30/09/13

Curiosity Révèle la Composition du Sol du Cratère Gale

La revue scientifique Science met cette semaine Curiosity en couverture. Un supplément spécial retrace les premiers résultats des analyses chimiques du sol martien dans le cratère Gale.  C’est le 6 aout 2012, lorsque que le rover est arrivé sur la surface de la planète rouge, que Mars a reçu son laboratoire de géochimie le plus évolué.
Ses 10 instruments ont été déployés et exploités sur différents types de matériaux durant les 100 premiers jours martiens de la mission, incluant des analyses de roches, de sol et d’atmosphère. Curiosity a été envoyé pour étudier prioritairement une zone appelée le cratère Gale, où une grande diversité de matériaux avait été observée depuis les instruments en orbite.
Bien évidemment, un focus avait été fait sur les matériaux montrant des interactions avec un environnement aqueux.  Mais la mission devait également caractériser la diversité géologique du site d’amarsissage à différentes échelles : des ejecta d’impact, des éléments de sols et des accumulations de sédiments fins transportés par les vents.
Deux points d’arrêt notables se sont trouvés sur les 500 premiers mètres parcourus par le rover, le premier est un gros rocher, qui a reçu le nom de Jake_M, et le second est un amoncellement de sable et de poussière, dénommé Rocknest.

Poudre de sol prête à l'analyse par CheMin (NASA/JPL-Caltech)
Stolper et al. précisent que Jake_M a été rencontré à 282 m du site d’arrivée. C’est un gros caillou sombre, d’apparence homogène, et qui représente un type de magma martien jusqu’alors inconnu. A contrario des basaltes tholeiitiques typiques de Mars, qui sont riches en fer et pauvres an aluminium et peu fractionnés, Jake_M est apparu très alcalin et fractionné. En fait Jake_M est très similaire à certaines roches rencontrées sur Terre, quoique assez rarement, les mugearites, que l’on peut trouver dans des îles océaniques et des zones de rift. Les géophysiciens estiment qu’il provient probablement de magmas issus de la fonte partielle à haute pression de basaltes riches en eau.

Durant les 100 premiers jours de la mission, l’instrument ChemCam à produit plus de 10000 spectres grâce à son laser qui lui permet ainsi de caractériser la diversité des matériaux par leur surface. Le ChemCam peut également distinguer les composants du sol en fonction de la taille de grains. Ce que montrent Meslin et al. dans ce supplément de Science, c’est que les gros grains du sol sont plutôt des grains de type « felsique », riches en silicium et en aluminium, très similaires à la composition des fragments de roches plus gros rencontrés par Curiosity sur son chemin. Cela les amène à conclure qu’une grande partie du sol est constituée de tout petits morceaux de roches, des grains de sable issus de la fragmentation. En revanche, les grains plus petits qu’un millimètre, eux, sont différents, de type « mafique », très similaires à ce qui avait été observé il y a quelques années par les missions de rovers précédentes.

Le tas de sable et de poussière Rocknest, lui, a été analysé par l’instrument CheMin par diffraction de rayons X, ainsi que par le APXS (Alpha Particle X-Ray spectrometer). Les résultats diffèrent quelque peu en fonction des techniques d’analyse utilisées, mais il apparaît que  la majorité du dépôt est de composition cristalline d’origine basaltique (entre 55% et 71%) et l’autre part composée de matériaux amorphes, probablement des oxydes de fer.
SAM avant son installation sur le rover (NASA)
Leshin et al. se sont penchés eux aussi sur le matériau de Rocknest par l’utilisation de la pyrolyse grâce au SAM (Sample Analysis on Mars). De nombreux composés volatiles ont pu être observés, provenant probablement de la composante amorphe. Par ordre décroissant d’abondance, ils ont trouvé les molécules suivantes : H2O, SO2, CO2 et O2. Du beau monde… 
Il est très probable, selon les spécialistes que l’eau (H2O) est contenue dans le composé amorphe et que le CO2 a été libéré via la décomposition de carbonates de fer et de magnésium que n’avait pas réussi à voir CheMin de par leur faible abondance (inférieure à 2%).

Une analyse isotopique de l’eau et du CO2 a par ailleurs montré que ces molécules étaient semblables à celles rencontrées dans l’atmosphère martienne.

SAM a également mis en évidence la présence d’autres composés chimiques comme des chlorures oxygénés, tout à fait similaires à d’autres composés du même type trouvés par des missions antérieures très éloignées du cratère Gale, ce qui suggère que leur accumulation reflète un processus global au niveau de la planète…






Références :
The Petrochemistry of Jake_M: A Martian Mugearite
E. M. Stolper et al.
Science (27 September 2013) Vol. 341 no. 6153

Soil Diversity and Hydration as Observed by ChemCam at Gale Crater, Mars
P.-Y. Meslin et al.
Science (27 September 2013)  Vol. 341 no. 6153

X-ray Diffraction Results from Mars Science Laboratory: Mineralogy of Rocknest at Gale Crater
D. L. Bish et al.
Science (27 September 2013)  Vol. 341 no. 6153

Curiosity at Gale Crater, Mars: Characterization and Analysis of the Rocknest Sand Shadow
D. F. Blake et al.
Science (27 September 2013)  Vol. 341 no. 6153

Volatile, Isotope, and Organic Analysis of Martian Fines with the Mars Curiosity Rover
 L. A. Leshin et al.
Science (27 September 2013)  Vol. 341 no. 6153




25/09/13

Découverte de la Galaxie la Plus Dense

C'est une toute petite galaxie, une de celles qu'on appelle les galaxies naines ultra-compactes. Et compacte, on peut dire qu'elle l'est, celle-là!
Son petit nom est M60-UCD1. Elle est située tout près de la "grosse" galaxie elliptique M60, à 54 millions d'années-lumière de chez nous.

M60-UCD1 (Chandra X-Ray Observatory, Harvard)
L'image ci-dessus a été obtenue par la composition d'images en rayons X par le télescope spatial Chandra, et en visible, grâce à Hubble. C'est ce dernier qu'il l'a découverte.
Ce qui est extraordinaire dans cette petite galaxie, ce n'est pas sa masse, qui est d'environ 200 millions de masses solaires (ce qui est relativement léger), mais c'est que la moitié de cette masse est située dans une sphère de seulement 80 années-lumières de rayon!
Cela veut dire que la densité d'étoiles y est 15000 fois plus importante que ce que nous connaissons dans le voisinage du Soleil!...

Une autre observation intrigante est une très forte émission de rayons X dans son centre... Trou noir, vous avez dit trou noir ? Supermassif en plus, 10 millions de masses solaires rien que pour lui...

Les astrophysiciens essayent de déterminer l'histoire de ce type de galaxies très particulières. Est-ce qu'elles naissent à partir d'un amas d'étoiles (un amas globulaire qui grossirait, grossirait...) ou bien à l'inverse, étaient-elles des galaxies plus grosses qui auraient perdu des étoiles au fur et à mesure du temps qui passe ? Car du temps, il en est passé. L'âge de M60-UD1 est estimé à 10 milliards d'années...

Ce qui est sûr, c'est qu'on ne trouve pas de trous noirs supermassifs au centre des amas globulaires. Les astrophysiciens s'orientent donc vers la deuxième solution. Cette galaxie hyper dense serait le résidu d'une galaxie plus grosse qui aurait pu subir une violente collision avec une autre galaxie, ce que corroborent également la masse de la galaxie et le fait que l'on y trouve une abondance d'éléments très similaire à ce qu'on trouve dans le soleil.
Si ce scénario est le bon, M60-UD1 aurait du être 50 à 200 fois plus massive qu'elle ne l'est aujourd'hui, ce qui rendrait cohérente la masse de son trou noir supermassif vis à vis de la masse globale. Il est probable que le phénomène de dépouillement d'étoiles qu'a subi M60-UCD1 ait eu lieu il y a bien longtemps, plusieurs milliards d'années.


source : 
The Densest Galaxy
J. Stader et al.
The Astrophysical Journal Letters,  20 september 2013

22/09/13

L'Anisotropie du Fond Diffus Cosmologique

Deux anomalies du fond diffus cosmologique observées par le prédécesseur du satellite Planck, WMAP, ont été confirmées au printemps dernier par les données de Planck, excluant de fait un biais de mesure.
L'une d'elle est une asymétrie de la température moyenne dans les hémisphères opposés du ciel (indiqués par la ligne courbe sur la figure ci-dessous, où les anomalies sont renforcées par la coloration rouge-bleu pour les rendre mieux visibles). Les températures sont légèrement plus élevées au sud de l'écliptique qu'au nord. Cela va à l'encontre des prédictions du modèle standard cosmologique qui dit que le fond diffus doit être homogène et isotrope. La seconde anomalie visible dans les données de WMAP et de Planck est un point froid qui s'étend sur une zone du ciel de l'hémisphère sud bien plus importante qu'une simple fluctuation (zone entourée ci-dessous).
Carte du CMB (ESA/Planck Collaboration)
Le rayonnement diffus cosmologique (CMB en anglais), est l'une des meilleures sondes pour explorer les très grandes structures de l'Univers. D'après le modèle de Big Bang actuelle, le fond diffus cosmologique est apparu lorsque la soupe primordiale s'est suffisamment refroidie dans l'expansion pour que les protons et les électrons puissent se combiner pour former des atomes d'hydrogène neutre et ainsi "libérer" les photons. C'était 380000 ans après l'instant initial. Si l'Univers était parfaitement homogène et isotrope, le CMB serait exactement identique partout dans toutes les directions du ciel. Mais il n'y aurait alors jamais eu de galaxies, d'étoiles et encore moins de planètes, et de grands singes bipèdes se posant des questions... 

Ce sont de très petites inhomogénéités dans l'Univers primordial qui ont fini par former toutes ces structures. Et ces inhomogénéités apparaissent dans le rayonnement du fond diffus, sous forme de très petites variations de température. La température moyenne de ce rayonnement vaut 2.735 kelvins, et les plus grosses fluctuations valent environ un dix millième de kelvin.
Modèle de Bianchi de type VIIh
Ces fluctuations devraient être distribuées statistiquement de façon uniforme dans toutes les directions (on parle d'isotropie).
Mais ni WMAP ni Planck n'ont réussi à démontrer la parfaite isotropie des fluctuations du CMB, au contraire. Leurs données sont cohérentes, il existe bel et bien une anisotropie aux grandes échelles angulaires, comme si il existait une direction privilégiée.

Or, il existe des modèles dynamiques qui proposent une structure à la fois homogène, mais anisotrope. Ces modèles qui incluent une expansion anisotrope associée à une rotation globale sont appelés des modèles de Bianchi de type VIIh, d'après le mathématicien du 19ème siècle Luigi Bianchi qui a imaginé ces premiers modèles mathématiques.

Dans un modèle de Bianchi de type VIIh, c'est comme si les photons du CMB se propagent le long de géodésiques qui seraient en rotation autour d'un axe de symétrie et décalés vers le rouge du fait d'une expansion additionnelle. On aurait alors affaire à l'addition d'un cisaillement et d'une vorticité des géodésiques.
Appliqué au CMB, le modèle de Bianchi de type VIIh donne une structure extrêmement proche de la distribution observée par le satellite Planck (voir la comparaison des deux cartes ci-dessus).

Lorsqu'on soustrait la composante anisotrope du Bianchi VIIh dans la carte du CMB de Planck, on retrouve une répartition tout à fait homogène et isotrope...
Tout cela semble vraiment très séduisant, mais il y a un petit problème... Il se trouve que ce type de modèle n'est pas cohérent ni avec la théorie de l'inflation, ni avec les valeurs mesurées de la densité d'énergie de l'Univers, qui sont par ailleurs validées par les données de Planck. Alors que penser ?

Une certitude est qu'il faut très probablement abandonner le dogme de l'isotropie cosmologique. L'autre certitude est qu'il y a encore de nombreux points à creuser pour en connaître la nature et l'origine. Les données du CMB et les anomalies observées doivent en être le point d'entrée. La ressemblance troublante de la carte du modèle de Bianchi de type VIIh avec la carte de Planck n'est sans doute pas à prendre à la légère malgré les tensions qu'elle induit. C'est dans les tensions que peuvent jaillir de nouvelles idées.

21/09/13

Des Nébuleuses Planétaires Etrangement Alignées

Des astronomes anglais viennent de trouver quelque chose d'étonnant. De nombreuses nébuleuses planétaires situées au cœur de notre galaxie montrent un alignement identique, elles sont alignées le long du plan galactique.
Il s'agit d'un certain type de nébuleuses planétaires, celles qu'on appelle des nébuleuses planétaires bipolaires. Les nébuleuses planétaires peuvent être classifiées selon trois familles : les polaires (les nébuleuses planétaires en forme de boule ou de coquille), les biploaires (qui montrent des formes de double lobe ou d'ailes de papillon) et enfin les non-polaires, qui se trouvent sans forme bien définie.
Une nébuleuse planétaire n'a de planète que le nom qui leur fut donné il y a quelques siècles. Il s'agit en fait d'enveloppes de gaz expulsées par une étoile de faible masse en fin de vie. Les nébuleuses planétaires bipolaires produisent de particulièrement belles formes.

Exemples de nébuleuses planétaires bipolaires : Hen3-1475, Hubble5, M2-9, NGC 5189,  NGC6302 et NGC 6881 (Hubble Space Telescope, NASA/ESA)
Les astronomes anglais de l'université de Manchester qui ont fait cette étude se sont penchés sur plus d'une centaine de nébuleuses planétaires des trois types peuplant la zone centrale de notre galaxie, qu'on appelle le bulbe. 
Toutes ces nébuleuses planétaires sont issues d'étoiles sans aucun lien entre elles, sauf leur appartenance à la même galaxie. Ce qu'ont découvert Bryan Rees et Albert Zijlstra, c'est que la plupart des nébuleuses planétaires bipolaires qu'ils ont observées avec le New Technology Telescope de l'ESO et le Télescope Spatial Hubble, sont orientées dans la même direction... ce qui est tout à fait surprenant sachant qu'elles ont toutes une histoire et des caractéristiques différentes. Leur grand axe est orienté dans le plan galactique.
"Alors qu'observer un tel alignement est déjà très surprenant, le voir dans la région centrale de la galaxie, très peuplée, est encore plus inattendu", précise Albert Zijlstra.
La célèbre nébuleuse bipolaire PN Hb 12, aussi appelée Hubble 12 (NASA/ESA)

On estime généralement que la forme des nébuleuses planétaires est sculptée par la rotation du système d'étoiles en étant à l'origine, souvent un système d'étoiles double. La présence de planètes peut également influencer fortement la forme de la bulle de gaz. La forme très particulière des nébuleuses bipolaires est probablement causée par des jets soufflant de la matière perpendiculairement à l'orbite du système.

Mais pour s'aligner comme l'ont observé les deux astronomes anglais, les étoiles binaires ayant formé ces nébuleuses auraient dû tourner perpendiculairement aux nuages interstellaires à partir desquelles elles se sont formées, ce qui paraît très étrange.
Schéma du processus d'alignement suggéré par B. Rees and A. A. Zijlstra

Tout le bulbe central est en rotation autour du centre galactique. Il semble ainsi que le bulbe ait une influence bien plus importante sur l'ensemble de la galaxie que ce qu'on pouvait penser auparavant, notamment via ses champs magnétiques. Comme les étoiles progénitrices des nébuleuses planétaires sont âgées entre 8 milliards et 13 milliards d'années, les auteurs suggèrent que c'est au moment de la naissance de ces étoiles binaires que le champ magnétique du bulbe, orienté dans le plan galactique, à forcé le plan de rotation des systèmes stellaires en formation à se retrouver dans le plan orthogonal au plan galactique.

L'alignement des résidus nébuleux de toute beauté que nous obervons aujourd'hui serait donc la signature de ces plans de rotation parallèles, eux-même signant la caractéristique du champ magnétique galactique qui existait il y a plusieurs milliards d'années et qui n'existe plus aujourd'hui.


Référence :
Alignment of the Angular Momentum Vectors of Planetary Nebulae in the Galactic Bulge
B. Rees and A. A. Zijlstra
à paraître in Mon. Not. R. Astron. Soc. 

14/09/13

Découverte de Dizaines de Milliers d'Amas Globulaires au Coeur de Abell 1689

L'amas de galaxies Abell 1689 était déjà connu pour sa masse très imposante qui produit l'une des plus belles images illustrant le phénomène de lentille gravitationnelle, où des galaxies très éloignées situées en arrière plan apparaissent de part et d'autre de l'amas, leur lumière formant des arcs de cercle, déformée par le puits gravitationnel de Abell 1689.
Cet amas de galaxies vaut vraiment le détour, et c'est une équipe mexicaine menée par l'astrophysicienne Karla Alamo-Martinez qui s'est penchée sur le cœur de l'amas, en utilisant l'un des meilleurs outils à disposition, le télescope spatial Hubble.

Ce qu'ils ont découvert est surprenant : plus de 10000 amas globulaires en lumière visible (Hubble les a traqués jusqu'à la magnitude 29, ce qui équivalent à une luminosité 1 milliard de fois plus faible que la plus faible étoile que vous pouvez voir à l’œil nu par un ciel très noir...

Abell 1689 observé par Hubble. Détail à droite, où les amas globulaires sont visibles (NASA/ESA)
Rappelons-le les amas globulaires sont des rassemblements de plusieurs centaines de milliers d'étoiles, parmi les plus vieilles, la plupart formées dans un Univers vieux de 2 à 3 milliards d'années. Ces rassemblements d'étoiles forment des sortes de grosses boules où les étoiles sont si proches qu'elles subissent le plus souvent des interactions gravitationnelles entre elles.

M22, l'un des plus beaux amas globulaires visibles par les amateurs 
Et à partir de ces 10000 amas globulaires observés dans une petite zone de l'amas Abell 1689, les astrophysiciens mexicains et leurs collègues peuvent extrapoler la quantité de tels amas globulaires qui peuplent Abell 1689 dans sa totalité. Ils arrivent au chiffre de 160000 amas globulaires, dans un diamètre de 2,4 millions d'années-lumières ! 

Pour donner une comparaison, il faut savoir que notre galaxie, notre petite galaxie, abrite environ 150 amas globulaires...
Ceux de l'amas de galaxies Abell 1689, sont situés à 2,25 milliards d'années-lumière de nous, ce sont donc également les amas globulaires les plus lointains que l'on connaisse...

Ce que les astronomes ont également réussi à observer grâce aux instruments de Hubble, c'est que la grande majorité de ces amas globulaires étaient formés au centre de l'amas de galaxie, là où la densité de matière noire est maximale, avec une sorte de corrélation entre le nombre d'amas globulaires et leur distance au centre de l'amas de galaxies, et la densité de matière noire...


Source :
The Rich Globular Cluster System of Abell 1689 and the Radial Dependence of the Globular Cluster Formation Efficiency
Karla. A. Alamo-Martínez et al.
ApJ 775 20 2013, à paraître.

12/09/13

Des Orages Nucléaires

Le saviez-vous, lors des orages, les éclairs et la foudre qui parsèment le ciel sont la source de réactions nucléaires...
Des indices montrant que des neutrons seraient produits durant les orages étaient connus depuis les années 1980, mais cela n'avait encore jamais pu être réellement démontré expérimentalement. Il avait été constaté que lors de gros orages il apparaissait une augmentation significative du "bruit de fond" neutronique, normalement attribué au rayonnement cosmique.
Ce sont des physiciens russes qui ont enfin pu caractériser un peu mieux ces véritables petits canons à neutrons que sont les éclairs et la foudre et qui publient leur résultat cette semaine dans Physical Review Letters.

Pour cela, l'équipe russe a reproduit en laboratoire des grosses décharges électriques dans de l'air "normal", grâce à un vieil accélérateur d'électrons transformé pour l'occasion, pouvant créer un champ électrique de 1 MV/m pour une intensité de 10 kA.

En positionnant judicieusement différents détecteurs de neutrons (des détecteurs à traces et des scintillateurs plastiques) à différentes distances autour de l'éclair de décharge qui forme un canal de plasma, ils sont parvenus à mesurer un flux de l'ordre de 1 million de neutrons par cm² ayant une source spatialement étendue, et avec des neutrons d'énergie pouvant dépasser 10 MeV.

Ils observent également la création de rayons X en coïncidence avec ces neutrons énergétiques. Même si l'origine exacte de ces neutrons reste mal comprise, il est fort probable qu'ils soient dûs à des réactions photonucléaires, ayant justement pour origine les rayons X, qui sont, eux, produits par les électrons énergétiques du courant ionique de l'éclair.

Schéma imagé du processus de Bremsstrahlung
Reprenons. Le fort champ électrique appliqué produit un passage de charges électriques dans l'air qui se trouve ionisé : des électrons de plusieurs MeV d'énergie cinétique se déversent dans le canal qui forme l'éclair. L'ionisation locale associée à la chaleur générée par les interactions des charges produisent une émission de lumière (c'est l'éclair que nous voyons). 
Parallèlement, la forte chaleur très localisée dilate fortement une toute petite zone sur son passage. Il se créé alors une onde de choc acoustique, c'est le claquage caractéristique que l'on peut entendre, ou le tonnerre si vous préférez  Jusque là, rien de bien nouveau. 

Mais voilà que les électrons interagissent également au niveau du champ coulombien des noyaux d'atomes et peuvent être fortement ralentis. Ils émettent dans ce processus appelé Bremsstrahlung, des rayons X, dont l'énergie va se distribuer jusqu'à l'énergie maximale des électrons incidents.

Et c'est là que vont pouvoir apparaître nos neutrons : les photons X, qui sont émis préférentiellement dans la direction des électrons précurseurs, à leur tour, peuvent générer des réactions nucléaires sur les noyaux d'atomes composant l'air atmosphérique où ils se propagent, pour produire ce qu'on appelle des photoneutrons. Ces réactions sont nommées dans le jargon des physiciens nucléaires des réactions (gamma,n).

Il n'y a donc pas que les rayons cosmiques qui finissent par produire des neutrons en interagissant dans l'atmosphère. A bien plus basse altitude, les gros orages et leurs cumulonimbus monstrueux emmagasinent suffisamment d'énergie électrique pour eux aussi jouer avec le feu neutronique...

Les auteurs de cette étude souhaitent poursuivre leurs investigations pour déterminer où exactement sont produits les neutrons dans la décharge électrique. Ils doivent pour cela mesurer le "temps de vol" et la direction des neutrons, ce qui n'est pas si simple quand il s'agit de nanosecondes.

Référence :
Observation of Neutron Bursts Produced by Laboratory High-Voltage Atmospheric Discharge
A. V. Agafonov, et al.
Phys. Rev. Lett. 111, 115003 (2013)  September 12, 2013


11/09/13

Lune, Saturne, et le Temps qui Passe

Ce soir Saturne n'était pas très loin de la Lune, comme Vénus, d'ailleurs. Elles ont en commun leur lumière, qui est la même, celle du Soleil...

Lune et Saturne (canon EOS 1000D 250 mm)
Deux photons ayant quitté la surface du Soleil en même temps viendront mourir dans notre rétine après un passage sur le sol de la Lune pour l'un et dans l'atmosphère saturnienne pour l'autre, mais avec un temps de trajet très différent : 8 minutes et quelques secondes pour l'un, 2h50 pour l'autre... Saturne est ici telle qu'elle était quand il faisait encore jour... Le présent n'existe pas en astronomie.

Canon 1000D sur Barlow x2, Dobson 254 mm
Mais le présent existe-t-il ailleurs, dans ce ballet incessant d'événements futurs qui se jettent dans le passé à corps perdu ?

Canon 1000D sur Barlow x2, Dobson 254 mm


10/09/13

MUSE, un Nouvel Instrument Ultra-Performant pour le VLT

Ce petit film décrit très bien ce qu'est l'astrophysique du point de vue instrumental. A regarder jusqu'au bout ! Tout y est dit dans le détail, je n'ai rien à ajouter...

07/09/13

Les Trous Noirs font le Ménage

Il faut encore que je vous parle des trous noirs. Vous vous en souvenez, on sait qu'il existe un lien étroit entre la masse du trou noir central d'une galaxie et la masse totale de la galaxie. Le rapport est à peu près constant pour la grande majorité des galaxies dans lesquelles on a pu détecter la présence de l'astre sombre : 1 pour 1000. La masse du trou vaut 1 millième de celle de la galaxie entière et ce quelle que soit la galaxie.

C'est étonnant et considérable surtout quand on connaît les dimensions respectives de ces deux éléments et quand on sait que la masse des trous noirs en question peut s'étaler entre le million de masses solaires et la dizaine de milliards. Le fait qu'il semble exister un lien entre la masse d'un trou noir central et sa galaxie hôte laisse supposer une relation privilégiée, une coévolution comme l'appelle les astrophysiciens. Certains modèles de formation des galaxies proposent même que le trou noir central produit un mécanisme qui tend à réguler le grossissement de la galaxie.

Image en radio de la galaxie 4c12.50 située à 1,5 milliards d'A.L (Morganti et al., NRAO/AUI/NSF)
On ne peut que se demander comment un objet aussi petit - l'horizon d'un trou noir supermassif ne dépasse guère la taille du système solaire - peut influer sur l'ensemble aussi vaste qu'est une galaxie (plusieurs dizaines de milliers d'années-lumière de diamètre).
Une équipe de chercheurs vient de trouver un début de piste en étudiant le noyau actif d'une galaxie qui abrite (bien sûr) un géant obscur. Il s'agit de 4C12.50, qui est classé dans les noyaux de galaxie infrarouges ultralumineuses (des ULIRGs selon l'acronyme anglais).

Ce que montrent Rafaella Morganti et ses confrères, de l'Université de Groningen aux Pays-Bas, c'est que les jets radio puissants produits par le trou noir n'interagissent pas seulement avec le gaz chaud peu dense du milieu interstellaire, ce qu'on pensait jusqu'alors, mais aussi avec le gaz d'hydrogène moléculaire, froid, beaucoup plus dense, celui qui est l'origine de la formation des étoiles par concentration gravitationnelle.

Implantation du réseau de radiotélescopes VLBA (NASA)
Ils sont parvenus à mesurer la vitesse de déplacement d'une portion de nuage de gaz froid situé à 350 années-lumière du trou, sur lequel arrivait le jet du trou noir par derrière. Ils trouvent une vitesse de 1000 km/s pour un flux de matière de l'ordre de 20 masses solaires/an.
Ces observations ont été effectuées grâce à des réseaux de radiotélescopes en mode interférométrique à très longue distance (VLBA, VLA, Effelsberg, Westerbork et Onsala), qui permettent de visualiser des détails très fins.

Les trous noirs supermassifs grâce à leurs jets radio expulsent ainsi des quantités de matière non négligeables loin des zones de formation d'étoiles dans la galaxie. En d'autres termes, ils font le ménage autour d'eux en empêchant leur galaxie de continuer de grossir en produisant des étoiles, mais en même temps ils éloignent loin d'eux la matière qui leur aurait permis de grossir eux-mêmes d'avantage...


Référence :
Radio Jets Clearing the Way Through a Galaxy: Watching Feedback in Action
Raffaella Morganti et al.
Science 341, 1082 (6 spetember 2013)


04/09/13

Le Volcan Mexicain et son Observatoire de Rayons Cosmiques

Le 1er août dernier, l’observatoire gamma High Altitude Water Cherenkov (HAWC) a débuté officiellement ses opérations. Cet observatoire pas comme les autres a pour objectif d’étudier l’origine des rayons cosmiques ultra énergétiques. Cet observatoire – on ne peut pas le désigner par le nom « télescope » - utilise une technique de détection unique. Il s’agit d’une série de grosses cuves remplies d’eau pure. Il est constitué pour ses débuts de 100 cuves de 5 mètres de haut pour un diamètre de 7,3 mètres (soit 180 000 litres), mais devrait en comporter 300 au maximum sous peu.


le site de l'observatoire HAWC (HAWC observatory)
Il est installé au Mexique, sur les pentes d’un volcan, le Sierra Negra, à une altitude de 4100 m, dans l’état du Puebla. Cet observatoire est exploité par des équipes mixtes mexicaines et américaines avec une dominante mexicaine.


Chaque cuve est équipée de quatre photomultiplicateurs qui enregistrent le moindre photon de lumière apparaissant dans le volume d’eau maintenu dans le plus grande obscurité. Cette lumière dite lumière Cherenkov, trahit l’interaction de particules chargées très rapides (plus rapides que ne l’est la lumière dans l’eau, soit 40% de moins que dans le vide).

Les rayons cosmiques très énergétiques, en frappant la haute atmosphère, produisent des particules secondaires elles aussi très énergétiques et donc très rapides. HAWC les attrape au niveau du sol, qui est déjà situé à plus de 4000 m altitude, pour en perdre le moins possible lors de leur descente dans les profondeurs de l’atmosphère.
Gerbe de particules produite par un rayon cosmique énergétique

HAWC peut ainsi être sensible à des particules dont l’énergie se situe entre 100 GeV et 100 TeV. En 2009, HAWC a été identifié comme le projet scientifique mexicain ayant le plus fort impact dans le domaine de l’astrophysique des hautes énergies. Dès 2012, les 30 premières cuves furent installées et permirent de calibrer le système en observant l’ombre de la Lune (qui bloque naturellement les rayons cosmiques qui viennent d’au-delà).

Simulation d'un muon produisant de la lumière Cherenkov 
Les rayons cosmiques et gamma de très haute énergie que HAWC va traquer, grâce à son champ de vision énorme de 15° qui lui permet de voir la moitié du ciel boréal en 24 heures , viennent principalement des phénomènes les plus violents de l’Univers : collisions d’étoiles à neutrons, explosions de supernovae, trous noirs supermassifs, …

Grâce à la combinaison subtile des signaux Cherenkov des différents sous-éléments de l’ensemble, les astroparticulistes parviennent à déterminer à la fois le temps d’arrivée, l’énergie incidente et la direction d’origine du rayon gamma ou du rayon cosmique initial ayant produit la gerbe de particules secondaires.

Jusqu’à présent, les systèmes détectant les gerbes par la lumière Cherenkov étaient constitués de grands miroirs regardant la lumière Cherenkov produite directement dans l’air, comme par exemple le télescope HESS installé en Namibie dont nous avons déjà parlé.

Le gros avantage d’utiliser de l’eau en altitude est de pouvoir obtenir une bien meilleure précision sur la direction d’origine du rayon cosmique, ce qui se révèle fondamental pour tenter de comprendre ce qu’on détecte…





source : 



29/08/13

Mesurer le Champ Magnétique d'un Trou Noir Supermassif à l'aide d'un Magnétar, c'est Possible!

Les ondes électromagnétiques  polarisées linéairement et qui passent à travers une champ magnétique subissent ce qu’on appelle une rotation de Faraday : le vecteur polarisation acquiert un mouvement de rotation, dont l’intensité, qui est appelé la MR (mesure rotationnelle) dépend bien sûr de l’intensité du champ magnétique, mais aussi de la densité d’électrons, de la distance traversée, et des constantes classiques que sont le nombre pi, la masse et la charge de l’électron et la vitesse de la lumière.

Il se trouve que l’émission radio qui est associée au trou noir supermassif du centre galactique, Sgr A*, possède la MR la plus énorme qu’on connaisse de toutes les sources de la galaxie ; elle vaut -5 105 rad.m-2. On pense qu’elle est produite par une colonne de gaz chaud magnétisé depuis le flux d’accrétion tombant dans le trou noir.
Mais la rotation de Faraday que subit l’émission radio de Sgr A*, qui doit traverser toute la colonne de gaz en accrétion, est dominée par les plus petites échelles. Pour pouvoir mesurer la magnétisation du disque d’accrétion aux échelles les plus externes, d’autres source radio polarisées sont nécessaires.


Les pulsars sont bien sûr des candidats idéaux. Je vous ai déjà parlé ici de l’utilisation d’un pulsar en orbite autour de Sgr A* pour étudier le champ gravitationnel. Et bien, ils peuvent donc également être utilisés pour étudier le champ magnétique, c’est ce qu’on fait des astrophysiciens grâce à la découverte d’un magnétar très proche de Sgr A*, qui se nomme PSR J1745-2900, et qui se trouve à moins de 35 années-lumière du centre galactique.
Son émission radio montre une très forte polarisation linéaire, ce qui permet d’en étudier facilement sa rotation de Faraday. Cette a été mesurée sur trois radiotélescopes différents, et la valeur de MR obtenue n’est ni plus ni moins que la plus importante, après celle de Sgr A*.

Les astrophysiciens parviennent à en déduire la distance à laquelle se trouve le plasma magnétisé à l’origine de la rotation de Faraday, à moins de 100 années-lumière du trou. Grâce à cette valeur, ils cherchent ensuite à calculer la valeur du champ magnétique, évidemment. Mais pour cela ils ont eu besoin d’informations supplémentaires sur le gaz en présence. Il y a en fait deux sous-populations de gaz de différentes températures dans cette zone. Ils trouvent finalement une valeur du champ magnétique qui serait de l’ordre de 2,6 mGauss à une distance de 0,12 parsecs (0.4 A.L) du trou.

Or, comme il s’agit d’un disque d’accrétion, la densité et le champ magnétique sont sensés croître plus le rayon est petit, plus on s’approche de l’horizon du trou. La modèle de l’émission de Sgr A* dit qu’il doit produire un champ magnétique compris entre 30 et 100 Gauss pour expliquer le rayonnement synchrotron qui a lieu au niveau de l’horizon.

Il suffit d’appliquer une simple évolution de l’intensité du champ magnétique en inverse de la distance, ce que dit la théorie, pour trouver que le passage de 0.12 parsec, qui est égal à 300000 fois le rayon de l’horizon du trou noir (pourtant déjà grand), à 1 ou 2 fois le rayon, donne un champ magnétique de plusieurs centaines de Gauss… ce qui est tout à fait cohérent avec la plupart des modèles d’accrétion, où une équirépartition de l’énergie magnétique, cinétique et gravitationnelle dans le gaz accrété est supputée…


Référence :
A strong magnetic field around the supermassive black hole at the centre of the Galaxy
R. P. Eatough et al.
Nature (2013) 20 August 2013



28/08/13

Découverte de la plus Vieille Etoile Jumelle du Soleil et Résolution d'un Mystère

Voilà une toute nouvelle découverte, une belle découverte astrophysique comme on les aime. L'annonce d'un résultat important par une équipe brésilienne avait été faite il y a une semaine. Le buzz était là. Et le résultat à la hauteur.

Ces messieurs-dames travaillant avec le Very Large Telescope situé sur les sommets Chiliens viennent de trouver une étoile jumelle de notre Soleil, complètement identique, sauf qu'elle est âgée de 8,2 milliards d'années, soit environ 4 milliards d'années plus vieille que le Soleil. La recherche d'étoiles jumelles du soleil plus jeunes ou plus vieilles est très importante car elles nous donne une image de ce à quoi ressemblera le soleil dans quelques temps. Il faut se rappeler qu'on ne l'observe scientifiquement que depuis 400 ans, c'est à dire rien du tout...

Cette étoile jumelle s'appelle HIP 102152, elle est située à seulement 250 années-lumière de nous, et localisée dans la constellation du Capricorne sur la voûte céleste. De très bons spectres de sa lumière ont pu être acquis avec le spectrographe UVES du VLT et révèlent sa très grande similitude avec le soleil. Pour bien comprendre si le soleil est vraiment particulier, l'équipe à étudier non seulement cette nouvelle vieille jumelle, mais aussi une autre jumelle connu auparavant et connu surtout pour être, elle, plus jeune que notre chère boule de chaleur, 18 Sco, âgée seulement de 2,9 milliards d'années.

Schéma des étoiles jumelles du soleil (ESO)
HIP 102152 est la plus vieille jumelle du soleil jamais identifiée. Un des grands mystères qui vient peut-être d'être enfin compris concernait la teneur en Lithium du Soleil. Ce dernier montre en effet un grand déficit en Lithium par rapport à l'abondance qui devait être celle du milieu dans lequel il s'est formé. Rappelons que le lithium est le troisième élément de la table de Mendeleiev et qu'il s'est formé dans l'univers primordial avec l'hydrogène et l'hélium.
Les astronomes brésiliens et leurs collègues d'un peu partout ont donc regardé la quantité de lithium qu'il y a dans les étoiles de type Soleil, en fonction de leur âge, à partir de 18 Sco, du Soleil et de HIP 102152. 
Et ils trouvent une très forte corrélation entre le taux de lithium et l'âge de l'étoile! La "jeune" en a bien plus que le Soleil, et la "vieille" en a bien moins... La conclusion paraît de fait évidente : les étoiles consomment leur lithium...

Et ce n'est pas encore tout... L'étude de HIP 102152 montre qu'elle possède un autre déficit en certains autres éléments, tout comme le Soleil, mais pas comme de nombreuses autres étoiles. Or ce sont précisément les éléments qu'on retrouve dans les corps rocheux qui gravitent autour du soleil (météorites, planètes rocheuses, ...). Les astrophysiciens concluent que cette vieille jumelle doit elle aussi posséder des planètes rocheuses en orbite...


source : 

ALMA Découvre la Beauté des Cocons d'Etoiles

Des astronomes chiliens, américains et allemands ont découvert une vue magnifiquement incandescente de matière s’échappant à grande vitesse d’une étoile nouvelle-née. Ils ont utilisé pour cela le réseau de radiotélescopes le plus performant au monde actuellement : ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array). En observant dans la longueur d’onde du monoxyde de carbone, l’objet répertorié Herbig-Haro 46/47, ils ont découvert que ses jets de matière sont beaucoup plus énergétiques que ce qu’on pensait auparavant. De plus, cette toute nouvelle image montre un nouveau jet jusqu’alors inconnu qui pointe dans une toute autre direction.
Les étoiles très jeunes sont des objets violents qui éjectent de la matière à des vitesses furieuses (de l’ordre du million de kilomètres par heure…). Et quand cette matière se choque contre le nuage de gaz qui se trouve à proximité, il se produit une émission de lumière, ce qu’on appelle un objet de Herbig-Haro.


HH 46/47 vu par ALMA/NTT  (ESO/NAOJ/NRAO)/H. Arce)
George Herbig et Guillermo Haro ont été les premiers à étudier en détail les spectres de ces objets étranges qui portent aujourd’hui leur nom. Ce sont eux qui ont compris qu’il ne s’agissait pas simplement de la lumière réfléchie sur du gaz ou de la poussière mais qu’il s’agissait de chocs de matériel éjecté à très haute vitesse dans les régions de formation d’étoiles.
Herbig-Haro 46/47 est un exemple spectaculaire du phénomène, il est situé à 1400 années-lumière, dans la constellation australe de Vela.

Ces résultats à paraître dans The Astrophysical Journal ont été obtenus dans les toutes premières périodes d’exploitation de ALMA, alors même que toutes les antennes n’étaient pas encore fonctionnelles, en à peine cinq heures de temps.



ALMA vu du ciel

Les nouvelles images révèlent des détails très fins des deux jets principaux, l’un pointant vers nous, et l’autre s’en éloignant. Le gros apport de ALMA c’est qu’il a permis de mesurer la vitesse de déplacement des jets.
Le système observé paraît similaire à la plupart des étoiles de faible masse en cours de formation, mais en même temps, il est aussi inhabituel parce que le flux de matière impacte le nuage de gaz sur un côté de l’étoile, et s’en échappe de l’autre côté. Et cela en fait de fait un excellent exemple pour étudier l’impact des vents stellaires sur le nuage de gaz d’où s’est formée l’étoile qui en est à l’origine.

Le nouveau jet qu’ont pu découvrir les chercheurs sur ces images se trouve quasi à angle droit des deux principaux.  Il semble qu’il existe une étoile compagnon à proximité qui produirait ce jet, c’est la meilleure explication à ce jour.

Les astronomes prédisent déjà, au vu de ces résultats, que ALMA sera à même de complètement révolutionner le domaine de la formation des étoiles…


Référence :

23/08/13

Les Etoiles Vacillent pour nous Dire leur Taille

Les étoiles scintillent. Ça vous en avez probablement tous fait l’expérience. Mais le scintillement que nous pouvons tous voir, et qui permet d’ailleurs de différentier les étoiles  des planètes (qui elles ne scintillent pas à cause de leur diamètre apparent beaucoup plus important que les points stellaires), le scintillement que nous voyons, disais-je est dû aux mouvements de l’atmosphère qui produisent quantités de variations d’indice de réfraction de l’air et autant de variation de l’intensité de la lumière qui nous parvient.

Mais quand les satellites observent la lumière des étoiles en orbite, comme le télescope Kepler (R.I.P), alors qu’ils ne devraient pas être gênés par les effets de l’atmosphère, observent encore une scintillation, une variation rapide de l’intensité de la lumière…  Cette très faible scintillation est propre à l’étoile.
Une équipe d’astrophysiciens exploitant les données de Kepler vient de montrer qu’à partir des variations très rapides d’une étoile observées, qu’ils appellent le flicker, qu’on peut traduire par vacillement ou papillotement, on peut en déduire la valeur de sa gravité de surface.
Evolution de la luminosité d'une étoile type (F. Bastien et al., Nature)
 Et c’est d’importance, car connaissant le champ gravitationnel d’une étoile, si on connait par ailleurs sa température de surface ainsi que sa composition, il est facile d’en déduire sa taille. Et dans le cas où il s’agit d’étoiles munies d’exoplanètes, comme on évalue toujours la taille des planètes par rapport à la taille de leur étoile, la connaissance du rayon de l’étoile donne immédiatement la valeur du rayon de la ou des planètes qui y orbitent…
Mais revenons un peu sur comment nos chers astrophysiciens en sont arrivé là. Il faut savoir que les étoiles peuvent être très variables dans la lumière qu’elles émettent. Une grande part de ces variations est due aux oscillations mécaniques de l’enveloppe des étoiles, ce qui est étudié par l’astérosismologie (voir La musique desétoiles). Elles peuvent également provenir par exemple de la rotation de grandes taches stellaires le long du disque. Mais ces variations d’intensité se déroulent sur des grandes plages de temps, des heures ou des jours.
En observant de très près grâce à la finesse que pouvait obtenir le télescope Kepler, en enregistrant les variations de luminosité au cours du temps avec une excellente résolution temporelle, Fabienne Bastien de l’Université Vanderbilt dans le Tennessee et ses collègues qui publient leurs résultats cette semaine dans Nature, montrent qu’il existe une variation très rapide, sur une échelle de temps inférieure à huit heures et qui vient se superposer sur tous les autres types de variations.

feu le télescope Kepler
Or, il se trouve que l’astérosismologie permet  de déterminer la gravité de surface de certaines étoiles. Bingo. Parmi les étoiles observées par Bastien et al., certaines possédaient des données asterosismologiques, on connaissait leur accélération g.

En mettant en regard l’intensité du vacillement observé et la valeur de la gravité de surface g, ils montrent qu’il existe une très bonne corrélation entre les deux.
Cette corrélation permet maintenant de déterminer des valeurs de g  à partir du vacillement avec une précision inférieure à 25%, ce qui représente une vraie prouesse car meilleure d’un facteur deux à trois par rapport aux méthodes antérieures.

L’origine de ce vacillement semble provenir de la granulation stellaire. La granulation, qui est bien observée sur le soleil, est produite par le phénomène de convection, quand de l’énergie est transportée dans les couches externes. Il se forme alors des zones convectives de relativement petite échelle où s’alternent en variant dans le temps des zones claires et sombres. Les auteurs de l’article montrent que plus les variations de luminosité sont grandes, plus g est faible, ce qui se traduit par une granularité de plus grande échelle.

Les études sur le vacillement vont se poursuivre dans les Teraoctets de données Keplériennes qu’il reste à dépouiller. Même si Kepler ne fournira plus de nouvelles données, cette nouvelle méthode proposée sera de toute façon appliquée sur les données des futurs chasseurs d’exoplanètes comme l’américain TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) qui devrait être mis en orbite en 2017 , ou l’européen PLATO (Planetary Transits and Oscillations of Stars) un peu plus tard…




Source :
An observational correlation between stellar brightness variations and surface gravity
Fabienne A. Bastien et al.
Nature 500, 427–430 (22 August 2013)