La plus grosse émission de rayons X jamais observée en provenance du trou noir supermassif de notre galaxie, Sgr A*, a été observée et son étude vient d'être rendue publique au cours du meeting de l'AAS (American Astronomical Society) qui a lieu en ce moment à Seattle. Cette observation date de septembre 2013 et a été effectuée avec le télescope spatial Chandra X-Ray Observatory.
Vue du centre galactique par Chandra X-Ray Observatory (NASA)
Cette énorme bouffée de rayons X est 400 fois plus intense que le flux observé normalement en provenance du voisinage immédiat de Sgr A*.
Sur l'image fournie par la collaboration Chandra, on peut voir les flux de rayons X avec des fausses couleurs représentant l'énergie des photons X, du rouge (faible énergie) au bleu (haute énergie). L'image animée montre le voisinage immédiat du trou noir supermassif en fonction du temps, avec une source continue de rayons X à proximité, qui est un magnetar, une étoile à neutron à très fort champ magnétique, puis cette brutale éruption de rayons X, légèrement à côté, qui se situe, elle, au niveau du trou noir supermassif.
Environ 1 an après cette première bouffée de rayons X, en octobre 2014, les chercheurs ont observé une deuxième bouffée, 200 fois plus forte que l'intensité normale cette fois-ci.
Les astrophysiciens ont déjà deux théories pour expliquer ces observations : la première est fondée sur le fait que le champ gravitationnel de Sgr A* aurait pu disloquer un astéroïde passant très près de son horizon, échauffant ensuite les débris jusqu'à des températures d'émission de rayons X par accrétion.
La seconde théorie, très différente, implique le fort champ magnétique entourant le trou noir. Une reconfiguration et une reconnexion des lignes de champs magnétique pourrait également produire ce genre de bouffées de rayons X. Ce type de processus est vu très souvent sur le Soleil, à une échelle plus petite, et l'émission observée sur le trou noir montre des similitudes troublantes...
Chandra scrute le centre galactique et Sgr A* plus particulièrement depuis sa mise en orbite en 1999. Vous vous souvenez que nous avions parlé ici il y a quelques mois d'une possible bouffée de rayons X qui aurait pu provenir de l'absorption par Sgr A* d'un nuage de gaz nommé G2. Mais de par la distance qui séparait G2 de Sgr A* au moment de la première bouffée observée, en septembre 2013, il apparaît très improbable aux yeux des chercheurs que G2 ait un lien quelconque avec elle. D'où l'imagination de plusieurs explications potentielles.
Les astrophysiciens menés par Daryl Haggard de Amherst College qui a présenté ces résultats à Seattle, ont également pu étudier assez précisément l'autre source de rayons X qui est située dans le champ de vue, ce magnétar, et commencent à mieux comprendre cet objet assez inhabituel.
Source :
Sagittarius A*: NASA's Chandra Detects Record-Breaking Outburst from Milky Way's Black Hole
C’est devenu une véritable institution, le meeting semestriel de l’AAS (American Astronomical Society) a ouvert ses portes pour une semaine à Seattle, dans l’état de Washington. Le meeting de l’AAS, cette semaine le 225ème du genre, est sans doute la réunion la plus courue par la communauté astronomique mondiale, l’endroit unique où vont se rencontrer, échanger, s’écouter... des centaines de chercheurs mus par une passion commune, l’Univers.
Couverture du programme
scientifique du meeting AAS 225
(American Astronomical Society)
L’AAS organise depuis 1920 deux grandes réunions de ce type par an, le winter meeting qui a lieu en janvier et le summer meeting en juin. Elles n’étaient alors qu’annuelles depuis la toute première réunion du genre qui eut lieu en 1899. Pour tout astronome professionnel qui se respecte, il faut être présent au moins une fois par an au meeting de l’AAS. C’est là que l’on peut découvrir les toutes dernières découvertes, avant toute autre forme de publication. C’est là aussi que l’on peut nouer des contacts pouvant se révéler très fructueux, non seulement pour la formation de collaborations internationales intéressées par un même sujet, mais aussi pour les jeunes chercheurs en quête d’un poste dans un laboratoire ou un observatoire quelque part dans le monde. Le meeting de l’AAS devient une source d’opportunités de plus en plus grandes. Les réunions de l’American Astronomical Society comme de nombreuses autres conférences scientifiques sont également une vitrine très efficace pour les industriels proposant tous types d’instruments de très haute technologie pour les niches que sont les programmes scientifiques, ainsi que pour d’autres acteurs du monde scientifique comme les éditeurs spécialisés par exemple.
Sur le plan scientifique, on trouve absolument tous les domaines de l’astrophysique dans cette réunion. Il n’est qu’à consulter le très volumineux catalogue des présentations (plus de 300 pages !) qui doivent s’y dérouler. Evidemment, ces dernières se comptent par dizaines chaque jour, avec de multiples sessions en parallèle. Ce type de conférences ne permet pas au chercheur de pouvoir écouter toutes les présentations, il est indispensable de planifier soigneusement son agenda pour sélectionner celles qui lui sont le plus intéressantes et pertinentes pour ses propres recherches. Pour cette 225ème édition l’AAS a innové en utilisant une application pour mobiles permettant de bien choisir son programme, tellement il était devenu difficile de ne rien rater…
De plus, ce 225ème meeting est couplé avec les réunions scientifiques de deux divisions particulières de l’AAS : les divisions HEAD (High Energy Astrophysics Division) et HAD (Historical Astronomy Division), ce qui augmente encore plus joyeusement le nombre de convives à cette grande fête astronomique, qui est surnommée par certains le « superbowl de l’astronomie ».
Rien que pour la journée de Lundi 5 janvier, 40 thématiques seront abordées, depuis le centre galactique jusqu’aux nébuleuses planétaires en passant par les supernovae et les exoplanètes ou encore le centenaire de la Relativité Générale, avec entre 40 et 60 présentations pour chaque thématique. Et ce n’est que le premier jour… car le rythme reste aussi élevé jusqu’à jeudi soir, avec des sessions qui débutent à 8h30 et les dernières planifiées parfois jusqu’à 21h30… Chaque journée de meeting est organisée d’une manière très ordonnée : elle commence généralement par une session plénière, où une seule présentation d’une durée de 50 minutes, un peu plus prestigieuse que les autres a lieu au temps t, sans autres sessions parallèles, puis vient ensuite une séance de présentations courtes sur des posters, pour les chercheurs qui n’ont pas été sélectionnés pour une présentation orale de leurs travaux. Une présentation sur poster possède tout de même l’avantage de rester accrochée toute la journée et peut être vue par un plus grand nombre de participants…
Un jeune astronome, Marshall Johnson, devant son
poster présentant ses recherches sur les exoplanètes
lors du meeting de l'AAS 217 (Université Wesleyan)
Viennent ensuite les sessions de présentations orales parallèles, divisées en quatre salles cette fois dans ce centre de congrès de Seattle. Ces présentations offrent 20 minutes de parole au chercheur fébrile (ou pas) pour présenter ses résultats. La matinée se termine généralement par une deuxième session plénière.
Après la pause méridienne, c’est reparti pour une série de séances parallèles durant une heure et demie, qui est enchaînée immédiatement par une ou deux sessions plénières de 50 minutes, puis des présentations de dizaines et dizaines de posters, histoire de se dégourdir les jambes.
Je ne peux évidemment pas relater la totalité du programme scientifique (ceux qui seront curieux iront jeter un œil sur ce lien), mais il est intéressant de voir quels sont les sujets qui sont mis en avant dans cette réunion hivernale de l’AAS par le biais des présentations plénières. Jour par jour, elles sont les suivantes :
Lundi 5 :
New Results About the Earth's Van Allen Radiation Belts, Daniel Baker (University of Colorado)
What Do We Expect of a Space Program?, John M. Logsdon (Space Policy Institute, The George Washington University)
Back to the Beginning: The Rosetta Mission at Comet 67P/Churyumov-Gerasimenko, Paul R. Weissman (JPL/Caltech)
The Discovery of High Energy Astrophysical Neutrinos: First Light, New Questions, Kara Hoffman (University of Maryland)
Mardi 6 :
Gaia - ESA's Galactic Census Mission, Gerry Gilmore (Institute of Astronomy),
New Frontiers in Stellar Astrophysics: Massive Stars as Cosmological Tools, Emily Levesque (University of Colorado Boulder), Prix Cannon
The Dark and Light Side of Galaxy Formation, Piero Madau (University of California, Santa Cruz), prix Heineman
The Fermi Bubbles, Douglas Finkbeiner, Tracy Slatyer, Meng Su, prix Rossi de l’HEAD
Mercredi 7 :
The Interactions of Exoplanets with their Parent Stars, Katja Poppenhaeger (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics)
Inflation and Parallel Universes: Science or Fiction?, Max Tegmark (MIT)
Bringing the High Energy Universe into Focus: Science Highlights from the NuSTAR Mission, Fiona Harrison (Caltech)
Cosmological Results from Planck 2014, Martin White (University of California, Berkeley)
Looking for the Identity of Dark Matter in and Around the Milky Way, Carlos Frenk (University of Durham), RAS Gold Medal Winner Talk
Jeudi 8 :
Planetary Nebulae: Reviews and Previews of a Rapidly Evolving World, Bruce Balick (University of Washington)
Alma Presents a Transformational View of the Universe, Al Wootten (NRAO)
A Historical and Scientific Perspective on Harvard College Observatory and CfA, George Field (Harvard-Smithsonian CfA)
Cosmological Highlights from the Sloan Digital Sky Survey, David Weinberg (Ohio State University), prix Lancelot M. Berkeley
Je me suis amusé à compter le nombre de chercheurs mentionnés sur les 48 dernières pages du programme comme co-auteurs des centaines d’études qui seront présentées à l’oral ou sur poster au cours de ce grand meeting de l’AAS cette semaine, résultat : 5180 !... Il est probable que ce nombre soit supérieur à 10% du nombre total de chercheurs en astronomie/astrophysique dans le monde.
La prochaine rencontre de l'AAS, celle d'été, aura lieu exceptionnellement non pas au mois de juin mais au mois d'août, et à Hawaï, un des hauts lieux astronomiques, où le dernier meeting de l'AAS remonte à 2007. Mon petit doigt me dit qu'il y aura encore plus de monde qu'à Seattle, surtout si c'est pour bosser dur...
En attendant, vous pouvez vous amuser à suivre ce qui se passe en direct du centre de congrès de Seattle grâce à twitter et grâce au fait que de nombreux astrophysiciens sont d'incorrigibles bavards : #AAS225 :
L'évolution de la température à l'intérieur du Soleil en fonction de la distance du centre, son profil de température, est contrôlée par l'absorption du rayonnement par la matière stellaire, ce qu'on appelle l'opacité. Plus la matière est opaque, plus elle "retient" le rayonnement produit et donc plus la température est élevée. L'opacité dépend de deux paramètres : d'une part le pouvoir absorbant intrinsèque de la matière en question, et d'autre part sa densité ou abondance dans la zone considérée.
La machine Z du Sandia National Laboratory (Sandia NL)
Jusqu'à présent, aucune expérience n'était parvenue à mesurer cette opacité dans les conditions qui sont celles de l'intérieur du soleil, ce qui pouvait apporter de grandes incertitudes dans les modèles stellaires développés. Le problème est même devenu criant à partir du moment où des analyses spectrales précises de la photosphère du Soleil ont montré que les abondances en carbone, azote et oxygène devaient être revues à la baisse de 30 à 50%. Or, une fois cette révision introduite dans les modèles, ces derniers n'étaient plus cohérents avec les observations en héliosismologie qui permettent de déterminer la structure interne de notre étoile par des mesures d'oscillations acoustiques. L'opacité devait être près de 15% plus grande pour que modèle et observations redeviennent cohérents. Une opacité plus grande permet de compenser une abondance plus faible d'éléments absorbants.
Il faut savoir que le fer, présent en relativement faible quantités dans le soleil, a lui seul produit environ un quart de l'opacité des couches internes solaires situées à la frontière des zones dites de radiation et de convection.
Une équipe de physiciens américains et français, menée par John Bailey de Sandia National Laboratories, s'est donc lancée dans des mesures inédites de l'opacité du fer dans les conditions extrêmes qui sont celles des couches internes du soleil. Ils publient leurs résultats cette semaine dans la revue britannique Nature.
La structure interne du Soleil.
Ces mesures d'opacité en fonction de la longueur d'onde ont été effectuées à des températures d'électrons de l'ordre de 2 millions de kelvins et des densités d'électrons comprises entre 0,7 et 4.10^22 électrons/cm3, ce qui est très proche des valeurs existants à la frontière des zones radiatives et convectives du Soleil.
Ces mesures hors du commun ont été effectuées dans l'installation Z du Sandia National Laboratory, à Albuquerque au Nouveau Mexique. Z est une machine unique au monde qui a été développée depuis quelques décennies pour la mise au point des armes nucléaires américaines. Il s'agit d'une énorme machine à impulsions électromagnétiques qui permet de produire des bouffées de rayons X qui vont ensuite créer des phénomènes d'augmentation de densité et température extrêmes sur un échantillon de matière, exactement ce qui se passe au cœur d'une explosion thermonucléaire et au cœur d'une étoile... Pour donner quelques chiffres, Z consomme un courant de 26 millions d'ampères à chaque tir, pour produire une énergie de rayons X de plusieurs Megajoules.
Dans les années 1990, la température maximale atteinte avec Z n'excédait pas 0,9 millions de kelvins, puis une amélioration de la plateforme expérimentale en 2007 permit d'atteindre 1,8 millions K, et le pas supplémentaire fut franchit ces toutes dernières années notamment par l'optimisation de l'échantillon de Fe-Mg utilisé dans l'expérience, qui ne dure que quelques nanosecondes.
Les physiciens ont reproduit plusieurs mesures entre mars 2011 et mars 2014, en faisant varier la ratio température/densité électronique, afin de comprendre les phénomènes jouant sur l'évolution de l'opacité du fer.
Les valeurs d'opacité qu'ils obtiennent sont beaucoup plus grandes que celles imaginées auparavant : entre 1,3 et 4 fois plus grande, en fonction de la longueur d'onde.
Ces réévaluations permettent ainsi d'expliquer la moitié de l'augmentation de l'opacité nécessaire pour faire coller modèle et observations du soleil. Sans oublier que le fer, le seul élément sur lequel ont porté ces expériences, n'est que l'un des nombreux éléments contribuant à l'opacité des couches internes du Soleil.
Source : A higher-than-predicted measurement of iron opacity at solar interior temperatures J. E. Bailey et al. Nature 517, 56–59 (01 January 2015)
C'est une galaxie naine au nom barbare de J1329+3234. Elle est naine car toute petite, contenant seulement quelques centaines de millions d'étoiles, alors que pour comparaison, notre galaxie en comporte 1000 fois plus. Mais cette galaxie naine située à 200 millions d'années-lumière abrite en secret un trou noir très massif...
J1329+3234 est l'une des plus petites galaxies dans laquelle a pu être mise en évidence la présence d'un trou noir massif.
J1329+3234 vue en rayons X par XMM-Newton
(au centre de l'image)
(ESA/XMM-Newton, Secrest et al.)
En 2013, une équipe d'astronomes américains avait découvert dans cette galaxie une émission infra-rouge donnant une signature forte de la présence d'un trou noir en train d'accréter de la matière, mais assez étonnante car sans aucune contrepartie en lumière visible. C'est donc pour creuser cette piste que cette même équipe a utilisé le télescope spatial européen XMM-Newton pour observer J1329+3234 en rayons X, émissions très souvent associées aux disques d'accrétion des trous noirs.
Ce qu'ils ont découvert est plutôt surprenant : l'émission en rayons X provenant de cette galaxie naine est 100 fois plus forte que celle à laquelle on pouvait s'attendre en imaginant une population normale de petits trous noirs stellaires. L'équipe d'astrophysiciens américains animée par Nathan Secrest de l'Université George Mason en Virginie publie ses résultats dans The Astrophysical Journal, ils y montrent que l'émission X très importante associée à leurs premières détections infra-rouge ne peut avoir que pour origine un trou noir très massif, assez similaire à la façon dont des trous noirs supermassifs peuplent le centre des galaxies normales.
Même si la masse exacte du trou noir ne peut pas encore être déterminée précisément, Secrest et ses collègues parviennent à fixer une limite inférieure pour cette masse : 3000 masses solaires. Mais il est probable que ce beau bébé pèse plus de 100000 masses solaires.
Evidemment, cette découverte est intéressante à plus d'un titre, d'abord parce qu'il est très rare de trouver un noyau actif de galaxie de ce type où la galaxie ne possède pas de bulbe central, et puis cette trouvaille participe à la recherche de l'origine des trous noirs supermassifs. On ne sait toujours pas très bien comment naissent ces gigantesques trous de l'espace temps tapis au centre des galaxies. Or là, nous sommes en présence d'un trou noir massif certes, mais pas supermassif. C'est en quelque sorte un trou noir intermédiaire entre un petit trou noir stellaire (une étoile effondrée-explosée de 10 masses solaires) et un trou noir supermassif de quelques millions de masses solaires.
Vue d'artiste de l'aspect de J1329+3234, sans bulbe d'étoiles et avec son trou noir massif central (ESA/ATG medialab)
Le paradigme dominant sur la formation des trous noirs supermassifs est qu'il se serait formé des "graines" très tôt dans l'histoire de l'Univers, issues de l'explosion des toutes premières étoiles, qui étaient déjà très massives et n'auraient donc vécues que quelques dizaines de millions d'années. Ces graines de trous noirs auraient ensuite grossi jusqu'à devenir des très gros trous noirs par fusions successives de galaxies. Comme on le sait, la fusion de deux galaxies mène inéluctablement un jour où l'autre à la fusion de leur trou noir central respectif. Et une fusion de galaxies est un phénomène quelque peu turbulent, qui produit en outre un apport de matière fraîche en grande quantité aux deux trous noirs en cours de rapprochement, les faisant grossir encore davantage.
Bien évidemment, une fois les deux trous noirs fusionnés, on a perdu toute information sur les plus petits trous noirs initiaux. Il apparaît alors très utile de traquer de tels systèmes de petites galaxies et petits trous noirs qui ont pu échapper à un phénomène de fusion, comme cette J1329+3234.
La découverte de ce trou noir massif dans une petite galaxie sans bulbe comme J1329+3234 renforce le scénario d'un grossissement très efficace des premiers trous noirs au sein des halos gazeux des galaxies en formation.
Nathan Secrest et ses collègues, au cours de leurs recherches en infra-rouge ont également trouvé plusieurs centaines d'autres galaxies sans bulbe ayant des caractéristiques très semblables à celles de J1329+3234, notamment sans signe de noyau actif en lumière visible.
Secrest conclue : "Les trous noirs massifs et les noyaux actifs pourraient être bien plus communs dans les petites galaxies sans bulbe que ce que l'on pense aujourd'hui".
Ces dernières années, de plus en plus de trous noirs massifs ont pu être identifiés dans des galaxies naines mais leur détection est beaucoup plus difficile que celle de leurs cousins les supermassifs, car souvent très obscurcis en lumière visible, ou émettant très faiblement.
Cette nouvelle étude montre toute la puissance de ce qu'on appelle les recherches multi-longueurs d'ondes. Grâce à l'utilisation conjointe d'observations en visible, en infra-rouge et en rayons X, la mise en évidence du trou noir devient sans équivoque. XMM-Newton, en orbite depuis maintenant 15 ans, grâce à sa sensibilité toujours excellente, fournit des données permettant une très bonne caractérisation de l'objet massif et de son environnement et devrait continuer encore un moment...
Source :
An optically obscured AGN in a low mass, irregular dwarf galaxy: A multi-wavelength analysis of J1329+3234
N. Secrest et al.
The Astrophysical Journal 798:38, (1 January 2015)
Pour la première fois, une équipe
d’astronomes est parvenue à étudier une exoplanète de type SuperTerre avec un
télescope terrestre relativement modeste.
La plupart des exoplanètes ont
été détectées puis étudiées avec des télescopes spatiaux, dont la position en
orbite rend la détection bien plus aisée. Certes, des très grosses exoplanètes, du
type de Jupiter, ont pu également être détectées avec des télescopes
terrestres, en revanche pour une SuperTerre, seulement 2 fois plus grosse que notre
planète et 8 fois plus lourde, une détection depuis un télescope de 2,5 m de
diamètre avec une atmosphère plus ou moins turbulente au-dessus de lui est une réelle prouesse.
Vue d'artiste de 55 Cancri e comparée à la Terre
NASA/JPL-Caltech/R. Hurt (SSC)
Cette exoplanète fait partie d’un
système stellaire de 5 planètes tournant autour d’une étoile très semblable au
soleil, qui s’appelle 55 Cancri (55 Cnc) située seulement à 40 années-lumière de chez nous, dans la constellation du Cancer. La planète est la petite cinquième du
système et porte la lettre e : 55 Cnc e. Les quatre autres étant des
grosses planètes comme Jupiter avec des masses comprises entre 0,14 et 3,8
masses joviennes.
55 Cnc e avait été découverte en 2004 par un télescope spatial par des mesures de vitesse de son étoile, mais a pu être détectée ici par la
méthode du transit : il s’agit d’observer la diminution de luminosité de
l’étoile lorsque la planète passe devant au cours de sa période orbitale. Les
chercheurs parviennent ainsi à déterminer la taille de la planète, en
l’occurrence, 55 Cnc e a un diamètre égale à 2% de celui de son étoile, pour une masse de 7,8 fois celle de la Terre, l'étoile, elle, a une masse de 0,9 fois la masse solaire.
L’équipe européenne menée par Ernst De Mooij
a utilisé un télescope de 2,5 m, le Nordic
Optical Telescope (NOT) à l’observatoire del Roque de los Muchachos à La Palma, aux Canaries. Ils ont observé
en mode spectrophotométrique, grâce à l'instrumentAndalucia Faint Object Spectrograph and Camera (ALFOSC) associé au NOT, en regardant en même temps l’étoile 55 Cnc et une deuxième
étoile très proche (BO Cnc) qui leur a servi de référence pour éliminer les
effets des perturbations atmosphériques et les effets instrumentaux parasites.
Coupole abritant le Nordic Optical Telescope à La Palma
La dimension de la planète 55 Cnc e qu'ils obtiennent et publient dans The Astrophysical Journal Letters est tout à fait cohérente avec d'autres valeurs obtenues avec des télescopes spatiaux en 2012 et en 2014, le canadien MOST (Microvariability and Oscillations of STars), qui est aussi le plus petit télescope spatial et l'états-unien plus imposant Spitzer.
Il faut tout de même garder à l'esprit que 55 Cnc e a beau être une superTerre, elle est loin d'être similaire à la Terre : c'est l'une des exoplanètes qui a la période de révolution autour de son étoile la plus courte : une année sur 55 Cnc e dure seulement 18 heures, ce qui veut dire aussi que cette planète se trouve à très grande proximité de son étoile, bien plus près que n'est Mercure du Soleil... ce qui veut dire que la température qui règne à sa surface est estimée à 1750°C.
En fait, ce qui est très important c'est de savoir que l’on peut désormais suivre et étudier ce type de planètes depuis le sol, avec des « petits » télescopes, parce que ce sont justement les types de planètes qui seront massivement découvertes autour d’étoiles brillantes proches dans la décennie qui va venir grâce notamment à la mission TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite), prévu pour être lancée par la NASA en 2017. Un autre avantage de ces télescopes de 2,5 m est que leur coût est sans commune mesure avec les télescopes géants comme les VLT ou l'E-ELT, et a fortiori les observatoires spatiaux.
Source :
Ground-based transit
observations of the super-earth 55 cnc e
E. J. W. de Mooij et al.
The Astrophysical
Journal Letters, 797:L21, 20 December 2014.
Il aura fallu à peine un mois de prises de données par la sonde MAVEN en orbite autour de Mars pour qu'on en connaisse déjà beaucoup plus sur la façon dont Mars aurait perdu son atmosphère.
La sonde américaine MAVEN (Mars Atmosphere and Volatile Evolution), lancée en novembre 2013 par la NASA, a débuté ses opérations scientifiques le 16 novembre dernier, peu de temps après le passage très proche de la comète Siding Spring, au cours duquel les scientifiques de la NASA ont dû exceptionnellement protéger la sonde en modifiant sa trajectoire. Les premières observations viennent d'être rendues publiques par la NASA et montrent l'existence d'un nouveau processus physico-chimique qui pourrait expliquer comment l'atmosphère de Mars a disparu. Ce phénomène serait lié à la pénétration du vent solaire très en profondeur dans l'atmosphère martienne.
Vue d'artiste de MAVEN (NASA/Goddard Space Flight Center)
Et MAVEN a également pu trouver quelques indications sur la composition de la haute atmosphère de Mars ainsi que de son ionosphère. Le responsable de la mission, Bruce Jakovsky, du Laboratory for Atmospheric and Space Physics à l'Université du Colorado, précise "Nous commençons à voir les liens qui existent dans une chaîne d'événements qui débutent par des processus ayant le Soleil pour origine qui vont agir sur le gaz de la haute atmosphère et mènent à une perte atmosphérique".
A chaque orbite autour de la planète rouge, MAVEN frôle l'ionosphère de Mars, cette couche d'ions et d'électrons qui s'étend entre 100 et 450 km d'altitude. Cette petite couche joue le rôle d'un petit bouclier contre l'intense vent solaire, des protons énergétiques.
MAVEN a pu mettre en évidence grâce à son instrument Solar Wind Ion Analyzerqu'un flux non négligeable de particules solaires parvenaient quand même à traverser ce maigre bouclier sans être défléchies et à pénétrer profondément dans la haute atmosphère martienne. Il semble que les interactions qui ont lieu ensuite produisent des courants de particules neutres pouvant pénétrer encore à plus basse altitude avant de produire à nouveau des ions chargés par de nouvelles interactions atmosphériques à beaucoup plus basse altitude.
Mars
C'est l'instrument Neutral Gas and Ion Mass Spectrometer de MAVEN qui, grâce à l'analyse fine de la composition de la haute atmosphère et de l'ionosphère, explore la nature du réservoir gazeux d'où s'échappe l'atmosphère de Mars vers l'espace. Ce spectromètre a permis de mesurer l'abondance de nombreux gaz sous forme ionique ou neutre, révélant la présence de structures bien définies dans la haute atmosphère, contrastant avec les basses couches où les gaz sont très mélangés. Ces fortes variations d'abondances dans le temps vont permettre de mieux comprendre comment fonctionnent la physique et la chimie dans ces régions, et a d'ores et déjà permis de mettre en évidence l'existence, insoupçonnée auparavant, d'une météo dans les hautes altitudes martiennes (des mouvements importants des couches atmosphériques).
La façon par laquelle Mars perd le gaz de son atmosphère a pu être observée grâce à l'instrument STATIC (Suprathermal and Thermal Ion Composition). A peine quelques heures après sa mise en route, MAVEN a détecté un jet de gaz ionisé au niveau du pôle de Mars, s'échappant vers le vide interplanétaire... Il apparaît que le gaz ionisé s'échauffe de plus en plus lorsqu'il monte en altitude, jusqu'à atteindre la vitesse d'échappement, qui le libère finalement et définitivement de la gravité martienne...
MAVEN est en pleine forme, est va continuer à scruter la planète rouge pour encore quelques années. A ce rythme, on aura peut être tout compris de l'atmosphère de Mars avant la fin de la mission...
Source :
Communiqué NASA Goddard Space Flight Center (15 décembre 2014)
Si vous lisez cette page, cela veut dire que vous avez un ordinateur connecté au réseau et que aimez l'astronomie et l'astrophysique. Et cela signifie aussi que vous êtes curieux et que vous aimez apprendre des choses. Si vous appréciez Ça Se Passe Là-Haut, c'est peut-être aussi parce qu'il n'y a rien à vendre ou acheter ici...
Et en plus, vous avez 3h disponibles par semaine entre le 2 mars et le 13 avril, cela tombe vraiment très bien! Il semble que vous soyez exactement le cœur de cible du tout nouveau MOOC (Massive Open Online Courses, en français « cours en ligne ouverts à tous »)qui vient d'être lancé par l'Institut de recherche sur les lois fondamentales de l’Univers (Irfu) du CEA et l'université de Nantes, et qui est intitulé ExplorUnivers.
Rappelons qu'un MOOC est une série de cours dispensés en ligne par des enseignants-chercheurs (des vrais!), comme si vous étiez sur les bancs d'un amphi, mais que vous pouvez suivre tranquillement depuis votre canapé.
Ce MOOC ExplorUnivers est le premier MOOC d'astronomie populaire (accessible au plus grand nombre) en langue française. Aucun prérequis n'est nécessaire. Pour vous donner envie, je ne peux que reprendre les termes de la présentation officielle du cours :
"ExplorUnivers est avant tout un voyage à travers les connaissances actuelles en astrophysique et en planétologie. Un voyage à travers les grands objets scientifiques à l'étude en astronomie : système solaire, galaxies, nuages moléculaires, exoplanètes... et à travers les grands instruments de recherche comme l'observatoire spatial Herschel. Les objectifs pédagogiques de ce MOOC sont déclinés en trois niveaux :
acquérir une culture générale en sciences de l’univers ;
acquérir des connaissances plus approfondies en sciences et techniques ;
rechercher soi-même les réponses à des controverses scientifiques.
Tout en décrivant des objets physiques, ce MOOC offrira ainsi une ouverture vers une question scientifique actuelle et des éclairages techniques, scientifiques et épistémologiques sur la démarche de recherche."
Pour achever de vous convaincre de vous inscrire (gratuitement, précisons-le encore), voici le programme, qui se déroule en 2 séances hebdomadaires sur 6 semaines :
Semaine 1 : le système solaire et notre planète, la Terre, d’où part notre voyage.
Semaine 2 : présentation de notre étoile et de Mars, une autre planète habitable.
Semaine 3 : d’autres types de planètes existent, non rocheuses : les planètes gazeuses et géantes, entourées de dizaines de lunes.
Semaine 4 : les galaxies, ces univers-îles peuplés de centaines de milliards d’étoiles. De quoi sont-elles faites ? Quand et comment se sont-elles formées ?
Semaine 5 : comment se forment les étoiles et les planètes à partir du gaz interstellaire des galaxies ?
Semaine 6 : les conditions d’habitabilité sont-elles communes ? Quel rôle jouent les comètes dans le transport des molécules organiques et d’eau sur les planètes ? D’autres exoterres existent-elles ?
Les participants au MOOC seront tout d’abord invités à visionner les 2 vidéos principales puis des documents complémentaires mis à leur disposition pour mieux comprendre certaines notions scientifiques et techniques. Deux autres vidéos permettront d’aborder certaines notions et le rôle de la controverse scientifique dans la production des connaissances. Le participant aura également à sa disposition un glossaire et des suggestions de vidéos supplémentaires à visionner (en dehors de la plate-forme FUN)...
Les inscriptions sont ouvertes jusqu'au 27 février. Le début des cours est quant à lui fixé au 2 mars.
Pour tout savoir et vous inscrire, c'est ici sur la plateforme de MOOC FUN :
Ne vous y trompez pas, ce n’est
pas un instrument de Philae qui
vient de déterminer la composition isotopique de l’eau de la comète Churyumov-Gerasimenko,
mais un instrument d’analyse embarqué sur Rosetta la sonde principale qui tourne toujours autour de la comète. Cet instrument est un spectromètre de
masse appelé ROSINA-DFMS (Rosetta Orbiter Sensor for Ion and Neutral
Analysis, Double Focusing Mass Spectrometer).
Churyumov-Gerasimenko en train de dégazer, vue par
Rosetta à 31 km de distance (ESA/Rosetta/Navcam)
Cet instrument permet de dénombrer les
différents isotopes (types différents de noyaux d’atomes d’un même élément), en calculant
des ratios, notamment pour l’hydrogène, le ratio D/H (la quantité relative de
deutérium par rapport à l’hydrogène).
Le deutérium diffère de
l’hydrogène « normal » par le fait que son noyau d’atome est deux
fois plus lourd : au lieu de ne comporter qu’un seul proton, le deutérium
se compose d’un proton plus un neutron. L’eau qui comporte une grande quantité
de deutérium en lieu et place de l’hydrogène au sein de la molécule H2O
est ce qu’on appelle l’eau lourde.
Le ratio D/H est une signature de l’origine
des molécules comportant de l’hydrogène. En effet, le deutérium ne peut pas
être produit comme ça dans le milieu interstellaire. Il est produit soit lors
de la nucléosynthèse primordiale dans les trois minutes qui ont suivi la
singularité initiale il y a 13,8 milliards d’années, ou bien lors d’une
nucléosynthèse stellaire, au cœur d’une étoile en train de fusionner son
hydrogène.
Ce que vient de montrer l’analyse
de ROSINA-DFMS, c’est que l’eau de
Chury comporte 3,5 fois plus de deutérium (le ratio D/H), que ce qu’on a en
moyenne dans l’eau de nos océans.
Une seule mesure de ce type avait
déjà pu être effectuée in situ auprès d’une comète, c’était dans la queue de la
célèbre comète de Halley, autour de
laquelle avait été envoyée la petite sonde européenne Giotto à la fin des années 1980.
La méthode appliquée par la sonde
Rosetta et son spectromètre de masse ROSINA-DFMS est similaire : il s’est
agi de récupérer du gaz en provenance de la surface de Chury puis de l’analyser
finement en « pesant » les molécules. ROSINA a la possibilité de
mesurer tous les rapports isotopiques dans l’eau indépendamment : D/H,
mais aussi les isotopes de l’oxygène 17O/16O et 18O/16O.
Et ROSINA est un capteur si sensible qu’il détecte le gaz émis par la sonde Rosetta
elle-même, environ 1 million de molécules par centimètre cube, où on y trouve
de l’eau (qui a un ratio D/H terrestre), ainsi que des molécules organiques (venant
de l’hydrazine, le carburant de la sonde), et des résidus fluorés provenant de la
graisse utilisée sur la sonde.
Le ratio D/H (et facteur d'enrichissement f) pour différents corps du système solaire, la valeur mesurée sur Chury est en rouge. Les losanges sont des mesures in situ (K. Altwegg et al.)
C’est à partir de la première
semaine du mois d’août 2014, quand Rosetta s’est rapprochée à moins de 100 km
de la surface de la comète que ROSINA-DFMS a pu entrer en action efficacement
et détecter les molécules d’eau venant vraiment de la comète.
Les résultats obtenus par
l’équipe internationale exploitant ROSINA (dont un nombre important de
chercheurs français), pour les rapports des différents isotopes de l’eau sont
publiés aujourd’hui en ligne dans la revue Science.
Les valeurs obtenues sont les
suivantes :
·D/H =
0,00053 +- 0,00007
·17O/16O = 0,00037 +-
0,00009
·18O/16O = 0,0018 +- 0,0002
Pour comparer différentes teneurs
en isotopes d’hydrogène, on utilise généralement une référence qui est le ratio
D/H de la nébuleuse protosolaire, qui est évalué d’une part par des mesures sur
l’atmosphère de Jupiter et d’autre part sur la photosphère du Soleil. Cette
valeur de référence de D/H est appelée (D/H)PSN (PSN signifiant protosolar nebula), et elle vaut (D/H)PSN
=0,000021, valeur très proche du ratio D/H du milieu
interstellaire, hors du système solaire.
La plupart des objets du système
solaire sont en fait enrichis en deutérium, leur ratio D/H est plus élevé
que (D/H)PSN. Les objets du
système solaire interne, comme la Terre, la Lune ou des météorites, sur
lesquels le ratio D/H a pu être mesuré, montrent une valeur environ 6 fois plus
forte que la référence de la nébuleuse protosolaire. Ce facteur par rapport à
la référence est ce que les astrophysiciens appellent le facteur d’enrichissement f. Le facteur d’enrichissement pour la
Terre vaut 7,1, mais pour toutes les comètes qui ont pu être analysées, ce
facteur est situé entre 10 et 20. Et la nouvelle valeur de
Churyumov-Gerasimenko vient poser de nouvelles questions, avec un facteur d’enrichissement
plus fort que toutes les autres de 25,2. Cette valeur est plus élevée que ce
que l’on a pu déterminé pour différents types de comètes, venant du nuage
d’Oort comme Halley ou de la ceinture de Kuiper comme la famille des comètes
« joviennes » comme Chury.
Les modèles de formation du
système solaire prédisent comment le deutérium au sein des molécules d’eau peut
se concentrer en fonction de la distance du soleil, par des mécanismes
physico-chimiques de volatilisation/recondensation. Ces mécanismes permettent
de produire des modifications de teneur isotopique, avec une ségrégation des
isotopes lourds par rapport aux légers.
Mais même si il se confirme qu’il
existe bien une augmentation du ratio D/H avec la distance du Soleil, qui est
expliquée par le modèle, en revanche cette nouvelle mesure sur Chury amène les auteurs
à conclure que comme le ratio D/H des comètes de la famille « jovienne »
apparaît très hétérogène et peut varier
considérablement, il est beaucoup plus probable que l’eau terrestre (ainsi que
notre atmosphère) provienne d’astéroïdes, plus proches de la Terre à l’époque,
que de ces lointaines comètes aux origines diverses.
Source :
67P/Churyumov-Gerasimenko,
a Jupiter family comet with a high D/H ratio
Concernant les Géminides de 2015, voir cette page... Cette année, la pluie d'étoiles filantes des Géminides aura lieu un weekend ! Une belle occasion pour lever les yeux aux ciel et apercevoir des centaines d'étoiles filantes! Car ces Géminides forment la deuxième pluie d'étoiles filantes la plus importante de l'année après les Perséides du mois d’août.
Vous vous souvenez sans doute que nous avons été fort gênés par la pleine Lune le 12 août dernier. Mais ce weekend, la Lune sera environ à son dernier quartier et se lèvera sur les coups de minuit, ce qui nous laisse de longues heures pour scruter le ciel à l'oeil nu à la recherche d'un nouveau voeu. Vous aurez même deux nuits pour en profiter : samedi soir ou dimanche soir, entre 19h et 24h heure française.
Le nombre de météores pourrait normalement atteindre environ 80 par heure, soit en moyenne plus d'un par minute... Bien sûr, il faudra quand même s'éloigner des lumières polluantes des villes pour admirer les Géminides comme il se doit, même si certaines ont la réputation d'être très brillantes et de produire des longues traces, parfois très colorées.
Cette pluie d'étoiles filantes s'appelle les Géminides car son radiant, le point d'où semblent provenir les météores, est situé dans la constellation des Gémeaux.
le ciel vers l'horizon Est-Sud Est à 22h le 13 décembre
Ce point, vers 22h, est situé au dessus de l'horizon Est-Sud-Est. Rappelons que la constellation des Gémeaux est formée d'étoiles qui dessinent deux hommes qui se tiennent la main, presque positionnés à l'horizontale le 13 décembre en début de nuit, à gauche de la constellation d'Orion. Mais les météores des Géminides peuvent apparaître un peu partout dans le ciel.
Si vous souhaitez prendre des photos, préférez l'objectif le plus petit (24 ou 35 mm), avec la plus grande ouverture possible (du genre f/2.8), avec un réglage sur ISO 800 ou plus. Utilisez un trépied et répétez de multiples poses de 30 s ou 1 minute, en espérant que la chance sera de votre côté et que vous capturerez un bolide multicolore...
L'astéroïde 3200 Phaeton imagé par STEREO en 2012 à son
point le plus proche du Soleil, montrant une queue de poussières
(NASA/STEREO)
Les poussières qui sont à l'origine de la pluie des Géminides sont particulières. Elles arrivent dans l'atmosphère terrestre à une vitesse relativement faible : environ 30 km/s. Alors que la plupart des météores sont issus de poussières de comètes, comme les Perséides du mois d’août par exemple, les Géminides, elles, sont des résidus non pas d'une comète, mais d'un astéroïde, que l'on connait bien, qui s'appelle 3200 Phaeton. Cet astéroïde a une taille de 5,1 km, et la Terre croise son orbite tous les ans à cette époque de l'année. 3200 Phaeton a une orbite allongée, il passe au plus près du Soleil tous les 1,4 an (à environ 20 millions de km du Soleil). Et en 2009, 2010 et 2012, on a pu observer que 3200 Phaeton se prenait presque pour une comète ! A sa plus faible distance du Soleil, on a pu le voir éjecter des quantités de poussières très importantes, laissant penser que la chaleur du Soleil le fracturait ou du moins produisait comme une sorte de dessèchement de sa surface, avec la production d'une petite queue de matière à la manière d'une comète.
Et 3200 Phaeton semble produire des petites éruptions périodiques également lorsqu'il est plus loin du Soleil dans son trajet orbital, ce qui fournit ces fameux petits grains de poussières que vous verrez brûler dans l'atmosphère samedi soir ou dimanche soir.
Si par malheur la météo de votre région n'est pas sympa avec vous, et que vous êtes insomniaques, vous pourrez toujours essayer de suivre en direct les Géminides grâce au projet de l'astronome italien Gianluca Masi qui mettra en direct des images du ciel à partir de Dimanche vers 3h du matin sur le site du Virtual Telescope Project.
Préparez vite votre (longue) liste de voeux ! Bon ciel à tous !
ASTRO-H : sous ce nom qui évoque un dessin animé japonais, se cache l'un des plus beaux outils des astrophysiciens. ASTRO-H est un télescope spatial de nouvelle génération, spécialisé dans l'observation des rayons X. Il va compléter, voire supplanter, dès l'année prochaine les trois principaux télescopes à rayons X en activité que sont les américains Chandra et NUSTAR et l'européen XMM-Newton.
Vue d'artiste de ASTRO-H (JAXA)
ASTRO-H est un télescope japonais, mais pas que. Pour mener à bien un tel projet, c'est une vaste collaboration qui s'est mise en place, avec des européens et des américains. L'astronomie en rayons X est très riche, car elle adresse des phénomènes parmi les plus mystérieux, à commencer par ce qui se passe au cœur des galaxies, autour des trous noirs. Il permettra aussi de suivre de nombreux autres phénomènes comme le grossissement des grandes structures cosmiques, le comportement de la matière en présence de champs gravitationnels extrêmes, étudier l'équation d'état de la matière formant les étoiles à neutrons, ou encore traquer les structures qui accélèrent des particules dans des amas de galaxies ou des résidus de supernovas. ASTRO-H étudiera également finement la physique des jets de matière par les trous noirs, et indirectement, pourra donner des indices sur la présence de matière noire, dans le cas où celle-ci peut produire des rayons X par décroissance ou annihilation...
Plus précisément, les 3 objectifs ambitieux que ce sont fixés les astrophysiciens japonais et leurs collègues sont les suivants :
Révéler la structure à grande échelle de l'Univers et son évolution
ASTRO-H devra observer des amas de galaxies pour mesurer les relations existant entre l'énergie thermique du milieu intergalactique et l'énergie cinétique des sous-amas à partir desquels se forment les amas, ainsi que mesurer leur énergie non-thermique et leur composition chimique. ASTRO-H pourra également dans cet objectif tracer directement l'évolution dynamique d'amas de galaxies.
L'autre type d'observation liée à cet objectif est l'observation de trous noirs supermassifs distants, qui sont cachés par d'épaisses couches de matière, pour en déterminer l'évolution et comprendre le rôle qu'ils jouent dans la formation des galaxies. La sensibilité de ASTRO-H dans ce type d'observation sera 100 fois supérieure à celle de son prédécesseur japonais SUZAKU.
Comprendre les conditions extrêmes de l'Univers
ASTRO-H mesurera la vitesse de la matière située à très grande proximité de trous noirs, les disques d'accrétion, de manière à détecter la distorsion de l'espace-temps induite par le champ gravitationnel, et ainsi tester la relativité générale en conditions extrêmes ainsi que la physique de l'accrétion.
Explorer les divers phénomènes de l'Univers "non-thermique" ou "violent"
ASTRO-H permettra d'explorer les zones où les particules du rayonnement cosmique de haute énergie acquièrent leur énergie, en essayant de déterminer qui de la gravité, des collisions de particules ou des explosions d'étoiles en sont responsables...
Les différents instruments formant le télescope spatial ASTRO-H (ASTRO-H collaboration/université de Genève)
L'astrophysique en rayons X est si cruciale à bien maîtriser que 4 télescopes dédiés ne seront pas de trop. Et d'ailleurs on devrait presque dire 7 télescopes. Car ASTRO-H peut être vu comme un observatoire contenant 4 télescopes différents, rien que ça... Et ASTRO-H va innover en ouvrant une nouvelle fenêtre de longueur d'onde encore jamais explorée auparavant.
Voyons un peu plus en détail ces beaux joujoux qui seront mis en orbite dans quelques mois (la date de lancement n'est pas encore fixée précisément) pour une durée minimale de 3 ans, en espérant bien plus.
Gamme d'énergie des photons qui seront détectés par ASTRO-H avec
ses différents instruments (ASTRO-H collaboration)
ASTRO-H est tout d'abord muni de deux télescopes pour les rayons X "durs", c'est à dire ayant une énergie comprise entre 5 keV et 100 keV : HXT1 et HXT2 (Hard X-ray Telescopes), tous les deux munis d'un imageur nommé HXI. Concernant les rayons X "mous", entre 0,3 keV et 10 keV, ils seront capturés par les télescopes SXT-I (télescope imageur) et SXT-S (télescope spectromètre), ainsi que par un autre imageur spécifique, le SXI et d'un microcalorimètre (SXS) qui permettra pour la première fois de produire une spectroscopie à haute résolution en énergie et en localisation grâce à l'utilisation de détecteurs cryogéniques.
Mais ce n'est pas tout, car les japonais ont également ajouté sur ASTRO-H un détecteur de rayons gamma de faible énergie, SGD (Soft Gamma-ray Detector) qui détectera des rayons gamma ayant une énergie entre 30 keV et 600 keV. Ainsi, avec tous ses instruments, ASTRO-H pourra explorer le ciel entre 0,3 keV et 600 keV.
L'une des grandes avancées dans les performances prévues est la résolution en énergie des photons détectés, qui devrait atteindre seulement 7 eV sur la gamme 0,3 - 12 keV, simplement exceptionnel.
L'autre innovation importante qui est apportée sur ce télescope de nouvelle génération est que, pour la première fois, on utilisera une optique de focalisation pour les rayons X "durs", de plusieurs dizaines de keV. C'est très difficile de focaliser des photons aussi énergétiques, qui ont plus tendance à traverser la matière qu'à se réfléchir, mais des astuces technologiques permettent désormais de repousser les limites. Cela impose une distance focale considérable : pour la partie X durs (les HXT), elle sera de 12 m, contre seulement 5,6 m pour les SXT. Une fois entièrement déployé, le télescope aura ainsi une silhouette oblongue d'une longueur totale de 14 m.
Le télescope spatial ASTRO-H en phase de test en mai 2013 (JAXA)
Une fois en orbite à 550 km au dessus de nos têtes, après une période d'un an qui sera réservée exclusivement aux astrophysiciens japonais, le télescope sera mis à disposition de la communauté scientifique pour 75% de son temps. Il est fort à parier que le calendrier des créneaux d'observation est déjà rempli depuis bien longtemps...
