Les supernovas Ia sont bien diverses... mais encore plus standards

Une équipe menée par une doctorante de Saul Perlmutter, spécialiste des supernovas Ia, vient de trouver une technique infaillible pour améliorer leur mesure de distance en réduisant la dispersion de leur luminosité intrinsèque, qui était une grosse épine dans le pied des astrophysiciens depuis 15 ans.

Les supernovas de type Ia sont utilisées comme chandelles standards car elles produisent toutes presque la même quantité de lumière, ce qui permet de faire des mesures de distance assez précises des galaxies où elles apparaissent. Presque.., car il existe toujours une dispersion de luminosité d'environ 15% sur l'ensemble de la population des SN Ia, qui est mal maîtrisée par les astrophysiciens. 

Il se trouve que les supernovas de type Ia ne sont pas réellement standards, certaines d'entre elles peuvent être plus ou moins obscurcies par des nuages de gaz ou de poussières, et la physique en jeu diffère légèrement selon que la naine blanche à l'origine de l'explosion avait pour compagne une étoile "normale" ou bien une autre naine blanche. Ces différences qui apparaissent dans toute la population des supernovas Ia proches ou lointaines observées font que leur luminosité n'est pas rigoureusement identique mais fluctue avec un écart de l'ordre de 15%. 

Quand on se sert ensuite de la luminosité de ces "chandelles" pour évaluer leur distance comme par exemple dans les travaux de 1998 qui ont valu à Saul Perlmutter le prix Nobel en 2011 pour avoir démontré l'accélération de l'expansion cosmique (via des mesures de distance), on obtient évidemment des résultats entachés d'une incertitude qui peut devenir importante.

  

L'équipe americano-française de SNfactory a réussi à trouver une astuce pour réduire d'un facteur deux l'incertitude sur la luminosité des supernovas Ia. Hannah Fakhouri de Berkeley Lab, et ses collaborateurs, dont son directeur de thèse Saul Perlmutter et de nombreux français du CNRS, publient leurs travaux dans the Astrophysical Journal. Ils ont eu l'idée de regrouper les supernovas deux par deux, et en regardant non plus les courbes de lumière totales, mais en les décomposant dans leurs différentes longueurs d'ondes, en observant leur spectre.

Série temporelle de spectres d'une SN Ia
(SNfactory)

A partir du spectre d'une supernova (et de son évolution dans le temps), ils recherchent une autre supernova qui aurait exactement le même spectre. Les chercheurs montrent qu'en faisant des tests en aveugle, ils trouvent que les couples de SN Ia ainsi formés, dont les spectres se superposent le mieux, sont également des SN Ia dont la luminosité est similaire. 

L'équipe de SNfactory a exploité une population de 50 supernovas proches pour le développement de leur méthode. Ces supernovas ont été observées et enregistrées grâce au spectrographe SNIFS (SuperNova Integral Field Spectrograph) développé par les français du Centre de Recherche Astronomique de Lyon (CNRS/Université Lyon1) et monté sur le télescope de 2,2 m de l'Université de Hawaï au Mauna Kea. Ils parviennent en appliquant systématiquement cette méthode d'appariement spectral à réduire la dispersion globale de la luminosité de 15% à 8%. Il s'ensuit immédiatement que la précision sur la mesure de leur distance devient également améliorée d'un facteur 2.

Cela revient à mesurer la distance de la première SN puis d'en déduire celle de la SN appariée, dont on sait alors que la luminosité est quasi-exactement la même que la première.

Cette approche est très efficace même si elle est purement pragmatique et ne cherche pas quelle est la raison profonde de la dispersion de luminosité des supernovas. Elle revient en quelque sorte à comparer des pommes Golden avec des pommes Golden plutôt que des pommes avec des pommes.

Le projet SNfactory avait à sa fondation pour but de parvenir notamment à rassembler un échantillon de suffisamment bonne qualité (en termes de spectrophotométrie) pour tester cette méthode d'appariement spectral. C'est désormais chose faite, mais SNfactory ne compte pas s'arrêter là. De nouveaux échantillons de plusieurs centaines de supernovas devraient bientôt pouvoir être étudiés. Le but des astrophysiciens est bien sûr d'adapter leur nouvelle méthode sur les supernovas Ia les plus intéressantes, c'est à dire les plus lointaines. La NASA devrait à ce propos lancer vers 2025 le télescope WFIRST (Wide-Field Infrared Survey Telescope), qui pourra, entre autres, enregistrer les spectres de plusieurs milliers de supernovas distantes, et qui intéresseront donc particulièrement les équipes de SNfactory.

Un fait important qui apparaît quand on constate l'efficacité de la méthode décrite par Hannah Fakhouri est que la dispersion de 15% de la luminosité des SN Ia qui apparaissait n'est pas un effet statistique, mais bel et bien un effet systématique lié à la nature des supernovas. Il existe bien des différences entre les supernovas Ia elles-mêmes. La nouvelle méthode d'appariement spectral, par son efficacité à réduire la dispersion globale de luminosité des SN Ia, indique que les inconnues sur les processus physiques de l'explosion ont pu être drastiquement réduites en regardant les spectres de lumière au lieu de la quantité de lumière totale. Un grand pas en avant dans l'utilisation des SN Ia comme chandelles standard, maintenant encore un peu plus standards... malgré leur diversité. 

Source : 

Improving cosmological distance measurements using twin Type Ia supernovae

H. Fakhouri et al. 

Accepté pour publication dans the Astrophysical Journal

http://arxiv.org/abs/1511.01102

Mars : De bonnes pistes sur la disparition de l'atmosphère

On en sait maintenant beaucoup plus sur l’atmosphère de Mars ou ce qu’il en reste,  grâce aux observations de la sonde MAVEN dont les résultats viennent d’être publiés dans la revue américaine Science ainsi que dans Geophysical Research Letters.

Ces résultats très riches font la couverture de Science du 6 novembre, qui propose un cahier spécial de quatre articles consacrés respectivement à l'observation de la réponse de la planète rouge à une éjection de masse coronale solaire, à la découverte d’une aurore diffuse martienne,  à la découverte de fortes variabilités de la thermosphère et de l’ionosphère et enfin à l’observation de poussières aux hautes altitudes de la planète rouge.

Vue d'artiste de la dépletion atmosphérique de Mars par
une éjection de masse coronale (NASA)

La sonde de la NASA MAVEN (Mars Atmosphere and Volatile Evolution) a été lancée le 18 novembre 2013 pour explorer en détails la haute atmosphère de Mars . Elle est arrivée en orbite autour de Mars en septembre 2014 et mise en opération deux mois plus tard. Elle se déplace à des altitudes très variables au-dessus de la surface martienne, entre 125 km et 6200 km.

La question lancinante que se posent les planétologues spécialistes de Mars est : « où est passé le CO2 qui a dû être nécessaire pour permettre une température suffisante pour que des vastes étendues d’eau liquide aient pu exister à la surface de la planète ? », ainsi que « où est passée l’eau une fois évaporée ou sublimée ? ». MAVEN vient apporter quelques éclairages très instructifs qui permettent d’entrevoir une réponse à ces questions.

Bruce Jakosky (du Laboratory for Atmospheric and Space Physics (LASP) de l’université du  Colorado) et ses collaborateurs ont exploité des mesures effectuées par MAVEN lors d’une éjection de masse coronale qui a atteint Mars entre le 6 et le 8 mars 2015, produisant une forte intensité de vent solaire (des protons et des électrons  énergétiques) associée à de puissants champs magnétiques. Ils montrent que lorsque la bouffée est passée sur Mars, une augmentation importante d’ions accélérés est apparue et avec elle une forte augmentation d’échappements gazeux vers l’espace, du côté opposé au flux de particules solaires. Le taux d’échappement atmosphérique a été multiplié par 10 au cours de cette éruption. Ces observations tendent à indiquer que si les éruptions solaires ont été plus fréquentes et plus intenses  dans l’histoire ancienne du système solaire, elles pourraient avoir eu un effet direct sur la disparition de l’atmosphère martienne. L’ interaction intense du vent solaire, et à fortiori des éjections de masse coronale, sur Mars est rendue possible par l’absence de champ magnétique global sur Mars, a contrario de ce que nous connaissons sur la Terre.

Nick Schneider (également du LASP) et son équipe comprenant des astronomes français, publient eux la découverte d’une aurore très particulière, une aurore diffuse, produite par l’interaction d’une éruption solaire. A l’inverse d’autres types d’aurores qui sont plutôt localisées, celle observée par Schneider et al. se trouve être très étendue géographiquement, couvrant presque la totalité de l’hémisphère nord de Mars.

L’aurore a été observée grâce à l’instrument Imaging Ultraviolet Spectrograph de MAVEN jusqu’à une altitude de 60 km seulement et sur toutes les longitudes, pendant cinq jours d’affilée. Les particules énergétiques responsables de l’apparition en profondeur de cette aurore ont été évaluées à 200 keV d’énergie. Des électrons avec une telle énergie sont les seuls capables de pénétrer aussi loin. Les aurores, par leur phénomène de production d’ionisation et de dissociation des molécules, peuvent participer à l’augmentation de l’échappement atmosphérique. Et les chercheurs estiment que cette aurore très étendue est rendue possible là encore par l’absence de champ magnétique global, qui empêche de canaliser les électrons vers les régions polaires, mais au contraire permet de les répartir sur une grande partie du globe martien.

Vue d'artiste de l'observation de l'aurore diffuse par MAVEN
(LASP/University of Colorado)

Stephen Bougher (de l’Université du Michigan) et ses collègues ont quant à eux étudié de près la thermosphère et l’ionosphère de Mars. Ils ont exploré leur composition, leur structure et leur variabilité temporelle, jusqu’à une altitude d’environ 130 km. Ils montrent l’existence d’une grande variabilité à cette altitude qui se trouve être à la limite de la basse atmosphère, l’atmosphère « mélangée » et de la haute atmosphère, l’atmosphère « séparée », cette limite étant appelée l’homopause. La structure de ces régions est si variable qu’elle apparaît différente d’une orbite à l’autre. Les chercheurs y ont par ailleurs mesuré une population inattendue de particules neutres et de particules chargées. Cette zone de l’atmosphère martienne est d’autant plus intéressante qu’elle représente le réservoir primaire pour un échappement atmosphérique vers l’espace. Par leurs observations, Bougher et al. permettent ainsi d’apporter des contraintes supplémentaires sur les processus d’échappement des gaz volatiles qui sont contrôlés par la structure de la thermosphère et de l’ionosphère.

Laila Andersson (toujours du LASP) et ses collaborateurs, ont quant à eux découvert que de la poussière se trouvait en orbite autour de Mars. Ils ont pu détecter des impacts de grains de poussière sur la sonde, et ce depuis les plus basses altitudes (125 km) et jusque 1000 km d’altitude. La distribution spatiale de ces grains de poussière indique qu’il s’agirait non pas de matière martienne mais plutôt de résidus de débris du système solaire. Aucun processus physique connu ne permet en effet de propulser des poussières à des altitudes supérieures à 150 km… Ces poussières formeraient des couches discrètes dans l’ionosphère de Mars et pourraient modifier les processus chimiques qui s’y déroulent avant d’ensemencer la surface. Les chercheurs sont parvenus par comparaison avec des mesures en laboratoire et en faisant une hypothèse sur leur vitesse (18 km/s), à déterminer la taille de ces grains de poussière : entre 1 et 12 microns. Ces observations permettent de mieux cerner comment la poussière interplanétaire se déplace dans le système solaire interne et comment elle interagit avec l’atmosphère de Mars.

La sonde MAVEN avant son lancement (Reuters/Joe Skipper)

Enfin, Bruce Jakosky et d’autres collaborateurs publient un article compagnon à ceux de Science dans Geophysical Research Letters, dans lequel ils retracent les autres éléments clés mesurés jusqu’ici par MAVEN, notamment ce qui concerne la composition chimique de l’atmosphère en fonction de l’altitude, ainsi que la structure de l’ionosphère et de la « magnétosphère », qui se forme quand le vent solaire rencontre l’obstacle constitué par la haute atmosphère, l’ionosphère et les faibles champs magnétiques locaux de la croûte martienne.

On y découvre (ou redécouvre) notamment que le CO2 est l’espèce gazeuse dominante dans la très basse atmosphère (95%) mais aussi dans la partie basse de la haute atmosphère. A plus haute altitude, les abondances de O, O2, N et N2 augmentent rapidement dû à leur faible masse atomique (16, 32, 14 et 28 respectivement) par rapport au CO2 plus lourd (masse atomique de 44). L’argon de masse atomique 40 augmente aussi moins vite et finalement, au-dessus de 300 km d’altitude, le gaz dominant est l’oxygène atomique, O, suivi par le dioxygène et le diazote. Les gaz comme le O, N, CO, O2 et NO sont des produits de photodissociation de la molécule H2O et sont donc d’excellents traceurs des processus photochimiques qui ont lieu à la fois dans la basse atmosphère et dans la haute atmosphère de Mars.

La haute atmosphère de Mars a probablement joué un grand rôle dans l’évolution climatique de la planète rouge et notamment sur la stabilité de l’eau liquide. Les résultats publiés aujourd’hui ne sont que les premiers engrangés par MAVEN, et donnent déjà des indices très utiles aux chercheurs. MAVEN devrait poursuivre ses investigations au moins pour couvrir une année martienne entière, et certainement encore au-delà.

Sources :

MAVEN observations of the response of Mars to an interplanetary coronal mass ejection

B. Jakosky et al.

Science, Vol 350 Issue 6261 (6 November 2015)

Discovery of diffuse aurora on Mars

N. Schneider et al.

Science, Vol 350 Issue 6261 (6 November 2015)

Early MAVEN Deep Dip campaign reveals thermosphere and ionosphere variability

S. Bougher et al.

Science, Vol 350 Issue 6261 (6 November 2015)

Dust observations at orbital altitudes surrounding Mars

L. Andersson et al.

Science, Vol 350 Issue 6261 (6 November 2015)

Initial results from the MAVEN mission to Mars

B. Jakosky et al.

Geophys. Res. Lett., 42 (2015)

Découverte d'un amas de galaxies ultra-méga massif

On ne sait plus trop si il faut l'appeler un "objet" astrophysique... Il s'agit d'un des amas de galaxies les plus énormes que les astrophysiciens aient jamais découvert, et surtout à la distance à laquelle cet amas mégamassif se trouve : à 8,5 milliards d'années lumière. Sa masse ? Accrochez-vous à votre fauteuil : 1 million de milliards de masses solaires.

Cet amas de galaxies est appelé MOO J1142+1527, "MOO" étant l'acronyme de Massive Overdense Object (objet massif hyperdense). Les astrophysiciens de l'équipe menée par Anthony Gonzalez de l'Université de Floride, ont exploité le télescope spatial Spitzer ainsi que WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer) pour chercher les amas de galaxies les plus massifs possible. Ces types d'amas de galaxies en contiennent plusieurs milliers, et on peut rappeler qu'une seule galaxie contient une bonne centaine de milliards de masses solaires en étoiles. MOO J1142+1527 contient ainsi environ 10 000 galaxies à lui seul.

L'amas de galaxies MOO J1142+1527 (NASA/JPL-Caltech/Gemini/CARMA)

Les amas de galaxies grossissent au fil du temps, absorbant des nouvelles galaxies de manière continue. C'est pour mieux comprendre comment évoluent ces amas de galaxies que Gonzalez et ses collaborateurs se sont intéressés aux amas situés à plus de 8 milliards d'années-lumière. Les astrophysiciens ont pioché dans le vaste catalogue de WISE qui a recensé des centaines de millions d'amas de galaxies sur tout le ciel entre 2010 et 2011. Ils ont ensuite braqué Sptizer sur les 200 objets les plus intéressants en terme de masse.

Pour déterminer la distance de MOO J1142+1527 avec précision, l'équipe a ensuite utilisé les télescopes Keck et Gemini à Hawaï, et pour évaluer la masse totale de l'amas, c'est avec le réseau de télescopes Californien CARMA (Combined Array for Research in Millimeter-wave Astronomy) que les chercheurs ont travaillé. 

C'est là qu'ils ont trouvé cette masse assez phénoménale de 1 million de milliards de masses solaires, MOO J1142+1527 est l'amas de galaxies le plus massif jamais observé à cette distance et d'après le modèle cosmologique actuel et ce que l'on pense savoir sur l'évolution des amas de galaxies, il devrait faire partie des cinq amas de galaxies les plus massifs dans cet Univers âgé de 5 milliards d'années, d'après Peter Eisenhardt, coauteur de l'étude.

Le but des astrophysiciens après la découverte de ces amas ultra massifs, c'est d'étudier les galaxies qui les composent et observer comment elles-mêmes évoluent dans un tel environnement. Dans les mois qui viennent, l'équipe de Anthony Gonzalez prévoit déjà d'observer de près une nouvelle sélection de 1700 amas de galaxies en plus des 200 déjà épluchés. La course au record de masse se poursuit.

Source : 

THE MASSIVE AND DISTANT CLUSTERS OF WISE SURVEY: MOO J1142+1527, A 10¹⁵ M⊙ GALAXY CLUSTER AT z = 1.19

A.H. Gonzalez et al.

The Astrophysical Journal Letters, Volume 812, Number 2 (october 2015)

Rosetta finira ses jours sur la comète 67P aux côtés de Philae

C'est désormais officiel, à la fin de sa mission en septembre prochain, Rosetta rejoindra son petit Philae pour l'éternité sur la surface de la comète 67P/Churyumov-Gerasimenko. Mais le crash sera fait très "lentement", de manière à acquérir des dernières données au plus près de la surface du noyau cométaire.

L'Agence Spatiale Européenne (ESA) vient de prendre sa décision. La mission Rosetta étant financée que jusqu'en septembre 2016, il fallait trouver que faire de la sonde, toujours en orbite autour de la comète 67P et bénéficiant de toujours moins d'énergie en s'éloignant du soleil. C'est donc vers un "crash" très contrôlé de la sonde qu'ont convergé les spécialistes.Pour certains, c'est la plus belle fin de mission qu'on ait pu imaginer. On se rappelle l'émotion qui avait marqué l'atterrissage du module Philae le 12 novembre dernier. Il est sans nul doute que nous vivrons le même enthousiasme en septembre prochain quand nous découvrirons les images époustouflantes qui seront enregistrées au dernier moment avant le contact de Rosetta avec le sol de la comète...

Vue d'artiste de Rosetta auprès de 67P (ESA/ATG medialab/Rosetta/Navcam)

Le sort de la sonde Rosetta était discuté depuis plus d'un an, avant même l'atterrissage de Philae.  Le directeur du vol, Andrea Accomazzo avait une préférence pour faire hiberner la sonde durant son périple au fin fond du système solaire et essayer de la remettre en vie dans quatre ou cinq an lorsque 67P reviendrait à proximité du soleil. Mais cette option a beaucoup de risque d'endommager l'électronique de la sonde à cause du froid intense et prolongé, sans compter que de nombreux chercheurs travaillant sur Rosetta depuis plus de 20 ans maintenant ne souhaitaient pas attendre 5 ans de plus pour finaliser cette belle mission. L'option du crash en douceur l'a donc emporté et les opérateurs de la sonde sont maintenant en train de plancher sur la meilleure façon de le faire. 

Le survol le plus proche à ce jour de Rosetta était à 8 km de la surface, pour larguer le robot Philae. Les scientifiques de l'ESA pensent amener Rosetta à spiraler vers une altitude similaire en août prochain, puis de là parcourir des orbites elliptiques de plus en plus rapprochées, jusqu'au contact final.

Rosetta descendra plus lentement que ne l'a fait Philae, et pourra ainsi acquérir de nombreuses données et produire de belles images avec une résolution toujours meilleure. Lorsqu'elle ne sera plus qu'à 4 kilomètres de la surface, elle pourra distinguer grâce à son spectromètre ROSINA la nature des gaz émanent de chacun des deux lobes cométaires pour déterminer si leur composition chimique est différente.

A 500 m au dessus de la surface, les images produites avec l'imageur OSIRIS offrirons une résolution de 1 cm par pixel... De quoi étudier finement les propriétés du sol, en lien avec l'activité observée de plus haut lorsque la comète était au plus près du soleil. 

La question importante que se posent les ingénieurs de l'ESA est jusqu'où Rosetta pourra-t-elle envoyer vers la Terre ses précieuses données durant sa descente ? Car une fois le sol touché, ç'en est définitivement fini. Toutes les transmissions de données doivent être terminées avant le crash. Les spécialistes sont donc en train de calculer quelles sont les meilleures trajectoires possibles, qui permettront que la sonde se trouve du bon côté de la comète par rapport à la Terre lors des derniers instants.

Une fois "posée" plus ou moins violemment sur 67P, Rosetta ne pourra évidemment plus orienter son antenne en direction de la Terre, et elle ne pourra plus non plus orienter ses panneaux solaires pour récupérer l'énergie vitale. Il est possible que la sonde puisse encore transmettre quelques données une fois au sol mais les chercheurs ne considèrent pas du tout cette option comme faisant partie du plan. Pour eux, le contact signe la fin de la mission.

Avant de parvenir à cet ultime plongeon, Rosetta poursuit en ce moment son étude de 67P en pouvant maintenant se rapprocher du noyau qui est de moins en moins actif en s'éloignant du soleil. Elle doit prioritairement faire des images pour comparer l'état de la comète avant/après son passage au périhélie. L'autre chantier qui attend Rosetta dans les mois d'hiver est l'observation de l'hémisphère sud de la comète qui n'était plus dans la lumière depuis le mois de mai et qui retournera dans l'ombre dès mars 2016... Elle devrait également essayer d'écouter d'éventuels signes de vie de Philae qui n'en a pas donné depuis juillet dernier. 

Même si elle ne retrouve pas son contact, Rosetta finira dans tous les cas ses jours à quelques centaines de mètres de Philae, à ses côtés pour de très nombreuses années...

Une étoile géante vagabonde dans la galaxie d'Andromède

Normalement, les étoiles qui naissent ensemble au même endroit ont tendance à se mouvoir de la même façon dans leur galaxie, avec une vitesse et une direction semblables. Mais il arrive qu’il n’en soit pas ainsi, et des étoiles peuvent avoir une vitesse très différente de leurs voisines et même s’échapper de la galaxie qui les a vu naître. Une telle étoile vagabonde vient d’être observée pour la première fois dans une galaxie qui n’est pas la nôtre, la galaxie d’Andromède.

M31 vue en UV par le Galaxy Evolution Explorer (JPL/Caltech)

Cette étoile fugueuse est une étoile supergéante rouge nommée J004330.06+405258.4, ayant une température de 3700 K et une masse comprise entre 12 et 15 masses solaires. Elle a été caractérisée par Kate Evans et Philip Massey du Lowell Observatory à l’aide du Multi Mirror Telescope installé à l’observatoire Whipple sur le Mont Hopkins en Arizona.

Parmi les étoiles vagabondes qui ont déjà pu être identifiées dans le passé, très peu sont de type massives et évoluées, ce qui est sans doute dû au fait qu’elles ont eu du temps pour s’éloigner grandement de leur lieu de naissance, ce qui rend plus difficile leur identification en l’absence du contexte de leur groupe d’origine.

C’est en effectuant un relevé photométrique des supergéantes rouges de la galaxie d’Andromède (M31) que Evans et Massey ont découvert cette fugueuse. Ils ont déterminé que cette étoile était séparée des autres étoiles massives du même type par 15 000 années-lumière, ce qui correspond à la distance parcourue sur sa durée de vie estimée de 10 millions d’années à la vitesse radiale différentielle mesurée, de l’ordre de 300 km/s. Lorsque l’on considère l’autre composante de vitesse, la vitesse tangentielle, qui est estimée à 300 km/s elle aussi, on arrive à une valeur de vitesse totale de l’ordre de 450 km/s pour J004330.

Cette vitesse différentielle est la plus grande vitesse connue à ce jour pour une étoile massive. Des vitesses plus importantes avaient déjà été observées auparavant, supérieures à 500 km/s, mais uniquement sur des étoiles de faible masse, et dans notre galaxie.

Les auteurs montrent que la vitesse de J004330 est comparable à la vitesse d’échappement du disque de M31 là où elle se trouve. Elle est donc en train de s’échapper complètement de la galaxie d’Andromède. Sauf que… Sauf que la durée de vie restante pour cette supergéante rouge n’est que d’un million d’années seulement, et cette durée est insuffisante pour sortir du disque galactique puisqu’elle ne parcourra que 1500 années-lumière avant d’exploser en supernova…

Il reste maintenant à essayer de comprendre ce qui a bien pu donner une telle vitesse à cette grosse étoile lors de sa naissance.

Source :

A RUNAWAY RED SUPERGIANT IN M31

Kate Anne Evans et Philip Massey

The Astronomical Journal, Volume 150, 149, Number 5 (November 2015)

Les éléments chimiques en proportions identiques partout dans l'Univers

Pour la première fois, des astrophysiciens ont sondé la composition chimique du milieu intergalactique sur une très grande distance, et montrent que cette composition chimique est très uniforme et équivalente à celle que l'on trouve dans le système solaire, les briques indispensables à la vie sont donc répandues de manière similaire dans tout l'Univers...

L'astrophysicienne Aurora Simionescu et ses collaborateurs ont étudié un amas de galaxies, le célèbre amas de Virgo, situé à 54 millions d'années-lumière et constitué de plus de 2000 galaxies. L'espace entre ses galaxies est rempli de gaz diffus très chaud, suffisamment chaud pour émettre de la lumière dans la longueur d'onde des rayons X. Grâce au télescope spatial Suzaku spécialisé dans la détection des rayons X en orbite depuis 10 ans, l'équipe du JAXA (Japan Aerospace Exploration Agency) a exploré l'amas de galaxies en scannant son volume suivant plusieurs directions (voir image) jusqu'à 5 millions d'années-lumière du centre de l'amas, où se trouve la galaxie géante M87.

Zones explorées par Suzaku dans l'amas de Virgo. Chaque carré correspond à une acquisition du télescope X. La zone centrale est occupée par la galaxie M87. L'image de fond est une image en rayons X produite par le satellite européen ROSAT

(A. Simionescu (JAXA) / H.Boehringer (MPE)).

Les différents éléments chimiques plus lourds que le carbone sont produits par les explosions d'étoiles, les supernovas, qui les dispersent autour d'elles. Mais cette dispersion se poursuit ensuite progressivement sur des échelles beaucoup plus grandes, par d'autres mécanismes comme des éruptions galactiques, des fusions de galaxies ou encore l'interaction des galaxies avec le gaz chaud remplissant les amas.

Il y a deux types principaux de supernova : le type Ia est issu d'une étoile naine blanche vivant en couple avec une autre étoile, qui peut être une autre naine blanche ou bien une étoile plus grosse. Lorsque la naine blanche, qui arrache de la matière à sa compagne, voit sa masse dépasser le seuil de stabilité fatidique de 1,44 masses solaires, elle explose en éjectant toute sa matière sans laisser de résidu compact.

Le type II est produit par des étoiles qui sont nées avec une masse supérieure à 8 masses solaires et qui s'effondrent sur elles-mêmes à la fin de leur vie, ne pouvant contre-carrer leur propre gravité, ces supernovas laissent derrière elles un objet compact, pulsar ou trou noir. 

Et ces deux types de supernova ne fabriquent pas tout à fait les mêmes noyaux d'atome dans les mêmes quantités et proportions. Les supernovas de type Ia dispersent beaucoup d'éléments lourds, à commencer par le fer et le nickel qui prédominent, tandis que les supernovas de type II dispersent beaucoup d'oxygène et de silicium entre autres éléments plus légers. Tous ces nouveaux éléments sont par la suite recyclés dans les générations suivantes d'étoiles.

La composition globale d'une vaste région d'Univers dépend ainsi du mélange des types de supernova qui y ont contribué. Par exemple, lorsque l'on sonde la composition globale du soleil et du système solaire, on constate que cette matière (dont vous êtes faits) à été produite à 20% par des supernovas de type Ia et 80% par des supernovas de type II.

Dans une étude antérieure, l'un des co-auteurs de cette étude, Norbert Werner de Stanford University, avait montré, déjà à l'aide de Suzaku, que le fer était distribué uniformément partout dans l'amas de galaxies de Persée, mais il n'avait pas pu déterminer la distribution des éléments plus légers produits par les supernovas de type II. Les nouvelles observations sur l'amas de Virgo viennent remplir les cases vides.   

Partie centrale de l'amas de Virgo, s'étalant sur 1,2° de côté

(zone correspondant au carré bleu de l'illustration précédente)

NOAO/AURA/NSF

Aurora Simionescu, Norbert Werner et leurs collaborateurs publient leurs observations dans the Astrophysical Journal Letters. Ils y montrent pour la première fois une détection de fer, de magnésium, de silicium et de soufre partout dans tout le volume de l'amas de galaxies. Les ratios des différents éléments chimiques sont constants quelle que soit la position dans l'amas de galaxies, et sont cohérents avec les valeurs que l'on observe dans le soleil et la plupart des étoiles de notre galaxie (qui ne fait pas partie de l'amas de Virgo).

Comme les amas de galaxie couvrent un volume énorme d'Univers (plusieurs milliers de galaxies), les astronomes peuvent utiliser ce seul exemple pour extrapoler à l'Univers dans son ensemble.  La même proportion de types de supernovas qui est à l'origine de la matière de notre système solaire se retrouve donc partout. Ce grand ensemencement a connu une période intense lorsque l'Univers était âgé entre 2 et 4 milliards d'années (il y a entre 11,8 et 9,8 milliards d'années) et se poursuit aujourd'hui à un rythme plus lent. 

Aurora Simionescu conclut :"Cela indique que tous les éléments que l'on trouve sur Terre sont disponibles, en moyenne, dans des proportions similaires partout dans l'Univers. En d'autres termes, les briques indispensables à la vie se retrouvent partout dans l'Univers..."

L'agence spatiale japonaise à annoncé le 26 août dernier la fin de la mission de Suzaku, mais les chercheurs ne sont pas déçus car il sera remplacé très vite par le sixième télescope à rayons X japonais, le très attendu ASTRO-H, qui doit être lancé en 2016.

Source : 

A uniform contribution of core-collapse and type Ia supernovae to the chemical enrichment pattern in the outskirts of the virgo cluster 

A. Simionescu et al.

The Astrophysical Journal Letters, Volume 811, Number 2 (1 october 2015)

Premières images du survol rapproché d'Encelade par Cassini

Cassini a donc commencé à envoyer vers la Terre les précieuses données de son survol rasant de mercredi dans les geysers du pôle sud de Encelade. Et parmi toutes ces données il y a bien sûr des images, que la NASA met à la disposition immédiatement sous forme brute, telles qu'elles nous arrivent depuis la lointaine orbite de Saturne. Je ne peux que vous faire partager un petit échantillon, et même brutes, ces images sont magiques. 

Toutes les images traitées (avec des couleurs, nettoyées et débruitées) devraient être fournies par la NASA au début 2016.

En phase d'approche, Encelade dans son environnement annulaire... 

Plan rapproché 

Et voici les jets de vapeur/glace/molécules diverses que Cassini a traversés sans encombres d'après le communiqué de la NASA (ici vus en contre-jour).

Cette dernière image est mystérieuse... On imagine qu'il s'agit de la surface de Encelade vue quand la sonde n'était qu'à une cinquantaine de km d'altitude... Absolument hallucinante. 

Image brute :

Et traitée..:

Vous pouvez retrouver toutes les images brutes de la mission de solstice de Cassini sur le site dédié : http://saturn.jpl.nasa.gov/photos/

Rosetta détecte de l’oxygène moléculaire inattendu sur 67P/Churyumov–Gerasimenko

On ne parle que de ça depuis hier. Rosetta a détecté la présence inattendue de dioxygène dégazant de la surface de la comète 67P/Churyumov–Gerasimenko. C’est la première fois que de l’oxygène est observé en abondance sur une comète, et sa présence n’est pas encore clairement expliquée.

ESA/Rosetta/NAVCAM

La coma de la plupart des comètes a une composition chimique dominée par trois molécules : H₂O (eau), CO (monoxyde de carbone) et CO₂ (dioxyde de carbone). Ces trois gaz à eux seuls peuvent former 95% de la densité totale de gaz. Et certaines comètes ont montré en plus la présence de molécules plus complexes comme des composés soufrés ou des hydrocarbures plus ou moins complexes. Mais alors que l’oxygène moléculaire, le dioxygène (O₂) a déjà été observé dans le système solaire en dehors de la Terre, par exemple sur des satellites glacés de Jupiter ou Saturne, on n’en avait encore jamais trouvé la trace sur des comètes.

L’abondance de dioxygène qu’à mesurée l’équipe internationale exploitant le spectromètre de masse ROSINA-DFMS de la sonde Rosetta est importante : elle est comprise entre 1% et 10% de celle de l’eau (qui est rappelons-le la composante principale), avec une valeur moyenne de 3,8%.

Ces données ont été acquises entre septembre 2014 et mars 2015 et ont permis de différencier très finement les trois espèces chimiques dont le signal se situait dans la région du dioxygène : O₂ (dioxygène), S (soufre atomique), et CH₃OH (méthanol). L’origine cométaire du dioxygène détecté ne faisait aucun doute lorsque l’analyse montra le nombre de molécules qui augmentait en fonction de l’inverse du carré de la distance quand Rosetta s’approchait de la surface de Chury, à 30 km, 20 km puis 10 km.

Le spectromètre de masse ROSINA-DFMS (ESA)

On observe par ailleurs une très forte corrélation entre la densité de H₂O et celle de O₂. Cela indique que ces deux molécules ont une origine commune dans le noyau cométaire et que les mécanismes qui les libèrent sont liés, contrairement à d’autres composés comme le CO ou l’azote moléculaire (N₂), également détecté, qui ne montrent pas de corrélation avec l’eau.

En revanche, le ratio O₂/H₂O décroit quand l’abondance en eau est élevée, ce qui pourrait être causé par le fait que la glace de surface est produite via un processus cyclique de sublimation-condensation d’après les auteurs.

Les chercheurs observent en outre que le rapport O₂/H₂O est semblable dans toute la coma et n’a que très peu évolué quand la comète s’est rapprochée du soleil. L’origine de cet oxygène moléculaire est débattue : elle aurait pu être issue de processus de photolyse ou de radiolyse des molécules d’eau, lorsque des photons énergétiques ou des électrons viennent casser les molécules H₂O et permettent la recombinaison des atomes, mais André Bieler et ses collègues montrent que cette voie n’est pas viable et proposent plutôt que cet oxygène a dû être incorporé au sein du noyau cométaire lors de sa formation aux débuts du système solaire, les grains de glace et de poussières venant emprisonner les molécules de dioxygène du milieu.

Mais cette idée est tout à fait inattendue, les modèles actuels de formation du système solaire ne prédisent en effet pas des conditions propices à un tel processus physico-chimique, les molécules d’oxygène devant plutôt s’apparier rapidement avec l’hydrogène pour former… de l’eau.

L’origine de l’oxygène moléculaire qui vient d’être détecté par Rosetta sur  67P/Churyumov–Gerasimenko va devoir être étudiée plus profondément, que ce soit par des expériences en laboratoire et de nouvelles observations astronomiques.

Source :

Abundant molecular oxygen in the coma of comet 67P/Churyumov–Gerasimenko

A. Bieler et al.

Nature 526, 678–681 (29 October 2015)

La fusion nucléaire bientôt domptée par des physiciens allemands ?

Son nom résonne comme celui d’un astre lointain : Wendelstein 7-X (ou W7-X), mais il s’agit d’une machine infernale, une machine qui pourrait bien un jour entrer dans l’histoire comme l’une des rares à avoir reproduit sur Terre l’énergie des étoiles.

Quand on parle de fusion nucléaire, on pense immédiatement au réacteur expérimental international ITER actuellement en cours de construction à Cadarache  dans le sud de la France, mais on oublie parfois qu’il existe d’autres machines en cours de fonctionnement ou en construction qui sont dévolues elles aussi à la mise au point de l’énergie potentiellement la plus abondante, intense et décarbonée : la fusion thermonucléaire, celle-là même qui fait briller les étoiles.

Le stellarator W7-X (Max Planck Institut für Plasmaphysik)

W7-X est un stellarator, contrairement à ITER qui est un tokamak. Sous ces noms un peu barbares se cachent deux conceptions assez différentes de ces machines. Le stellarator a été inventé au début des années cinquante par un astrophysicien américain, Lyman Spitzer, qui avait eu l’idée de reproduire en laboratoire à l’université de Princeton la fusion nucléaire du cœur des étoiles. Par parenthèse, c’est à Lyman Spitzer que l’on doit également l’idée d’envoyer un télescope de grand diamètre en orbite, qui deviendra un peu plus tard le télescope Hubble…

La quête de la fusion nucléaire était un des nombreux champs de bataille de la guerre froide et du côté soviétique, les physiciens proposèrent leur propre machine, baptisée Tokamak, dont la première machine fut développée à l’Institut Kurchatov de Moscou. Le concept à la base de ces réacteurs d’un nouveau type est similaire : produire un plasma d’isotopes de l’hydrogène (notamment du deutérium et du tritium) et faire en sorte de le chauffer à une température telle que l’énergie cinétique des noyaux d’atomes soit suffisante pour vaincre la barrière coulombienne et permettre leur fusion nucléaire. La fusion de ces noyaux a le bon goût d’être très exothermique, libérant une grande quantité d’énergie, à l’instar de la fission nucléaire, mais en ne produisant pas de déchets nucléaires dans cette réaction (des déchets sont tout de même produits mais secondairement via l’activation neutronique des matériaux du réacteur et avec des périodes radioactives sans commune mesure).

Lyman Spitzer et son stellarator A
(Princeton Plasma Physics Laboratory)

La grosse différence entre un stellarator et un tokamak vient des champs magnétiques utilisés. Car pour que le plasma soit chauffé à une température de l’ordre de 100 millions de degrés (dix fois plus qu’au centre du soleil, ce qui est rendu nécessaire car on ne peut pas reproduire la même densité que celle du soleil), le gaz ionisé et les électrons doivent être mis en mouvement et accélérés, et surtout maintenus dans ce mouvement. Et pour cela, rien de mieux qu’un champ magnétique. Oui, mais pas n’importe lequel, car cette matière chauffée à 100 ou 150 millions de degrés ne doit jamais entrer en contact avec la paroi de la machine…

Un tokamak ou un stellarator ont donc globalement la forme d’un tore, où circule sans fin le plasma. Mais alors que le design d’un tokamak tire parti du fait qu’un courant électronique est injecté à l’intérieur du tore pour chauffer le plasma et qui à son tour crée un champ magnétique pouvant être utilisé pour confiner le plasma à l’intérieur du tore,  le stellarator, lui, crée tous ces champs magnétiques depuis l’extérieur du tore. Il s’ensuit des différences cruciales entre les deux types de machines.

Les tokamaks se sont montrés les plus efficaces pour la production de plasmas stables, et ils ont supplanté peu à peu les stellarators depuis les années 1970 et 1980.  Mais le principe du tokamak possède quelques points faibles que le stellarator n’a pas, dont le principal est de devoir forcément fonctionner par impulsions successives (ce qui n’est pas très adapté dans une vision industrielle de la chose), et par ailleurs de pouvoir connaitre des brutales variations de confinement du plasma (on parle de disruption de plasma), pouvant mener au pire à un endommagement conséquent de la cavité de la machine.

Quelques irréductibles physiciens ont ainsi continué à étudier le stellarator, notamment les allemands de l’Institute for Plasma Physics (IPP) du Max Planck Institute à Greifswald (à 100 km au Nord de Berlin, sur la mer Baltique), qui ont construit W7-X patiemment depuis le milieu des années 1990, et vont le mettre en service en novembre 2015 après une année entière de tests de fonctionnement. Si les physiciens allemands ont mis aussi longtemps pour construire cette grosse machine, qui aura couté au final environ 1 milliard d’euros (ITER en coûte 16 milliards), c’est que W7-X ressemble à une machine infernale.

Pour atteindre la même efficacité dans la stabilité du plasma que celle obtenue avec un tokamak, le plasma dans un stellarator doit former une vrille en mouvement à l’intérieur du tore. Et la création de cette forme de mouvement de particules chargées impose l’application de champs magnétiques très complexes, ce qui implique derechef des formes de bobines et d’aimants encore  plus complexes. Ajoutez à cela que les bobines des électro-aimants sont faites de métaux supraconducteurs qui doivent être refroidis à une température proche du zéro absolu, et vous obtenez ce réacteur dont la conception n’a été rendue possible que grâce à l’aide de superordinateurs. Il est intéressant de noter au passage que ces réacteurs, que ce soit ITER ou W7-X font se côtoyer à quelques dizaines de centimètres seulement une fournaise à 100 millions de degrés et de l’hélium liquide à quelques degrés au-dessus du zéro absolu…

Le stellarator W7-X en cours de montage (Max Planck Institut für Plasmaphysik)

La conception et la fabrication d’un stellarator comme W7-X apparaissent plus délicates que ne peuvent l’être celles du tokamak ITER. Mais il s’est agit ici pour les physiciens de l’IPP de remédier aux défauts inhérents aux stellarators des premières générations et il semblerait que W7-X puisse atteindre aujourd’hui le même niveau de performances qu’un tokamak de même taille, ce qui pourrait rebattre pas mal de cartes pour l’avenir de la fusion nucléaire comme source d’énergie, une fusion nucléaire sans risques de disruption de plasma et pouvant fonctionner en continu…

Wendelstein 7-X va donc commencer ces opérations le mois prochain après près de 20 ans de conception/construction (et 9 ans de retard sur le planning initial...). ITER, quant à lui, est en cours de construction depuis cinq ans et devrait (à l’heure où j’écris ces lignes) voir son premier plasma fin 2020 et produire 10 fois plus d’énergie qu’il n’en consommera vers 2027…

La fusion nucléaire de l’après-ITER, au milieu du siècle, pourrait bien se rapprocher un peu plus des étoiles et de l’idée qu’avait eue Lyman Spitzer un siècle auparavant…

Référence :

Twisted logic

Daniel Clery

Science 23 October 2015: Vol. 350 no. 6259 pp. 369-371 

Cassini : Plongée en panache vers Encelade

C'est dans deux jours que la sonde Cassini va étudier de très près les caractéristiques de l'océan de Encelade, satellite de Saturne. Elle va plonger dans les panaches de vapeur et de molécules organiques qui s'échappent de son pôle sud, à la distance record de 48 km d'altitude seulement...

Encelade (NASA/JPL-Caltech)

Parmi les découvertes de Cassini sur Encelade depuis 2005, il y a eut tout d'abord l'existence de ces panaches étonnants, faits de glace d'eau, de vapeur, de molécules organiques (Co2, ammoniac) et de silice, puis ce fut la mise en évidence d'eau liquide sous l'épaisse couche de glace, suivie par la mise en évidence d'une activité hydrothermale avec une eau pouvant atteindre 90°C et enfin il y a quelques mois, qu'il y avait un océan global circulant sous les quelques dizaines de kilomètres de glace de la croûte externe fissurée.

La sonde Cassini (NASA/ESA)

Ce survol de mercredi est le survol le plus rasant qu'effectuera Cassini dans le panache de vapeur glacée du pôle sud d'Encelade. Bien sûr, Cassini n'est pas en mesure de détecter une trace directe de vie dans l'océan d'Encelade, mais elle pourra fournir des indications précieuses sur son habitabilité. C'est surtout via l'activité hydrothermale (la chimie ayant lieu par interactions de roches et d'eau chaude) que les chercheurs espèrent avoir des indications intéressantes sur l'habitabilité potentielle de formes de vie primitives. Et le point clé ici est la détection d'hydrogène moléculaire (H2). Tous les planétologues s'accordent sur le fait que la présence d'hydrogène moléculaire dans le panache d'Encelade sera extrêmement intéressante si elle est avérée.

Mais le survol rapproché de la sonde servira aussi à mieux saisir la chimie des panaches elle-même, en permettant de détecter plus facilement les molécules lourdes comme les molécules organiques, qui avaient déjà été flairées mais à bien plus grande distance. Ce survol devrait résoudre le mystère de la forme des panaches, en colonne ou en rideaux ? Ou les deux ? La réponse fournira un éclairage sur la façon dont l'eau parvient jusqu'à la surface depuis l'océan sous-jacent.

Enfin, les astronomes ne s'accordent pas tous sur la quantité de glace et d'eau que les panaches projettent dans l'espace. La mesure plus précise de cette activité aura des implications importantes sur la connaissance de la durée depuis laquelle le phénomène existe. 

On a plus qu'à espérer que les analyses des données arrivent le plus vite possible, on peut  tout de même estimer que cela prendra probablement quelques mois... d'attente fébrile.

Tout savoir sur la mission Cassini : 

http://www.nasa.gov/mission_pages/cassini/main/index.html

Regardez ce trio de planètes dans le ciel matinal

Les jours qui viennent nous offrent un beau petit spectacle avec un trio de planètes très resserrées (à moins de 2° les unes des autres), formant un petit triangle au dessus de l'horizon Est. Nul besoin de télescope ou de lunette pour admirer Mars, Vénus et Jupiter dans cette danse. Mais si vous avez des jumelles, n'hésitez pas, ce n'est pas tous les jours que l'on peut voir trois planètes d'un coup dans le cercle de l'oculaire ! 

La configuration du triangle changera légèrement d'un jour à l'autre, où vous devrez être levés aux environs de 6h pour bien apprécier le spectacle (avant, les trois planètes seront trop basses sur l'horizon, et après, le jour commencera à se lever, les faisant disparaître). Profitez donc du changement d'heure de cette nuit pour vous lever à 6h (comme si il était 7h à l'heure d'été, c'est faisable pour un dimanche, non ?).

Voilà les cartes de ce à quoi ressemblera cette conjonction multiple entre dimanche et mercredi. Vous reconnaîtrez facilement Mars par son éclat bien plus rouge que les deux autres.

Dimanche (25/10/15) matin :

Lundi (26/10/15) matin :

Mardi (27/10/15) matin :

Mercredi (28/10/15) matin :

Bon ciel ! 

Images produites avec Stellarium