatory et Swift.
La période de pulsation mesurée par NuSTAR est de 1,37 secondes, c'est un pulsar plutôt lent. L'énergie émise, équivalente à 10 millions de soleils est 100 fois plus grande que la limite théorique pour ce type d'objets. Pas mal pour un objet de la masse du soleil et grand comme une petite montagne.
C'est clair, on ne comprend pas encore comment une telle émission d'énergie est possible, les auteurs de l'étude proposent un mécanisme d'accrétion "classique" mais avec un taux absolument énorme, 10 fois plus grand que le maximum connu à ce jour, comme si l'étoile à neutron est en train d'arracher toute la matière de son étoile compagne et la transforme instantanément en rayonnement via un échauffement dans son disque d'accrétion avec une efficacité hors du commun.
Il se pourrait maintenant que M82-X2 ne soit pas la seule ULX à pulser et donc à cacher un pulsar montrueux. L'équipe de Matteo Bachetti annonce dès maintenant qu'elle va étudier d'autres ULX, à nouveau avec le trio gagnant de télescopes spatiaux NuSTAR, Chandra et Swift. 

Cette "petite" découverte peut en tous cas mener à d'importantes conséquences, car elle remet en cause la physique de l'accrétion, et remet les théoriciens devant leur tableau, elle peut également participer à la compréhension du phénomène de grossissement rapide des trous noirs dans l'Univers jeune.


Source : 
An ultraluminous X-ray source powered by an accreting neutron star
M. Bachetti et al.
Nature 514, 202–204 (09 October 2014)

dimanche 5 octobre 2014

Le Prix Nobel de Physique pour Vera Rubin, Parti Pris!

Chers Académiciens des Sciences du Royaume de Suède,

Mardi 7 octobre, après-demain, aura lieu l'annonce du ou des lauréats du Prix Nobel de Physique pour l'année 2014. Mesdames et Messieurs les Académiciens des Sciences de Suède, je sors de ma réserve pour vous proposer, ou vous suggérer, voire vous inciter, pour ne pas dire vous implorer de considérer le cas d'une chercheuse qui mérite amplement de se voir attribuer ce fameux Prix. Je veux parler de madame Vera Rubin, aujourd'hui âgée de 86 ans.
Vera Rubin en 1948 (20 ans) à Vassar College
(Vassar Archive)
J'estime que les travaux de Vera Rubin sur la découverte d'une anomalie majeure de la dynamique des galaxies en 1970 et qui a mené des milliers de physiciens et d'astrophysiciens de par le monde depuis lors à étudier quelle pourrait être la raison d'une telle anomalie, appelée existence de matière noire, est une découverte majeure, au même titre que le fut la découverte de l'anomalie de la vitesse d'expansion cosmique mise à jour par Saul Perlsmutter, Brian Schmidt et Adam Riess en 1998 et pour laquelle vous leur avez décerné le Prix Nobel de Physique en 2011.
Faut-il rappeler que la nature du phénomène à l'origine de cette expansion accélérée de l'Univers, attribuée à une "énergie noire", n'a pourtant encore jamais été déterminé, pas plus que celle à l'origine de l'anomalie de la dynamique des galaxies, la "matière noire", découverte par Vera Rubin, ces deux concepts fondant pourtant le paradigme actuel en astrophysique et en cosmologie? Il est même assez aisé de prédire que l'impact de l'existence d'une matière invisible est plus important sur notre vision de l'Univers que ne pourrait l'être celui de la présence d'une énergie du vide.
Vera Rubin installant un spectrographe sur le 84 pouces
du Kitt Peak en 1970 (DTM/Carnegie Institution)

Vous aurez sans doute également remarqué, chers académiciens, que Vera Rubin est une femme. Et nous aurons aussi remarqué, nous, que vous ou vos prédécesseurs, depuis 1901, n'avez décerné le prix Nobel de Physique que deux fois à des femmes : une première fois en 1903 à Marie Curie (pour 1/4 du prix, partagé à la fois avec son époux Pierre Curie et avec Henri Becquerel), puis en 1963 à Maria Goeppert Mayer, à nouveau pour 1/4 du prix, partagé avec deux hommes. Etant donné la valeur des travaux scientifiques de Vera Rubin, rare femme ayant réussi a percer dans le milieu très très masculin (pour ne pas dire plus) de l'astrophysique aux Etats-Unis à la fin des années 1950, et ne pouvant pas croire que vous attendiez 2023 pour décerner un nouveau Nobel de Physique à une représentante de la moitié de l'humanité, fusse pour un quart du prix, vous vous honoreriez à décerner cette année le prix Nobel à cette astrophysicienne hors du commun qui a su convaincre ses pairs par ses travaux extrêmement novateurs à une époque où être une femme était tout sauf une aide dans le monde académique.

Vera Rubin vers 2010
(Michael A. Stecker)


Vera Rubin a suivi ses études a Vassar College dans l'Etat de New York, où elle prit goût à l'astronomie à la fin des années 1940. Elle poursuivit ses études supérieures là où les femmes étaient acceptées, ce fut à Cornell University, où elle eut la chance d'avoir pour professeurs des physiciens de talent, futurs nobélisés (Richard Feynman (1965) ou Hans Bethe (1967)). Elle poursuivit sa thèse de doctorat sous la direction d'un autre physicien déjà nobélisé, George Gamow (1946).
Le résultat de son travail de thèse, en 1954, consacré à l'étude des galaxies, fut déjà révolutionnaire, lorsqu'elle proposa que les galaxies se rassemblaient en vastes amas, un concept qui fut admis seulement vingt ans plus tard par la communauté scientifique. Ce n'est qu'en 1965 que Vera Rubin put être la première femme à pouvoir accéder au télescope du Mont Palomar, jusqu'alors réservé aux hommes...
Mesdames et messieurs les académiciens suédois, si ce n'est pour l'ensemble de ses travaux sur les galaxies, vous vous enorgueilliriez d'offrir le prix Nobel de Physique à Vera Rubin pour ses travaux sans précédents sur l'étude de la rotation des galaxies, qu'elle mena durant toutes les années soixante et soixante-dix et qui la menèrent à imposer observationnellement l'idée de l'existence d'une masse invisible à l'origine des fortes anomalies systématiquement  observées sur des milliers de galaxies.
Mesdames et messieurs les académiciens, vous avez attendu seulement 13 ans pour récompenser l'observation d'une anomalie de l'expansion de l'Univers, dont l'origine est totalement inconnue. Qu'attendez-vous pour récompenser l'observation de l'anomalie de la rotation des galaxies, vieille de plus de 45 ans, et de source tout aussi inconnue, mais pourtant fondamentale aujourd'hui en cosmologie ? Qu'attendez-vous donc pour récompenser le travail d'une femme, astrophysicienne ?
Mesdames et messieurs les académiciens, il se fait tard, et si jamais le nom de Vera Rubin ne vous inspirait pas, vous pourriez avantageusement vous tourner vers celui de Jocelyn Bell (71 ans), découvreuse en 1967 du premier pulsar, et dont vous ou vos prédécesseurs avez honteusement attribué la découverte et le prix Nobel en 1974 à celui qui n'était que son directeur de thèse et cosignataire des travaux...

Avec tous mes respects,




vendredi 3 octobre 2014

La comète Siding Spring va frôler Mars le 19 octobre 2014

Vous vous souvenez sans doute de la comète ISON qui frôla le Soleil en novembre dernier et qui devait nous fournir de nombreuses données grâce à une armada de satellites et autres sondes qui avaient été braquées vers elle pour l’occasion, une occasion unique de scruter une telle comète ultra-rasante (et qui s’en est d’ailleurs brûlé la chevelure). Et bien ce ne sera peut-être rien par rapport à ce que nous attendons fébrilement pour le 19 octobre prochain.



C’est en effet le 19 octobre 2014 qu’une belle rencontre va avoir lieu : une comète, dénommée Siding Spring (de son vrai nom C/2013 A1) va littéralement frôler, non pas le Soleil, ni la Terre, mais Mars ! Et quand je dis frôler, c’est réellement frôler :  Siding Spring va passer à seulement 100000 km environ de la surface martienne, soit un tiers de la distance séparant la Terre de la Lune. On peut même dire qu’on a manqué de peu un spectacle qui aurait été encore plus exceptionnel ou grandiose, l’impact…

Trajectoire de la comète Siding Spring (NASA)
Mais ce passage très proche est tout de même une opportunité incroyable. Comme vous le savez peut-être, Mars est la planète la plus étudiée actuellement, possédant pas moins de 5 sondes en activité qui lui tournent autour. Le spectacle promet ainsi d’être observé de très près, sous toutes les coutures possibles.

Et qui plus est, Siding Spring, découverte par des astronomes australiens en janvier 2013,  n’est pas une comète « classique », elle provient de la zone très externe du système solaire appelé le nuage d’Oort, qui forme comme une sorte de coquille sphérique peuplée de milliards de petits corps de glace, à une distance de 30000 unités astronomiques du Soleil (ou 0,5 année-lumière si on préfère). Ces corps ont au moins l’âge du Soleil : 4,6 milliards d’années, et on estime que Siding Spring s’est échappée du nuage d’Oort pour sa première fois. Les informations que nous allons en tirer seront donc extrêmement précieuses. Les comètes plus classiques, comme par exemple la comète 67P bientôt étudiée in situ par Rosetta/Philae, elles, possèdent des orbites situées dans le plan des orbites planétaires, ont une période orbitale de quelques dizaines à quelques centaines d’années et proviennent d’une zone annulaire de petits corps bien moins éloignée, un peu au-delà de l’orbite de Neptune, qui est appelée la ceinture de Kuiper.

On sait que Siding Spring se rapproche pour la première fois de l’intérieur du système solaire car des mesures ont montré qu’elle possède une quantité significative de monoxyde et de dioxyde de carbone, qui auraient été très vite volatilisés en cas de multiples passages près du Soleil.
Les 5 sondes en orbite autour de Mars sont donc aux avant-postes, nous avons ici les américaines Mars Odyssey, MRO (Mars Reconnaissance Orbiter) et MAVEN (Mars Atmosphere and Volatile EvolutioN), l’européenne Mars Express, et la toute nouvelle sonde Indienne MOM (Mars Orbiter Mission). Mais ces sondes seront tellement proches de la comète, et surtout de sa queue, que cela en devient problématique.

Toutes ces sondes ou presque ont ainsi été programmées pour modifier leur trajectoire (le cas de la sonde Indienne n’a pas encore été totalement finalisé) afin de se trouver de l’autre côté de Mars durant les quelques dizaines de minutes où la queue de la comète va copieusement arroser l’atmosphère de la planète. Des instruments sur MAVEN vont même être complètement éteints pour éviter tout risque électromagnétique.

Siding Spring (C/2013 A1) imagée le 4 mars 2014 en Australie
(Rolando Ligustri)
Mais avant le passage au plus près et juste après, les sondes devraient se régaler en laissant tomber Mars pour se tourner vers le noyau de cette étonnante comète venue des confins du système solaire. Les planétologues espèrent qu’ils pourront imager le noyau cométaire avec MRO, ce qui serait une première pour un objet du nuage d’Oort. Hormis la dimension et la forme de C/2013 A1, on devrait pouvoir mesurer son albédo (comment elle réfléchit la lumière), ce qui fournira des informations sur sa composition.
Quant à MAVEN, qui est dédiée à l’étude de l’atmosphère de Mars, elle pourra tout aussi bien étudier le gaz entourant la comète ainsi que sa chevelure. Il y a même mieux : comme la queue de la comète devrait taper dans l’atmosphère de Mars, on s’attend à des phénomènes tout à fait particuliers, et qui seront observés grâce à MAVEN. La collision devrait produire des aurores dans l’atmosphère de Mars ainsi qu’un échauffement local de près de 50°, ce qui est loin d’être négligeable. 

Cette rencontre impromptue et si prometteuse ne durera que quelques jours, Siding Spring poursuivra son chemin en quittant le plan orbital des planètes et ne reviendra à notre voisinage que dans plusieurs millions d’années peut-être. Entre temps, notre connaissance de notre environnement planétaire lointain devrait s’être fortement améliorée, en espérant que la prochaine visite de ce type ait lieu à proximité de la Terre (mais pas trop quand-même).



Source : 
Intruder from the Oort cloud will graze Mars
E. Hand
Science Vol. 346 no. 6205 p. 19  (3 October 2014)


jeudi 2 octobre 2014

1 Galaxie Spirale + 1 Galaxie Spirale = 1 Galaxie Spirale

Durant de très nombreuses années, les astronomes pensaient que la fusion de deux galaxies spirales formait une grosse galaxie dite elliptique, sans aucun disque spiralé montrant d'harmonieux bras. Mais depuis une dizaine d'années, la puissance de calcul des ordinateurs a permis de montrer que ce paradigme devait être faux, la galaxie résultante pouvait tout à fait être encore une belle spirale formant un disque si les galaxies fusionnant contenaient beaucoup de gaz.



NGC 5257 - NGC 5258
(Hubble ST/ESA/NASA)
Et bien aujourd'hui, une équipe japonaise vient d'apporter la preuve observationnelle que les fusions de galaxies produisent bel et bien des galaxies spirales formant un disque de rotation.

La raison fondamentale de ce phénomène est à lier à un paramètre mécanique qu'on appelle le moment cinétique. Dans un disque galactique, les étoiles et le gaz tournent ensemble autour du centre. Quand deux galaxies en rotation (avec des axes qui peuvent être très différents) s'approchent l'une de l'autre et fusionnent, les étoiles de l'une peuvent accaparer de l'énergie rotationnelle (du moment cinétique) du gaz de l'autre, par interaction gravitationnelle, ce que le gaz ne peut pas faire. A contrario, les masses de gaz des deux galaxies partagent leur énergie rotationnelle. Et lorsqu'il n'y a pas assez d'étoiles pour "voler" le moment cinétique gazeux, c'est à dire quand l'une des deux galaxies est très chargée en gaz, le résultat de la fusion mène inévitablement à la formation d'un disque de matière dans la nouvelle galaxie formée.
NGC 5331 (Hubble ST/ESA/NASA)

L'équipe japonaise qui publie son étude dans the Astrophysical Journal Supplement Series, menée par Junko Ueda du National Astronomical Observatory of Japan, a étudié la rotation de 37 galaxies issues de fusions en observant les raies spectrales émises par la molécule de monoxyde de carbone, très abondante dans les nuages de gaz interstellaire des galaxies. 
Sur cet échantillon de galaxies, 24 d'entre elles montrent des signes sans équivoque de disque de rotation, et parmi celles-ci, 18 montrent même des signes de présence d'anneau ou de barre.
Mais parmi ces 24 galaxies en rotation, toutes ne sont pas de belles spirales, 13 possèdent un disque plus petit que l'extension totale du bulbe d'étoiles, les 11 autres étant quant à elles de très jolies spirales comme on les aime...
Ueda montre ainsi que nous avons donc une fraction de 46% des galaxies en rotation issues de fusion de galaxies spirales qui sont elles aussi des spirales.

C'est un résultat observationnel qui soulage. Car non seulement il vient confirmer ce que disaient les ordinateurs, mais il permet surtout de confirmer qu'il y a bien une raison pour laquelle les plus grosses galaxies que nous connaissons aujourd'hui sont des spirales. Elles ont donc pu en arriver là par fusions de plusieurs galaxies, ce qui était devenu évident depuis quelques années.

L'équipe japonaise a produit une petite animation permettant de visualiser ce qui se passe lors d'une fusion de deux galaxies spirales et comment ils mesurent la rotation, en regardant le décalage des longueurs d'onde vers le bleu (rapprochement) et vers le rouge (éloignement). Laissez vous emporter par ce bal de galaxies, on ne s'en lasse pas.




Source :
Cold Molecular Gas in Merger Remnants. I. Formation of Molecular Gas Disks.
J. Ueda et al. 
Astrophysical Journal Supplement Series, September 2014