Le LSST, un télescope vraiment pas comme les autres

Le LSST n'est pas le plus grand télescope du monde, loin de là, mais c'est peut-être le plus innovant de tous les grands télescopes actuellement en cours de fabrication. LSST est l'acronyme de Large Synoptic Sky Survey, comme son nom l'indique, il a pour but d'imager la totalité du ciel (austral). Le LSST va ainsi scanner le ciel en continu, à la recherche d'objets évoluant rapidement temporellement (des supernovas ou des étoiles variables par exemple) ou spatialement (des astéroïdes).

Vue générale du Large Synoptic Sky Survey (LSST).

Le LSST, pour pouvoir scanner tout le ciel austral en l'espace de seulement trois nuits, doit pouvoir posséder d'une part un très grand champ de vue, et d'autre part une mobilité de ses miroirs très aisée, mais aussi une très grande luminosité, dans notre jargon, un rapport Focale/Diamètre (F/D) le plus faible possible. Il doit pour cela avoir une petite distance focale et donc être très compact. C'est pour répondre à ces contraintes que les ingénieurs ont pensé à appliquer une formule très particulière pour ce grand télescope : utiliser non pas deux miroirs comme c'est généralement le cas sur des formules de type Newton ou Newton-Cassegrain, mais trois miroirs, dont deux sont situés sur le même bloc de verre... Il s'agit d'une formule optique de type "Paul Baker", le rapport F/D y est égal à 1,23 seulement, ce qui procure une luminosité exceptionnelle.

Cette pièce optique tout à fait étonnante vient tout juste d'être terminée la semaine dernière dans un laboratoire en Arizona, après un polissage qui a duré 6 ans, sur ce bloc de verre qui avait été fondu en 2008, puis laissé à refroidir pendant de longs mois avant le début de la phase de polissage. 

Ce double miroir est appelé M1/M3, car il contient de fait le miroir primaire M1 et le miroir tertiaire M3. M1 est un grand anneau de diamètre maximal de 8,4 m (tout de même), qui contient en son centre le miroir M3, de courbure plus importante et de diamètre de l'ordre de 3 m, lui même percé en son centre.

Ce bloc de verre de 22 tonnes sera ensuite recouvert d'une couche métallique réfléchissante pour devenir un véritable miroir. Le miroir M2 est lui aussi percé en son centre, pour laisser passer la précieuse lumière vers l'imageur, situé en partie supérieure, et muni d'un capteur de 3,2 gigapixels. La conception originale du LSST, que ce soit dans son système optique ou son système optoélectronique de production d'image, est entièrement dédiée à l'imagerie à très grand champ. Chaque image produite par le LSST couvrira une zone de 3,1° x 3,1°, l'équivalent de 40 pleines lunes.

Malgré cette avancée majeure dans le projet qu'est l'arrivée de la pièce optique principale en fabrication depuis plus de 6 ans, ce n'est qu'à l'été dernier que la National Science Foundation américaine a débloqué le gros du financement pour le LSST : 473 millions de dollars, et ce n'est que ce mois-ci que le Department of Energy a, lui, débloqué les fonds dédiés à l'imageur (168 millions de dollars). 

Le double miroir M1/M3 du Large Synoptic Sky Survey (LSST collaboration)

Les premiers développements de conception du LSST avaient été portés par un consortium associatif regroupant près de 40 universités, mais pour le double miroir M1M3 et le secondaire M2, c'est un financement privé qui a pris le relai, où on y trouve de multiples fondations philanthropiques comme par exemple la fondation de Bill Gates qui a donné 10 millions de dollars, ou encore la fondation Charles and Lisa Simonyi for Arts and Sciences, qui a donné 20 millions de dollars.

Jusqu'à cette décision de financement de la NSF de l'été dernier, de sérieuses incertitudes régnaient sur le LSST, avec l'éventualité de devoir conserver un grand miroir hors du commun dans un hangar durant des décennies en attendant un nouveau projet. Mais les incertitudes sont désormais derrière nous, le miroir M1M3 ne devrait patienter que quelques années supplémentaires dans un hangar de l'aéroport de Tucson, avant de voir ces premiers photons astrophysiques.

Le LSST devrait être mis en service en 2022 sur le Cerro Pachon, une montagne des Andes chiliennes spécialement aménagée pour l'accueillir. Des dizaines d'années d'observations et des Petabits de données seront alors à la disposition de milliers d'astrophysiciens.

Voir aussi : Comparaison des grands télescopes terrestres

Sources :

Mirror, mirror

Kathryn Jepsen

Symmetry mag 12 jan. 2015

Collaboration LSST
http://www.lsst.org/lsst/

Un bras spiral ferait un tour complet de notre Galaxie

Depuis des décennies, on pensait que notre galaxie possédait quatre bras spiraux, là où se trouvent quantités d'étoiles en formation et des nuages de gaz denses. Puis en 2008, des observations effectuées avec le télescope spatial Spitzer tendaient à montrer que la Voie Lactée pouvait n'avoir seulement que deux grands bras avec une large barre centrale. Aujourd'hui, une équipe sino-américaine affirme avoir découvert qu'un des bras ferait un tour entier de la Galaxie...

Illustration des bras spiraux de notre galaxie
(Robert Hurt/NASA/JPL-Caltech/SSC)

Ce bras, nommé Ecu-Centaure (Scutum Centaurus), prend naissance à l'extrémité de la barre centrale de la galaxie et s'étend jusqu'à l'autre côté de la galaxie en passant entre le centre galactique et le soleil. En 2011 déjà, une équipe américaine avait observé une sorte d'extension de ce bras.

Et ce que montrent Yan Sun et ses collègues dans leur article qui vient de paraître dans The Astrophysical Journal Letters, c'est que ce bras spiral s'étendrait encore plus loin que cette extension entrevue en 2011.

Les astrophysiciens chinois et américains se sont intéressés à la détection de nuages de gaz situés à environ 50000 années-lumière au-delà du centre galactique, et en ont découvert 48 nouveaux, en plus des 24 déjà connus. Pour effectuer ces observations, ils ont exploité des données du radiotélescope du projet Milky Way Imaging Scroll Painting, qui explore les émissions produites par les nuages de monoxyde de carbone, le gaz le plus abondant dans le milieu interstellaire derrière l'hydrogène, et bien plus facile à observer que ce dernier.

Yan Sun et ses collègues ont ajouté d'autres données, sur l'hydrogène celles-là, venant du Canadian Galactic Plane Survey pour en arriver à la conclusion que tous ces nuages de gaz s'alignaient en formant un segment de bras spiral long de 30 000 années-lumière, et formaient la continuation du bras Ecu-Centaure.

Si cette observation s'avère exacte, ce bras spiral serait non seulement le plus long bras de notre galaxie, mais qui plus est, le seul bras spiral à s'enrouler sur plus de 360°, et le seul bras spiral de ce type jamais observé dans notre univers proche.

Certains spécialistes s'élèvent pour mettre en avant qu'il existe une sorte de trou entre l'extension du bras découverte en 2011 et ce nouveau segment, un "trou" de 40 000 années-lumière tout de même, ce qui indiquerait qu'il ne s'agirait que d'un autre petit bras spiral. Notre galaxie aurait alors de multiples petits segments de bras spiraux. Mais de nouvelles observations sont attendues sur cet intervalle apparent entre nuages de gaz. Elles permettront de trancher sur la réalité de cette exceptionnelle forme d'une beauté que seuls les habitants de la galaxie voisine d'Andromède peuvent admirer en entier dans leurs télescopes... 

Source : 

A Possible Extension of the Scutum-Centaurus Arm into the Outer Second Quadrant

Yan Sun et al.,

The Astrophysical Journal Letters, Vol. 798, January 2015

Conjonction Vénus-Mercure

Ce soir, les deux planètes ne sont séparées que par moins de 1°, au dessus de l'horizon Ouest. 

Le Pulsar qui a disparu à cause de la déformation de l'espace-temps

On termine cette semaine chargée pour la recherche en astrophysique par une dernière découverte marquante qui a été présentée à Seattle lors du meeting de l'American Astronomical Society : celle d'un pulsar qui  "disparu" à cause de la déformation de l'espace-temps. C'est une équipe internationale regroupant des astrophysiciens hollandais, canadiens, américains, français et anglais qui a fait cette observation.

Vue d'artiste d'un système binaire
d'étoiles à neutron (John Rowe)

Un pulsar est un résidu d'étoile ayant explosé, c'est une étoile à neutron d'une masse de l'ordre de 1,4 masse solaire pas plus grosse qu'une dizaine de kilomètres de diamètre. Les pulsars sont magnétisés et émettent ainsi des ondes radio en fins faisceaux centrés sur leurs pôles magnétiques, qui différent de leurs pôles géographiques. Comme ils tournent sur eux-mêmes à grande vitesse autour de leur axe de rotation, qui diffère de leur axe magnétique, on détecte leur signal radio sous forme de pulsation (d'où leur nom), qui a la fréquence de leur rotation sur eux-mêmes, pour peu que la Terre se trouve dans la zone balayée par le faisceau radio. Un pulsar "normal" n'a aucune raison de voir son orientation modifiée au cours du temps, surtout avec des vitesses de rotation pareilles... Lorsque l'on détecte la pulsation d'un pulsar, on s'attend donc à toujours le voir... 

Mais ce qui a stupéfait les astrophysiciens avec ce pulsar nommé J1906+0746, c'est qu'ils ont observé que l'intensité de son émission radio décroissait de plus en plus en plus au fur et à mesure des années, jusqu'à disparaître complètement au bout de 5 ans d'observations continues... Son intensité a décru, comme si l'axe de rotation du pulsar bougeait lentement, produisant de fait un décalage du faisceau radio balayant la Terre, jusqu'à ce que ce dernier passe à côté de la Terre, ne nous permettant plus de le voir...

Ce qu'ont montré les astrophysiciens menés par le néerlandais Joeri van Leeuwen du Netherlands Institute for Radio Astronomy, c'est que  J1906+0746 n'est pas un pulsar comme les autres, il fait partie d'un système binaire de deux pulsars en rotation l'un autour de l'autre.

Le radiotelescope d'Arecibo
(courtesy of the NAIC - Arecibo Observatory, a facility of the NSF)

Ils ont pu mesurer la masse des deux objets et leurs caractéristiques orbitales : 1,29 masse solaire pour J1906+0746 et 1,32 masse solaire pour son compagnon, qui lui, ne produit aucun rayonnement détectable. Ils se tournent autour l'un de l'autre en 3,98 h très exactement, ce qui représente le second système de ce type le plus rapide jamais observé. Les deux étoiles à neutrons ne sont séparées que par une distance d'environ 1,5 millions de kilomètres, soit le diamètre de notre soleil, une distance minuscule...

L'équipe d'astrophysiciens a scruté ce système durant 5 années consécutives à l'aide des plus grands radiotélescopes, notamment celui d'Arecibo. Ils ont ainsi enregistré un milliard de rotations de J1906+0746, qui tourne sur lui-même à raison de 7 fois par seconde. C'est ainsi qu'ils ont pu déterminer avec une grande précision les interactions gravitationnelles existant entre les deux objets compacts. C'est cette compacité extrême des étoiles à neutron qui produit des effets remarquables de distorsion de l'espace-temps : la maille de l'espace-temps est fortement déformée à proximité d'un tel objet.

L'un des effets prédits par la Relativité Générale est une précession de l'axe de rotation de l'objet en orbite. Et c'est ce qu'ont pu observer Joeri van Leeuwen et ses collègues : l'axe de rotation de J1906+0746 se décale de 2° par an, un décalage produit par le champ gravitationnel de l'étoile à neutron compagne.

Pour visualiser le phénomène, regardez cette courte animation produite par l'auteur de l'étude, où, pour comprendre comment le faisceau du pulsar change de direction, il augmente la masse de l'étoile compagne et regarde l'effet produit sur l'espace-temps et induit sur la rotation du pulsar : 

Aujourd'hui, le faisceau radio de J1906+0746 passe donc à côté de la Terre, mais les astrophysiciens ont calculé que le champ gravitationnel du système binaire étant relativement constant à moyen terme, nous devrions voir réapparaître le pulsar J1906+0746 en 2170.

Source : 

The Binary Companion of Young, Relativistic Pulsar J1906+0746

J. van Leeuwen et al. 

the Astrophysical Journal 798, 118 (8 janvier 2015) 

Voir la comète C/2014 Q2 Lovejoy

J'ai bravé le vent froid ce soir pour capturer cette comète verte tout de même assez difficile à cerner à l’œil, et en tous cas plus facile à attraper avec quelques dizaines de secondes d'exposition. Ci-dessous le résultat avec un objectif de 35 mm, pose de 20 s, ISO 800 et F/D 3,5, avec un canon EOS 1000D sur son trépied, bien sûr... Essayez donc de trouver cette petite boule verte dans cette image (indice : à droite d'Orion et plus près des Hyades que des Pléiades)! 

Allez je vous donne la réponse, il est vrai qu'elle est tout de même assez faiblarde, cette C/2014 Q2 Lovejoy...

Un Méga Radar pour Protéger les Satellites et l'ISS

On estime à 500 000 le nombre de débris divers qui sont en orbite autour de la Terre : morceaux de satellites âgés, pièces de fusées, débris de collisions de morceaux plus gros... Une grande partie de ces débris, par leur collision, est potentiellement mortelle non seulement pour les satellites, mais aussi pour les astronautes qui vont séjourner sur l’ISS, comme l’a très bien montré le film Gravity l’année dernière.

Visualisation des débris en orbite autour de la Terre,
l'anneau correspond à l'orbite géostationnaire (ESA).

Les responsables de la NASA estiment  qu’un débris de 1 centimètre de diamètre constitue déjà une menace pour la Station Spatiale Internationale (ISS). Il existe certes des systèmes de détection permettant de localiser ces débris, mais les systèmes de suivi actuels peuvent seulement détecter des objets de 10 cm au minimum, ce qui signifie que les américains (les premiers impactés et impliqués) suivent  seulement 23000 objets, soit moins de 5% des objets dangereux.

C’est pour pallier à cette lacune que l’US Air Force va déployer un tout nouveau radar exclusivement dédié à cette tâche, prioritairement pour protéger les satellites militaires et suivre encore plus précisément les satellites de tous les pays, mais également au service des satellites commerciaux ou scientifiques.

La première pierre de ce Space Fence construit par Lockheed Martin pour la bagatelle de 915 millions de dollars, doit être posée ce mois-ci  sur l'atoll de Kwajalein dans les îles Marshall, pour être opérationnel en 2019. Space Fence devrait pouvoir suivre 150 000 objets de plus que son prédécesseur devenu totalement obsolète, des objets ayant une  dimension jusqu’à 5 cm environ.

Le radar Space Fence tire son nom de la configuration du faisceau qu’il va créer. Plutôt que de concentrer son faisceau sur un objet particulier, il produira de multiples petits faisceaux en éventail pour détecter  les objets en orbite basse  jusqu'à une altitude de 3000 km. Il sera également capable de suivre des objets individuels sur des orbites plus élevées grâce à la modulation de son faisceau, avec une précision fortement accrue par rapport à celle du radar précédent. Ces améliorations seront telles qu’elles devraient fournir  un flux de données sans précédent sur ​​les débris dangereux. Ces données seront si imposantes qu’elles ne pourraient même pas être traitées par les systèmes informatiques actuels, qui devront donc être mis à niveau pour suivre l’évolution matérielle.

Destruction de l'ISS dans Gravity

Les opérateurs de satellites civils se réjouissent, et en même temps sont un peu intimidés par ces flux de données qu’ils recevront. Aujourd’hui, la plupart des avertissements de collision se sont avérés  être à faible risque ou bien carrément des fausses alertes.  L'ISS exécute des manœuvres d'évitement seulement une fois ou deux fois par an, alors qu’elle reçoit environ 12 à 15 avertissements par mois du JSpOC  (Joint Space Operations Center). Le nouveau Space Fence multipliera le nombre d’avertissements par 10…

Le programme a déjà pris plusieurs années de retard et l’US Air Force a dû revoir ses ambitions à la baisse. Le projet initial prévoyait l’installation de 3 grands radars de ce type dispersés sur plusieurs continents. Il n’y aura finalement qu’un second grand radar de suivi qui doublera le Space Fence des îles Marshall. Ce dernier devrait être construit dans l’hémisphère sud, probablement en Australie, ce qui permettra de suivre des objets sur de plus longues périodes tout au long de leur orbite. Il permettra également de détecter  un nombre important d'objets qui ne peuvent être observés que dans l'hémisphère sud. Avec ce second radar, le coût global se monterait à 2,1 milliards de dollars.

Ces investissements sont aujourd’hui pris en charge par le gouvernement américain, via son besoin militaire, mais la question commence à se poser de la responsabilité des acteurs du spatial civil, qui sont de plus en plus producteurs et potentielles victimes de débris spatiaux. Une autre question lancinante est celle du nettoyage...

Vidéo de présentation de la proposition de Lockeed Martin pour le Space Fence en 2011

Source :

Air Force turns a keen eye on space junk

Ilima Loomis

Science Vol. 347 no. 6218 p. 115 (9 January 2015)

Eta Carinae expliquée

Eta Carinae est un système d'étoiles hors normes. Une équipe américaine est parvenue à en savoir un peu plus sur la structure interne de ce système qui cache deux étoiles géantes. Je me suis amusé pour l'occasion à créer les sous-titres en français de leur vidéo de présentation... Regardez donc (vous pouvez couper le son si vous le souhaitez).

La Galaxie d'Andromède dévoilée par Hubble

C’est déjà probablement l’une des images astronomiques de l’année 2015. Elle montre une portion de la galaxie d’Andromède avec des détails inouïs. Cette image a été dévoilée à la conférence de l’American Astronomical Society qui a lieu en ce moment à Seattle. Cette image a été produite grâce au télescope spatial Hubble et à l’assemblage de plus de 7000 images.

Portion de la Galaxie d'Andromède imagée par Hubble (PHAT/Hubble/NASA).Cliquez sur l'image pur découvrir l'image zoomable, presque à l'infini...

C’est un projet appelé PHAT (Panchromatic Hubble Andromeda Treasury) qui a pour objectif de produire la cartographie la plus détaillée de notre plus proche voisine de la famille des grosses galaxies. PHAT exploite les trois imageurs du télescope spatial Hubble, dans l’infra-rouge, le visible et l’ultra-violet, puis assemble une mosaïque de milliers de clichés, 7398 très exactement, qui ont été enregistrés entre juillet 2010 et octobre 2013. Le résultat a été dévoilé le 5 janvier au meeting AAS225. 

L’image couvre seulement un quart de la galaxie d’Andromède, mais avec 100000 pixels de large !... C’est dire si on peut distinguer des étoiles individuelles dans cette galaxie pourtant distante de 2,5 millions d’années-lumière. Et ce que parviennent à déduire les astrophysiciens à partir de ces détails observés pour la première fois par des yeux humains, c’est que la galaxie d’Andromède semble avoir subi une collision avec une autre galaxie il y a de ça environ 2 milliards d’années. Etudier la galaxie d’Andromède est très utile car comme elle est très similaire à notre propre galaxie, cela revient un peu à observer notre galaxie vue de l’extérieur.

Le projet PHAT a ainsi pu recenser 117 millions d’étoiles individuelles dans la galaxie d’Andromède, couvrant une région de 61000 années-lumière de large. Et cette cartographie, grâce à l’utilisation d’images en infra-rouge révélant l’émission de poussières, traceur du gaz nourricier des étoiles, offre de nouvelles informations sur les processus de formation d’étoiles. Et à l’aide de la couleur des étoiles, on parvient à déterminer leur âge, ce qui permet de reconstruire avec une grande résolution spatiale l’histoire de la galaxie sur les derniers 500 millions d’années. Les astrophysiciens arrivent ainsi à voir comment évoluent les zones de formation d’étoiles dans les bras spiraux d’Andromède en fonction du temps. La vidéo ci-dessous montre cette évolution de la formation d'étoiles, reconstruite à partir de ces observations.

En traitant les données de cette façon, la plus forte surprise de l’équipe américaine a été de constater qu’une structure « bien connue » de la galaxie d’Andromède, l’anneau de 10000 pc, un anneau de formation d’étoiles de la galaxie qu’on pensait être transitoire, existe en fait depuis 500 millions d’années... Et comme il faut nécessairement un apport de gaz frais pour fabriquer de nouvelles étoiles, la région a dû recevoir une grande quantité de gaz ou bien il existe un processus encore mystérieux que les astrophysiciens ne comprennent pas.

Ce qu’on vu également les chercheurs en analysant la répartition des étoiles en fonction de leur âge, c’est qu’il existe une grande vague d’étoiles naissantes qui parcourt toute la galaxie de part en part.  Ces indices tendent à conclure à l’existence d’un événement majeur qui aurait touché toute la galaxie il y a plusieurs milliards d’années, comme une collision. 

L’histoire passée d’une galaxie ne peut se résoudre qu’en résolvant cette dernière en ses plus petits constituants que sont les étoiles. La galaxie d’Andromède est sans doute le meilleur laboratoire et est encore loin d’avoir tout dit.

Source : 
Galaxy seen shuddering from ancient collision
Ron Cowen
Nature, 05 January 2015

Fortes bouffées de rayons X détectées en provenance de Sgr A*, trou noir supermassif de notre galaxie

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

Communiqué Chandra X-ray Observatory

La plus grande réunion d'astronomes du monde

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 225^ème 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 225^ème 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 225^ème 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 : 

Tweets sur #aas225

L'intérieur du Soleil reproduit expérimentalement en Laboratoire à 2 millions de degrés

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)

Astrophysique et Musique Contemporaine, par Jean-Pierre LUMINET

Joyeuses Fêtes de fin d'année !

Astrophysique et Musique Contemporaine, par Jean-Pierre LUMINET

Un Maxi Trou Noir pour une Mini Galaxie

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)

Première observation d'une SuperTerre avec un télescope terrestre

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'instrument Andalucia 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.