Intense émission de rayonnement gamma en provenance d'un blazar il y a 1 mois

Entre le 14 et le 18 juin dernier, vous, moi, nous tous, avons été bombardés par une intense source de rayons gamma éloignée de 5 milliards d'années-lumière. C'était la source de rayons gamma la plus intense jamais observée depuis que nous possédons des instruments pouvant les mesurer.

Représentation de l'arrivée des photons gamma de 3C 279 dans le détecteur de
Fermi-LAT entre le 14 et le 18 juin 2015. L'énergie des photons gamma est
 figurée par la taille des cercles et leur couleur, du blanc au violet, de la plus
faible à la plus haute énergie (NASA/DOE/Fermi-LAT collaboration)

Cette pluie de rayons gamma de haute énergie est venue d'une galaxie active déjà connue : 3C 279. Les chercheurs ont pu avoir le temps d'étudier la source pendant qu'elle était encore brillante, son intensité a augmenté brutalement le 14 juin, pour atteindre son maximum le 16 puis a décru lentement pour disparaître tout à fait le 18 juin. 

Il aura fallu à peine un mois aux astrophysiciens pour qu'ils trouvent une explication à cette brutale émission de rayonnement gamma. 3C 279 est une galaxie active, c'est à dire que son trou noir supermassif est en train de grossir en avalant de la matière. Se faisant, le disque d'accrétion de la matière qui lui tourne autour s'échauffe à des températures extrêmes et produit des rayons X. Mais un tel trou noir supermassif entouré par un disque de matière émet également des jets de matière le long de son axe de rotation de part et d'autre de ses pôles. Et ces jets de matière projetés à des vitesses relativistes sont le lieu idéal pour la production et la montée en énergie de photons gamma. 

3C 279 est ce qu'on appelle un quasar, une galaxie très brillante. Mais c'est aussi ce qu'on appelle un blazar. Un blazar est un quasar qui est extrêmement lumineux. Les chercheurs ont maintenant compris que galaxie à noyau actif, quasar et blazar étaient en fait la même chose. La seule différence entre ces trois variantes est juste l'angle de vue sous lequel on voit le noyau de la galaxie active.

Le ciel en rayons gamma imagé par Fermi-LAT entre le 11 juin et le 17 juin 2015,
 énergie comprise entre 100 MeV et 100 GeV (projection stéréographique)
 (NASA/DOE/Fermi-LAT)

Alors qu'un "noyau actif", caractérisé par une forte luminosité dans le visible et en radio correspond à la galaxie vue de 3/4, le quasar, caractérisé par une forte émission X, serait la galaxie vue par la tranche, et enfin, le blazar, plus rare et caractérisé par une énorme luminosité variable et des bouffées de rayons gamma, serait la galaxie vue exactement dans l'axe de rotation du trou noir (et de la galaxie). L'émission du blazar n'est donc rien d'autre que le jet de matière et de rayonnement du trou noir supermassif, et c'est ce que nous avons reçu sur la tête durant 4 jours à la mi-juin.

C'est le satellite italien AGILE qui le premier a détecté l'éruption gamma, très vite suivi par le télescope Fermi-LAT de la NASA. Puis le télescope Swift à continué la poursuite pendant que le satellite européen INTEGRAL se mettait en branle pour lui aussi prendre de précieuses données sur cette éruption surpuissante. Puis ce fut le tour de télescopes terrestres de se joindre à cette fête qu'il ne fallait manquer sous aucun prétexte.

Le photon gamma le plus énergétique détecté au cours de ces 4 jours avait une énergie de près de 52 GeV (c'est 4 fois plus que l'énergie maximale produite au LHC pour donner un ordre de grandeur). L'éruption gamma de 3C 279 a eu une intensité 4 fois plus grande que l'intensité gamma du pulsar de Vela, qui est pourtant la source gamma permanente la plus intense observée (et située à 1000 années-lumière, soit 5 millions de fois plus près de nous que 3C 279...).

En fait 3C 279 n'en est pas à son coup d'essai. Il était déjà connu des spécialistes, car il détenait déjà un petit record : celui de la source gamma la plus intense et lointaine détectée. C'était en 1991 et un télescope gamma (Compton Gamma Ray Observatory) venait tout juste d'être lancé par la NASA. La détection eut lieu miraculeusement quelques jours seulement après la mise en service du télescope et put être suivie durant une dizaine de jours.

Les astronomes pensent qu'un changement brutal dans le jet du trou noir de 3C 279 a dû être à l'origine de cette éruption gamma impressionnante du mois dernier, mais ils n'ont encore aucune idée de ce qui a pu le provoquer. Les données recueillies par nos meilleurs télescopes et détecteurs sont bien plus fournies qu'en 1991 et devraient donner aux astrophysiciens pas mal de travail dans les semaines et mois qui viennent. La zone du ciel où se situe 3C 279 va désormais être surveillée comme le lait sur le feu...

Source : 

communiqué NASA

http://www.nasa.gov/feature/goddard/nasas-fermi-sees-record-flare-from-a-black-hole-in-a-distant-galaxy

Charon, l'étonnant alter ego de Pluton

Charon (NASA/New Horizons)

Les montagnes de glace de Pluton, première image à haute résolution de New Horizons

Les premières images à haute résolution de la surface de Pluton dévoilées ce soir par la NASA montrent une absence de cratères, qui signifie que Pluton est active (sa surface est jeune). D'autre part, des montagnes de plus de 3000 m d'altitude sont visibles, très probablement constituées de glace d'eau.

Surface de Pluton (NASA/New Horizons)

Explication trouvée pour une bouffée de rayons gamma extraordinaire

Les bouffées de rayons gamma sont de brutales émissions de photons gamma très énergétiques qui arrivent sur Terre sporadiquement. Les premières bouffées de rayons gamma (appelées GRB en anglais pour Gamma-Ray Bursts) ont été détectées totalement par hasard à la fin des années 60 par un satellite militaire américain qui cherchait à détecter des explosions nucléaires soviétiques qui devaient produire de tels rayons gamma énergétiques. Et le 9 décembre 2011, une bouffée de rayons gamma pas comme les autres est arrivée sur Terre...

Vue d'artiste du phénomène de GRB (NASA/Swift/Cruz deWilde)

L'origine des bouffées de rayons gamma a été très longtemps mystérieuse, mais on commence à les comprendre de mieux en mieux depuis une décennie.  Depuis les années 1970, plusieurs générations de télescopes spécialisés dans les rayons gamma ont été lancés, chacun apportant plus de détails sur les sources de rayons gamma à l'origine de ces bouffées parfois très courtes. Les derniers en date et les plus efficaces à ce jour sont les télescopes spatiaux Fermi-LAT (spécialisé dans les rayons gamma) et Swift (chasseur de GRB), dont nous avons déjà parlé ici à de nombreuses reprises. Les GRB sont des phénomènes par définition transitoires, ils apparaissent avec une fréquence de l'ordre de 1 par jour (ils sont d'ailleurs nommés par leur date d'apparition suivie d'une lettre), ils ont été classés en deux catégories en fonction de leur durée. La première catégorie regroupe les GRB courts qui durent entre 0,1 et 1 seconde, et la deuxième catégorie est celle des GRB longs dont l'émission gamma dure entre 1 secondes et quelques minutes. 

L'explication qu'ont trouvée les astrophysiciens pour expliquer l'existence des GRB courts est la fusion violente d'un trou noir et d'une étoile à neutrons ou d'une paire d'étoiles à neutrons. Mais les GRB les plus communs sont les GRB longs (70% des GRB détectés par le satellite Swift sont du type long), ces GRB de plusieurs secondes sont expliqués actuellement par la création d'un trou noir stellaire lors de l'explosion d'une étoile (une supernova par effondrement). L'émission de photons gamma de ces objets serait associée au jet de matière relativiste apparaissant aux pôles du trou noir nouvellement formé qui accrète la matière résiduelle restant autour du résidu de l'étoile morte.

Mais à partir d'il y a quelques années, des GRB très atypiques ont été mis en évidence : ils duraient très longtemps, de plusieurs heures à plusieurs jours! Ils ont pour cela été appelés par les chercheurs des GRB ultra-longs. Certains d'entre eux ont pu  clairement être associés à un phénomène de destruction d'étoile par un trou noir supermassif par effets de marée dans le champ gravitationnel terrifiant du trou noir, mais d'autres ne correspondaient à aucun modèle connu de phénomène astrophysique. 

Une équipe d'astrophysiciens internationale vient de se pencher sur le cas du GRB ultra-long le plus proche de nous restant sans explication et propose enfin un mécanisme pour l'expliquer. Il s'agit de GRB 111209A, qui apparut dans le ciel le 9 décembre 2011 et qui dura près de 4 heures!

Vue d'artiste d'un magnétar (ESA/ATG medialab)

Jochen Greiner, de l'université de Munich, et ses collègues, en étudiant l'évolution de la lumière qui suivit l'émission gamma proprement dite, dans les longueurs d'onde visibles et proches infra-rouge, ont pu déterminer sans ambiguïté l'existence d'un signe caractéristique qu'on retrouve dans les supernovas. Mais pas les supernovas associées habituellement aux GRB longs, ici il s'agissait d'une supernova très lumineuse, du genre 10 fois plus lumineuse que la normale. Et en étudiant son spectre de lumière, les chercheurs ont également trouvé un spectre très atypique : on n'y retrouve pas les raies d'absorption  associées à la présence de fer comme c'est le cas dans les GRB longs typiques. En fait, le spectre obtenu par Greiner et ses collaborateurs ressemble beaucoup au spectre d'un nouveau type de supernova qui a été découvert la même année que ce GRB : une supernova super-lumineuse. Les supernovas super-lumineuses montrent une luminosité entre 10 et 100 fois plus forte que les supernovas classiques et évoluent plus lentement.

Les meilleurs modèles physiques permettant d'expliquer l'existence de ces supernovas impliquent la présence d'une étoile à neutrons en rotation rapide, même très rapide, et possédant en outre un très fort champ magnétique. C'est leur très grande énergie rotationnelle associée à ce champ magnétique très intense qui permet à ces étoiles à neutrons produites lors du phénomène de supernova de transférer une grande partie de leur énergie rotationnelle et produire indirectement une bouffée de rayons gamma énergétique de longue durée. Ces étoiles à neutrons particulières sont ce qu'on appelle des magnétars, il s'agit de pulsars ayant une période de rotation inférieure à 10 ms (ils font plus de 100 tours sur eux-mêmes en 1 s) et arborant un champ magnétique de l'ordre de 10 milliards de Teslas...

Même si Jochen Greiner et ses collaborateurs semblent convaincus du lien entre GRB ultra-long et supernovas super-lumineuses alimentées par un magnétar, leur proposition n'en est qu'au stade de l'hypothèse, le modèle utilisé impliquant encore plusieurs paramètres libres comme la masse de l'éjecta de la supernova, la vitesse de rotation du magnétar et l'intensité de son champ magnétique. GRB 111209A est pour le moment un cas unique et ces événements de GRB ultra-longs sont des phénomènes rares, ce qui rend difficile toute affirmation. De nouvelles observations sont nécessaires pour confirmer cette nouvelle hypothèse et les futurs détecteurs d'ondes gravitationnelles, associés aux télescopes spatiaux gamma pourront probablement apporter de précieuses informations aux chercheurs.

Source : 

A very luminous magnetar-powered supernova associated with an ultra-long gamma-ray burst

J. Greiner et al,

Nature 523 , 189-192 (july 2015)

La machine à remonter le temps d'une minute

Qui a dit que le Temps n'existait pas, au fait ? Ce petit court-métrage pourra vous faire réfléchir, en plus de sourire.

Observation d'un trou noir supermassif géant dans une petite galaxie à 11,8 milliards d'années-lumière

Rien ne va plus dans le modèle de formation des galaxies, c’est ce que semble indiquer la très récente découverte d’un trou noir supermassif de 7 milliards de masses solaires dans une petite galaxie, lorsque l’univers n’était âgé que de 2 milliards d’années. La masse de ce trou noir géant fait à lui seul 14% de la masse totale des étoiles de la galaxie…

Vue d'artiste de CID-947 (Michael S. Helfenbein/Yale)

Le modèle généralement admis est un modèle de coévolution : les trous noirs supermassifs situés au centre des galaxies doivent grossir en même temps que la galaxie hôte produit des étoiles et grossit elle aussi. La masse du trou noir supermassif en fin d’évolution atteint généralement 0,2 à 0,5% de la masse stellaire de la galaxie hôte. On estime que le rayonnement qui est produit indirectement par le trou noir a un effet de rétro-action sur la formation des étoiles dans toute la galaxie. Mais cette nouvelle observation étonnante vient rebattre les cartes de ce modèle de coévolution, au moins à l’époque de l’univers jeune.

Ce qui apparaît, c’est que ce trou noir supermassif a grossi beaucoup plus vite que sa galaxie. Benny Trakhtenbrot de l’institut d’astronomie de l’Ecole Polytechnique fédérale de Zurich et son équipe internationale ont utilisé le télescope Hawaïen Keck de 10 m pour observer la galaxie CID-947 dans le proche infra-rouge grâce au spectrographe MOSFIRE qui leur a permis d’observer la large raie d’émission Hβ de l’hydrogène.

Les signes de la présence d’un trou noir supermassif dans CID-947 avaient été détectés il y a quelques années tout d’abord par le télescope Hubble puis confirmés par des mesures en rayons X grâce à XMM Newton et Chandra. Avec ses 7 milliards de masses solaires, le trou noir de CID-947 est bien supermassif et fait même partie des plus gros trous noirs jamais découverts. Mais ce qui a surpris le plus les astronomes, c’est surtout la masse de la galaxie hôte, CID-947. Alors qu’ils s’attendaient avec un trou noir pareil à trouver une galaxie géante de plusieurs milliers de milliards de masses solaire, au contraire, cette dernière est tout à fait normale. La masse de CID-947 a même dû être vérifiée de plusieurs manières indépendantes pour être sûr qu’il n’y avait pas erreur. Et il n’y a pas erreur, elle ne « pèse » que environ 50 milliards de masses solaires en étoiles.

Dans les galaxies observées à une époque plus récente, on voit pourtant bien une corrélation entre le nombre d’étoiles et la masse du trou noir supermassif central, ce qui a mené les astrophysiciens, grâce également à d’autres effets, à considérer que la croissance des trous noirs supermassifs est liée à la formation d’étoiles. Ce modèle semble d’autant plus raisonnable quand on sait que les étoiles et le trou noir supermassif ont le même réservoir de matière à leur disposition : le gaz froid remplissant les galaxies. Par ailleurs, il a été clairement montré il y a quelques années que le rayonnement produit par le disque d’accrétion d’un trou noir supermassif en cours de croissance contrôlait, voir pouvait stopper la formation d’étoiles en chauffant le gaz froid galactique. 

Masses de trous noirs supermassifs en fonction de la masse stellaire
de leur galaxie hôte, le cas de CID-947 est figuré par l'étoile rouge
(B. Trakhtenbrot et al./ Science)

Le trou noir supermassif de CID-947 semble être arrivé en fin de croissance d’après des mesures en rayons X obtenues avec le télescope spatial Chandra X-ray Observatory qui permettent d’évaluer son taux d’accrétion, de l’ordre de 10% seulement de la limite d’Eddington (qui est le taux maximal d’accrétion d’un trou noir). Le fait qu’il pèse déjà 14% de la masse stellaire de sa galaxie signifie qu’il a grossi beaucoup plus vite et efficacement que cette dernière (en termes de formation d’étoiles). Cette observation contredit clairement le modèle de formation par coévolution. On pourrait penser que le rayonnement et les flux propulsés par le trou noir empêchent fortement la formation d’étoiles pour une raison encore inconnue, or il n’en n’est rien, la formation d’étoiles dans CID-947 est conforme à ce que l’on attend et se poursuit normalement à un rythme de 400 masses solaires par an.

D’après les auteurs de cette étude, qui paraît dans la revue américaine Science, même si le trou noir s’est arrêté de grossir fortement et que la formation d’étoiles se poursuit, le rapport des masses trou noir/galaxie restera très grand dans le futur et ne pourra jamais atteindre les valeurs habituellement observées.

Benny Trakhtenbrot et ses collaborateurs pensent que CID-947 peut représenter le type de progéniteur des plus grosses galaxies que l’on peut observer dans l’univers proche, qui possèdent environ 500 milliards de masses solaires en étoiles. Ces galaxies auraient tout d’abord connu un fort grossissement de leur trou noir, puis seulement après une augmentation de leur nombre d’étoiles sans effet négatif du trou noir sur leur formation. Le modèle de formation des galaxies par co-évolution serait alors dépendant de la masse initiale du trou noir supermassif.

Les astrophysiciens devraient maintenant essayer d’en savoir d’avantage sur ce monstre et sa galaxie ainsi que sur d’autres spécimens du même type grâce notamment à l’utilisation du réseau de radiotélescopes ALMA.

Source :

An over-massive black hole in a typical star-forming galaxy, 2 billion years after the Big Bang

B. Trakhtenbrot et al.

Science 10 July Vol. 349 no. 6244 (2015) pp. 168-171 

Découverte de trous noirs supermassifs cachés

Un trou noir supermassif est supposé exister au centre de chaque galaxie. Or nous ne parvenons pas à 'déceler leur présence dans chaque galaxie, notamment du fait que les rayons X caractéristiques produits par la matière en train de tomber en tournant à très grande vitesse autour du trou peut être très atténuée par du gaz et des poussières.

Image du télescope spatial Hubble de l'une des 9 galaxies observées avec NuSTAR où a été décuovert un trou noir supermassif jusque là caché derrière d'épaisses couches de poussière et de gaz (Hubble Legacy archive/NASA/ESA)

Mais ça c'était avant... car nous disposons aujourd'hui d'un télescope à rayons X dits "durs", des rayons X d'énergie suffisante pour qu'ils puissent traverser assez facilement de grandes quantités de gaz et de poussière. Une équipe de chercheurs britanniques à su intelligemment exploiter le télescope NuSTAR (Nuclear Spectroscopic Telescope Array) de la NASA pour découvrir toute une population de trous noirs supermassifs qui étaient jusque là indétectables par nos moyens d'observation. La découverte viens d'être annoncée lundi dernier lors de la réunion nationale de la Royal Astronomical Society qui se tient à Llandudno au Pays de Galles.

Les astronomes de l'université de Durham, menés par George Lansbury, ont détecté 5 trous noirs supermassifs sur les 9 cibles qu'ils avaient choisies de scruter et qui sont des galaxies actives ayant une bonne probabilité d'abriter un trou noir supermassif, mais sans aucun signe a priori. Les 5 trous noirs supermassifs trouvés paraissent plus actifs qu'initialement envisagé par les astrophysiciens, et sont bel et bien "obscurcis" par de grandes quantités de gaz et de poussières dans leur bulbe galactique. NuSTAR, qui est en orbite depuis 2012, permet ce type de détection grâce à sa capacité unique de collecter des rayons X de plus grande énergie que ces prédécesseurs comme XMM Newton par exemple : entre 3 et 79 keV, ce qui lui offre un moyen de "voir" à travers les nuages de gaz et de poussière. 

La mise en évidence de la présence de ces 5 trous noirs supermassifs "cachés" peut sembler être une petite quantité, mais lorsque l'on extrapole ce résultat à l'ensemble de l'univers, le nombre prédit devient énorme et confirme l'idée de la présence d'un trou noir supermassif par galaxie.

Les galaxies qui semblent ne pas montrer de trou noir supermassif émettant des rayons X seraient donc soit trop poussiéreuses, ou bien leur trou noir trop calme pour chauffer un disque d'accrétion et émettre des rayons X.

L'étude de George Lansbury et ses collègues a été acceptée pour publication dans The Astrophysical Journal.

Communiqué de la Royal Astronomical Society

Les neutrinos écoutés dans la glace Antarctique

Il existe de nombreuses expériences qui ont pour but de détecter des neutrinos, certaines ont des très gros budgets et sont très connues, d’autres sont très peu onéreuses et méritent d’être beaucoup mieux connues, c’est le cas de l’expérience ARIANNA.

Une station radio du réseau ARIANNA
(ARIANNA Collaboration)

ARIANNA (Antarctic Ross Ice Shelf Antenna Neutrino Array) est une expérience pas tout à fait comme les autres, elle est exploitée par une collaboration internationale, à majorité très largement américaine, installée en Antarctique. Quand on parle de neutrinos et d’Antarctique, on pense tout de suite à la grosse expérience IceCube, qui détecte des neutrinos grâce à la lumière Cherenkov que produisent dans la glace les particules qui sont produites  quand des neutrinos viennent y interagir de temps en temps. ARIANNA exploite un peu le même principe, mais pas tout à fait. Il s’agit toujours d’interactions de neutrinos dans les kilomètres de glace qui produisent des particules chargées quand ils collisionnent des atomes des molécules d’eau solide, mais ce n’est plus l’effet Cherenkov qui est ici exploité, mais un autre effet, appelé l’effet Askaryan. L’effet Askaryan, du nom du physicien arménien qui l’a découvert théoriquement en 1962, est assez similaire à l’effet Cherenkov. Lorsque des particules chargées se meuvent dans un milieu à une vitesse qui est supérieure à la vitesse de la lumière dans ce milieu, elles émettent des photons de lumière dans un cône d’émission orienté dans la direction du mouvement de la particule. Cet effet Cherenkov produit une lumière dans les longueurs d’onde visible (dans le bleu lorsqu’on est dans l’eau). 

L’effet Askaryan, lui, dit que lorsque des particules chargées se meuvent très rapidement dans un milieu diélectrique (comme l’eau par exemple, liquide ou solide), le mouvement des charges électriques qu’elles induisent produit une émission de photons dans le domaine des grandes longueurs d’ondes, les ondes radio.  Il a pu être mesuré expérimentalement pour la première fois seulement en 2000. Ce signal est extrêmement faible et dépend de l’énergie de la particule chargée incidente. Faible, mais mesurable dans un environnement où le bruit de fond radio est très bas. Il se trouve que l’Antarctique, avec ces kilomètres cube de glace pouvant servir de masse de détecteur et son environnement relativement préservé de l’activité humaine, offre des conditions idéales pour essayer de capter ce petit signal Askaryan en provenance des interactions de neutrinos dans la glace.

Principe du fonctionnement de la détection du
rayonnement radio Askaryan
(ARIANNA Collaboration)

Le gros atout de cette méthode de détection, c’est qu’elle ne nécessite que l’emploi de modestes systèmes de détection, des antennes radio, qui peuvent « écouter » de très vastes étendues (spatialement ou en profondeur), dans la gamme de fréquences entre 100 MHz et 1 GHz. Un réseau d’antennes savamment dimensionné peut ainsi permettre d’exploiter un volume de glace (un volume de détection) sans commune mesure avec ce qui peut se faire ailleurs dans la recherche sur les neutrinos, y compris le "voisin" IceCube.

ARIANNA recherche des neutrinos d’ultra-haute énergie, entre 10⁸ et 10¹⁰ GeV, ceux là même qui doivent provenir d’au-delà de notre galaxie, mais dont on ne sait presque rien sur l’origine exacte. Un premier réseau hexagonal d’antennes radio a été testé sur la banquise de Ross au cours de l’été austral 2013-2014 et a permis aux chercheurs, en ne détectant aucun neutrino énergétique, de fixer des premières limites vis-à-vis des modèles de flux.

Le volume de détection effectif de ARIANNA ne sera pas de l’ordre du kilomètre cube comme IceCube, mais de l’ordre de 100 km³ ! C’est probablement le plus gros détecteur terrestre imaginé, un détecteur naturel qui plus est, incluant une surface de 36 x 36 km. Ce gigantesque volume de détection, rendu nécessaire par la très faible probabilité d’une interaction de neutrino et leur faible flux (pour ce qui est des neutrinos ultra-énergétiques extragalactiques), sera parsemé à terme d’un réseau de 1296 petites stations radio indépendantes, alimentées par des panneaux solaires et envoyant leur données par télémétrie, avec quatre antennes placées juste en dessous de la surface de la banquise, épaisse de 580 m environ. Et les physiciens sont rusés : ils utilisent l’interface eau-glace de la partie inférieure de la banquise comme un réflecteur d’ondes radio. Ils ont pu montrer que cette interface agissait comme un miroir quasi parfait pour les ondes radio. De cette manière, les antennes pourront capter les signaux produits par des neutrinos provenant à la fois du ciel et de l’horizon.

Pour le moment, ARIANNA ne comporte encore qu’un seul réseau hexagonal de sept stations qui sert  à préparer la construction du futur grand réseau, mais dès l'été (austral) prochain, les stations radios pousseront comme des champignons sur la banquise de Ross, prêtes à traquer les neutrinos en provenance de galaxies lointaines. 

Source :

A first search for cosmogenic neutrinos with the ARIANNA Hexagonal Radio Array

S.W. Barwick et al. ARIANNA Collaboration

Astroparticle Physics, Volume 70, October 2015, Pages 12–26

Des photoélectrons pour le vent polaire de Titan

Le monde de Saturne est sans conteste le système le plus complexe du système solaire, ce qui le rend probablement le plus fascinant. Depuis son arrivée en orbite de la planète aux anneaux en 2004, la sonde Cassini a exploré non seulement la planète géante, mais aussi ses anneaux, son gros satellite Titan et d’autres satellites glacés (Encelade, Europe, …).  Et Cassini ne fait pas que des superbes images, elle est également instrumentée pour analyser des fines particules.

Saturne et Titan vus par Cassini (ESA/NASA/JPL)

Des particules neutres dominent en fait la magnétosphère de Saturne et la région proche des satellites de la planète géante. Et la lumière solaire peut ioniser ces particules, produisant alors des ions et des photoélectrons avec une certaine énergie, que la sonde Cassini est capable de détecter et d’identifier. Ces photoélectrons peuvent également être exploités en tant que traceurs de la morphologie du champ magnétique environnant. Comme ces électrons relativement énergétiques se meuvent facilement le long des lignes de champ magnétique, ils peuvent en outre induire un champ électrique local qui facilitera l’échappement de plasma. C’est le phénomène de « vent polaire », qui est notamment observé sur Terre, Mars et Vénus, où une petite fraction des atomes ionisés de la haute atmosphère au niveau des pôles s’échappe dans l’espace le long des lignes de champ magnétique, aidés par le potentiel électrique créé par des électrons.

Une équipe de chercheurs anglais vient de publier une étude consacrée au phénomène du vent polaire, non pas sur Saturne elle-même mais sur son gros satellite Titan, grâce à l’étude des photoélectrons détectés par la sonde Cassini et son spectromètre à plasma et à électrons.

Les particules neutres qui sont la source des photoélectrons détectés aux alentours de Titan proviennent principalement d’une autre lune de Saturne : Encelade, qui se trouve à une distance de 4 rayons de Saturne. Ce sont les geysers de Encelade qui projettent dans le milieu quantité de grains de glace et de gaz. Ces particules se retrouvent ensuite assez rapidement au niveau de l’orbite de Titan, qui lui, orbite à une distance de 20 fois le rayon de Saturne. Titan est connu pour être un satellite muni d’une atmosphère riche en méthane et en azote, où une chimie organique complexe se développe.

La sonde Cassini et ses instruments (CNES)

Les photoélectrons produits par l’ionisation de ces fines particules ont un spectre énergétique qui dépend du spectre de la lumière solaire et de la nature de la molécule ou de l’atome cible (leur potentiel d’ionisation). Les planétologues montrent que leur énergie forme un pic dans la région située entre 19 et 26 eV. L’instrument Cassini Plasma Spectrometer Electron Spectrometer (CAPS-ELS) permet de mesurer un spectre de 63 niveaux d’énergie toutes les 2 s avec une précision de l’ordre de 17%.

Ces électrons de quelques dizaines d’électronvolt vont ensuite interagir avec leur environnement (plasma et champs électromagnétiques). Cassini a pu détecter de tels photoélectrons autour de Titan dans son ionosphère insolée et jusqu’à plus de 6 fois le rayon du satellite.

Andrew Coates et ses collaborateurs parviennent grâce à ces mesures, à fixer une valeur maximale au potentiel électrique ambipolaire  associé au phénomène de vent polaire sur Titan : 2,95 Volts. Cette valeur est légèrement plus basse que celle qui est mesurée pour la Terre et indique que le flux de particules s’échappant de l’atmosphère de Titan par ce mécanisme de vent polaire doit être limité.

La sonde Cassini grâce à ses détecteurs de particules permet de connaître des détails étonnants sur les mécanismes physiques à l’œuvre dans la haute atmosphère de Titan, un moyen supplémentaire pour caractériser ses mondes fascinants, au-delà des données d’imagerie qui sont plus connues car immédiatement accessibles à nos yeux.

Source :

A new upper limit to the field-aligned potential near Titan

A.J Coates et al

Geophys. Res. Lett., 42 (2015)

Le Bisou de Vénus à Jupiter

Photos prises le 30 juin à Pertuis, Objectif 300 mm (Canon EOS 1000D).

Perséides 2015 : belle pluie d'étoiles filantes en perspective

Si vous cherchez des informations sur la pluie d'étoiles filantes du mois d'août 2016, rendez-vous ici!

~~~~

Concernant la pluie d'étoiles filantes de décembre 2015 : rendez-vous sur cette page.

2015 devrait être un bon cru, surtout par rapport à l'année dernière, où vous vous en souvenez peut-être, la Lune éclatante nous avait bien gênés pour voir filer nos beaux météores. Cette année est tout le contraire puisque la Lune sera presque totalement absente durant toute la nuit du 12 au 13 août, le moment du maximum de cette pluie d'étoiles filantes estivale la plus célèbre.

Le maximum d'activité des Perséides aura lieu en toute fin de nuit, le 13 août au petit matin, juste avant l'aube (en fait le vrai maximum aura lieu après le lever du Soleil, mais les étoiles filantes ne seront plus visibles dans un ciel trop clair). Le taux horaire, ce qu'on appelle le ZHR (Zenithal Hourly Rate) devrait se situer entre 70 et 100. Vous aurez donc l'opportunité de voir une étoile filante toutes les minutes environ dans le meilleur des cas. Mais même si ce maximum a lieu en fin de nuit, et si vous ne souhaitez pas faire une nuit blanche dans le noir, vous pouvez voir des étoiles filantes toute la nuit du 12 au 13, avec un nombre croissant tout au long de la nuit (et même les nuits précédentes et suivantes, à un taux réduit en revanche).

Il est d'ailleurs possible, d'après certains astronomes, qu'il y ait une sorte de sursaut d'activité en début de nuit le 12 août, quelques heures après le coucher du Soleil. En effet, les étoiles filantes, rappelons-le, sont des petits grains de poussières de comète qui brûlent dans l'atmosphère de la Terre. Si de telles pluies d'étoiles filantes reviennent tous les ans à la même date, c'est simplement dû au fait que la Terre mette un an pour revenir à la même position autour du Soleil, et que c'est à cet endroit de son orbite qu'il existe une sorte de nuage de poussières produites par la comète 109P/Swift-Tuttle lors de son passage en 1862...

Or la position du nuage se décale légèrement par rapport à la Terre année après année, et nous y rentrons dedans de plus en plus... Et cette rencontre a lieu cette année en début de nuit le 12 août au soir, et on peut déjà prévoir un plus important sursaut d'activité pour 2016, mais n'anticipons pas...

Comment faire pour observer un maximum d'étoiles filantes, que ce soit le 12 août au soir ou le 13 août au petit matin ?

Comme vous l'avez compris, après les conditions météorologiques, l'ennemi numéro 2 est la lumière parasite. Les météores peuvent être très brillants, mais pour la plupart d'entre eux, ils sont assez faiblement lumineux. Il est donc indispensable de n'avoir aucune lumière artificielle à proximité de votre lieu d'observation, que ce soit des lumières d'habitations, de lampadaires, de voitures, etc... pour que votre œil puisse les distinguer. Vous devrez d'ailleurs laisser un peu de temps à vos yeux pour s'habituer à l'obscurité, environ 15 à 30 minutes, puis en réduisant au maximum le recours à une lampe (si nécessaire préférez une lampe rouge ou orange plutôt qu'un écran de téléphone blanc/bleuté, qui nécessitera une nouvelle acclimatation à l'obscurité plus longue)

Pour pouvoir attraper un maximum d'étoiles filantes, la position d'observation compte aussi : il est préférable d'avoir le champ de vue la plus vaste possible sur la voûte céleste. Pour cela, dans une zone dégagée (une plaine plutôt qu'un forêt), je vous recommande non pas seulement une bonne chaise longue, mais carrément de vous allonger au sol. En tous cas, ne restez pas debout ni assis en vous tordant le cou, c'est une mauvaise idée, habillez vous chaudement et allongez vous en position de repos avec pourquoi pas de quoi grignoter et une petite radio (qui ne fait pas de lumière). 

Ne vous focalisez pas trop sur le zénith mais plutôt un peu plus bas autour, disons à une distance d'un tiers entre le zénith et l'horizon en partant du zénith.

N'hésitez pas à observer entre amis en jouant pourquoi pas à celui qui verra un maximum d'étoiles filantes ou de satellites.... Entre deux météores, vous pourrez observer tranquillement les constellations du ciel d'été, et par exemple le grand Triangle de l'été, mais vous verrez en effet probablement passer aussi des satellites, qu'il ne faut pas confondre avec des météores, les satellites ont un éclat constant et se déplacent à vitesse constante relativement lente durant plusieurs secondes, les météores, eux, sont très rapides et parfois très fugaces...

Bonnes observations, bon ciel, ... et meilleurs voeux ! 

Première observation d'étoiles primordiales (population III)

Il semblerait que des étoiles de la toute première génération, celles-là même qui ont ensemencé les premières galaxies en atomes de carbone et oxygène il y a 13 milliards d’années aient pu être observées directement pour la première fois. Ces étoiles primordiales, dites de population III, sont assez différentes de celles que nous connaissons, puisque non seulement elles ne sont formées que d’hydrogène, d’hélium et d’un tout petit peu de lithium, mais elles sont aussi beaucoup plus massives que des étoiles comme le soleil, et vivent très peu de temps.

Vue d'artiste de la galaxie CR7 et ses étoiles primordiales
(ESO/M Kommesser)

Ces tout premiers specimens d’étoiles sont sensés s’être formés quelques centaines de millions d’années après le big bang, soit il y a environ 13,3 milliards d’années. Et quand on dit qu’elles sont beaucoup plus massives que le Soleil, c’est de l’ordre de 100 fois plus, il s’agit donc de beaux bébés, mais qui de ce fait ne restent en équilibre que quelques millions d’années seulement avant d’exploser en supernova par effondrement sur elles-mêmes, laissant derrière elles un trou noir déjà bien massif, ainsi qu’une enveloppe de gaz éparpillée, contenant de nouveaux éléments chimiques qui seront utilisés pour former une seconde génération d’étoiles. 

Ces étoiles primordiales n’avaient encore jamais pu être observées, on pensait bien pouvoir le faire à l’aide des futurs grands télescopes en cours de conception comme le James Webb Space Telescope (JWST) (prévu pour 2018), mais l’équipe de David Sobral, astronome à l’université de Lisbonne, semble avoir mis le doigt dessus un peu par hasard en exploitant des données du télescope Subaru de 8,2 m situé sur le volcan Mauna Kea à Hawaï. Ce qu’ils ont observé c’est une portion d’une galaxie très lointaine (13 milliards d’années-lumière), qui ne semble composée que d’hydrogène et d’hélium. Le reste de cette galaxie apparaît quant à elle peuplée d’étoiles de deuxième génération, ce qui apporte une étrangeté supplémentaire.

Ce qui rend difficile ce type d’observation est non seulement la distance considérable qui rend la luminosité de ce type de galaxie très faible, avec la lumière UV émise transformée en proche infra-rouge, et d’autre part la courte durée de vie de ces étoiles primordiales, qui rend la probabilité de les voir également très faible. Mais cette galaxie que les astronomes ont nommée Cosmos Redshift 7 (CR7) était assez brillante est sa lumière très particulière : on y voyait dans son spectre des raies de l’hélium ionisé (He II), ce qui suggérait que la température devait y être très élevée, mais avec une telle température, les raies du carbone et de l’oxygène ionisés (C III et O III) auraient dues être elles-aussi bien visibles. Comme les chercheurs ne voyaient pas les raies spectrales de l’oxygène et du carbone, mais que celles de l’hélium, la conclusion était faite.

La chose étonnante qui a été mise en évidence grâce notamment à l’utilisation d’un autre télescope, le télescope spatial Hubble est que CR7 possède une autre zone, majoritaire, où là, tous les signes d’étoiles de deuxième génération sont présents. Les astronomes ne s’attendaient pas à trouver des étoiles de première génération dans une galaxie qui contient déjà de nombreuses étoiles de deuxième génération.

Sobral et ses collaborateurs suggèrent que ces étoiles de population III observées ne sont pas tout à fait primordiales mais auraient pu se former un peu plus tard que la « vraie » première génération, à partir de nuages de gaz primordial qui aurait survécu plus longtemps que la normale, en restant chaud grâce à l’apport d’énergie fourni par des explosions d’étoiles à proximité. Cette explication permet de comprendre pourquoi elles ont pu être trouvées à 13 milliards d’années-lumière seulement par le modeste télescope Subaru. 

Les télescopes de Mauna Kea (le Subaru est à gauche, puis les deux Keck au centre, et le NITF à droite) (Alan L).

Il existe néanmoins d’autres solutions un peu plus exotiques pour expliquer l’émission de l’hélium ionisé observée, comme celle par exemple d’un trou noir supermassif qui se serait formé directement par effondrement d’énormes quantités de gaz, et qui produirait l’échauffement du gaz mimant une émission stellaire. David Sobral évoque déjà l’identification d’autres galaxies similaires, sur lesquelles il souhaite se pencher très vite, probablement avant que le JWST soit en orbite… 

Source:

Evidence for PopIII-like stellar populations in the most luminous Lyman-α emitters at the epoch of re-ionisation: spectroscopic confirmation

David Sobral et al.

Accepté par the Astrophysical Journal

L'exoplanète qui se prend pour une comète

Quand on parle d'exoplanètes, il ne faut pas être surpris de ce qu'on découvre . Les cas étant par nature extrêmement nombreux et différents les uns des autres, toutes les configurations semblent exister. C'est donc un tout nouveau phénomène qui vient d'être mis en évidence par une équipe d'astronomes suisses et français : une planète de la taille de Neptune qui est en train de perdre des gigantesques quantités de gaz (de l'hydrogène), formant autour d'elle comme une énorme chevelure cométaire.

Vue d'artiste de GJ436b et sa chevelure de gaz
(D.Ehrenreich / V. Bourrier (Université de Genève)
A. Gracia Bern (Universität Bern))

Il s'agit d'une exoplanète nommée GJ 436b, elle a une masse 23 fois plus grande que celle de la Terre et possède une période orbitale autour de son étoile de 3 jours seulement, à une distance de la Terre de seulement 33 années-lumière. GJ 436b est extrêmement proche de son étoile et est de fait très chaude. Les astronomes y ont détecté la présence d'une atmosphère, mais celle-ci est en train de s'échapper dans l'espace, formant une vaste traînée. Il semble que l'étoile proche a chauffé l'atmosphère à un tel niveau que l'hydrogène s'est évaporé, mais le rayonnement stellaire n'est pas suffisant pour souffler tout ce gaz, qui reste alors comme accroché gravitationnellement à GJ 436b, sous la forme d'une traînée.

David Ehrenreich de l'université de Genève et ses collègues publient leur découverte dans la revue Nature cette semaine, et ils y montrent comment ils sont parvenus à détecter cet énorme nuage de gaz par l'absorption de la lumière UV qu'il produit lorsqu'on regarde l'étoile en arrière plan. Ils ont pour cela exploité le télescope spatial Hubble, toujours lui, car étant le seul outil qui permet d'imager de tels objets dans les longueurs d'ondes ultra-violettes. Cette vaste chevelure gazeuse est indétectable en lumière visible...

L’évaporation sur GJ 436b est certes spectaculaire, mais elle ne menacerait pas l'existence de son atmosphère. Les chercheurs estiment que depuis sa naissance il y a plusieurs milliards d'années, GJ 436b aurait perdu seulement 10% de son atmosphère.

En revanche, ce type de mécanisme pourrait  fournir une explication à l'existence de planètes rocheuses en orbite très proche de leur étoile, et qui ne seraient que des résidus de cœurs de planètes anciennement gazeuses, et qui auraient été complètement dépouillées de leur gaz par échauffement/évaporation. 

vue d'artiste de GJ 436b (NASA/ESA)

Les astronomes sont d'ores et déjà enthousiasmés par ce type d'observations et on les comprend car elles pourraient à terme permettre d'analyser plus facilement la composition des atmosphères d'exoplanètes, voire de mettre en évidence la présence d'océans liquides en train de s'évaporer, comme sur des superTerres légèrement plus chaudes que  notre planète en train de subir le même sort... Cette évaporation massive d'hydrogène apporte également un indice sur un phénomène qui a pu avoir lieu sur Terre il y a plusieurs milliards d'années, quand l'hydrogène y était encore très abondant, et qui a disparu depuis...

On sait maintenant que les planètes aussi peuvent prendre l'apparence des comètes. Ce qui est sûr, c'est qu'il ne faut pas être trop surpris avec les exoplanètes, car nous n'en sommes pas au bout, loin de là...


Référence : 
A giant comet-like cloud of hydrogen escaping the warm Neptune-mass exoplanet GJ 436b
David Ehrenreich et al.
Nature 522, 459–461 (25 June 2015)

La plus petite exoplanète : record battu

En astrophysique comme ailleurs, les records sont faits pour être battus. Et en astrophysique, il existe de nombreuses disciplines : alors que pour les trous noirs, ce sera à celui qui sera le plus gros, pour les galaxies, ce sera à celle qui sera la plus lointaine, et pour les quasars celui qui sera le plus brillant. Pour un pulsar, le gagnant sera celui qui tourne le plus vite et pour une supernova, celle qui sera la plus proche de nous, ou à l'inverse la plus éloignée. Quant aux exoplanètes, à coup sûr, la course se fait à celle qui sera la plus petite! Et le record de l'exoplanète la plus petite vient donc d'être battu...

Vue d'artiste du système de Kepler-138
(Penn State University/SETI Institute)

Cette petite planète tourne autour de l'étoile Kepler-138, qui est une étoile naine rouge tout ce qu'il y a de plus banal, et comme elle en est la plus proche parmi ce système qui en compte au moins 3, elle se dénomme Kepler-138b et a donc été découverte vous l'aurez compris par le télescope Kepler durant sa campagne d'observation entre 2009 et 2013. Elle fait partie des 500 planètes candidates trouvées par Kepler (parmi les 4600 candidates mises en évidence) qui ont une masse inférieure ou égale à la masse de la Terre. Il faut se rappeler que la grande majorité des planètes découvertes par Kepler ont une taille comprise entre 2 et 4 fois celle de notre planète bleue. Kepler-138b a elle un diamètre semblable à celui de Mars, soit à peu près la moitié du diamètre terrestre.

Les détections de transits effectuées par le télescope Kepler permettent d'évaluer le diamètre d'une exoplanète, mais ne donnent aucune indication sur sa masse. Pour évaluer la masse d'une telle exoplanète, on peut par exemple regarder comment varie la vitesse de l'étoile mère dans la ligne de visée en observant le décalage Doppler de ses raies spectrales. Mais pour des planètes très légères, l'effet est bien trop faible pour être détectable, ce qui est le cas dans le système de Kepler-138.

Pour obtenir la valeur de la masse de Kepler-138b, l'astronome américain Daniel Jontof-Hutter et ses collègues, qui publient leurs résultats dans la revue Nature, ont profité de l'existence de deux autres planètes autour de Kepler-138 (Kepler-138c et Kepler-138d) pour utiliser des méthodes exploitant la dynamique des corps. 

Kepler-138c a une période de rotation autour de l'étoile de 13,8 jours et Kepler-138d de 23,1 jours, alors que Kepler-138b fait sa rotation en 10,3 jours seulement. Connaissant la taille de leur diamètre respectif (légèrement supérieur à celui de la Terre pour c et d), et leur temps de transit devant l'étoile, on connaît leur période de rotation. De là, on peut en déduire leur distance à l'étoile. Avec la distance des trois planètes et le ratio de leur période orbitale, les chercheurs peuvent calculer quelles sont les perturbations gravitationnelles qu'une des trois planètes va induire sur les deux autres et qui va générer des variations dans leur période orbitale respective. Cette perturbation dépend bien sûr de la masse des trois corps...

Graphe du rayon en fonction de la masse (relatifs à la Terre)
indiquant les trois exoplanètes de Kepler-138 (en rouge)
(Jontof-Hutter et al/Nature)

Les astrophysiciens qui se transforment parfois en mathématiciens sont donc face à un système de 3 équations non-linéaires à 3 inconnues (les 3 masses), toutes les autres variables étant connues par l'observation.

Ce type de problème inverse peut être résolu par des méthodes numériques grâce à des ordinateurs et c'est donc ce qu'ont fait Jontof-Hutter et ses collaborateurs. 

La masse de Kepler-138b se révèle être vraiment faible, plus faible que celle de Mars : 0,066 fois la masse de la Terre, ce qui permet d'en déduire immédiatement sa densité, de l'ordre de 2,6 g/cm3, soit très proche de la densité Martienne et signant une nature de type rocheuse.

Kepler-138c, elle, a une masse de 1,97 fois la masse de la Terre pour un rayon 20% plus grand, ce qui lui confère une densité de l'ordre de 6,2, assez semblable à la densité terrestre. Et enfin, la troisième, Kepler-138d, a une masse de 0,64 fois la masse de la Terre pour un rayon là encore 20% plus grand, ce qui donne une densité bien plus faible, de l'ordre de 2,1, ce qui fait dire aux astronomes qu'elle doit posséder beaucoup plus d'éléments légers comme de l'hydrogène ou de l'eau.

Il faut tout de même préciser à ce stade que cette mesure de masse indirecte est entachée d'une incertitude assez importante qui est due à la précision sur la mesure des durées de transit, cette incertitude sur la masse et la densité atteint un facteur 2. Mais cette incertitude pourra être réduite dans le futur par de plus nombreuses observations de transits devant Kepler-138.

Les trois planètes du système de Kepler-138, comme de nombreuses exoplanètes trouvées par Kepler, sont très proches de leur étoile, dans des orbites bien plus petites que celle de Mercure, alors qu'il n'existe aucune planète à l'intérieur de l'orbite de Mercure par chez nous. Pourquoi il en est ainsi est encore une grande question en attente de réponse, ce qui sera l'une des raisons d'être des télescopes successeurs de Kepler prévus pour être lancés dans la décennie qui vient (l'américain TESS en 2017, suivi de l'européen PLATO en 2025) et qui amélioreront grandement les performances déjà exceptionnelles atteintes par Kepler, en fournissant en plus de nombreux autres records exoplanétaires.

Source : 
The mass of the Mars-sized exoplanet Kepler-138 b from transit timing
Daniel Jontof-Hutter et al.
Nature, Vol 522 (18 june 2015)

Regardez le ciel ce soir et plongez dans l'espace-temps!

Les nuits les plus courtes ne sont pas les préférées des astronomes amateurs, mais ce soir est propice à l'observation à l’œil nu par tout un chacun, même non astronome, ou sur le point de le devenir. Un rapprochement visuel sympathique a lieu en effet actuellement, il inclut Jupiter, Vénus et le croissant de Lune.

Cela se passe au dessus de l'horizon Ouest/Nord-Ouest environ 1h après le coucher de soleil, c'est à dire vers 22h30 heure française. Vous pourrez voir deux points éclatants, qui sont donc des planètes, Jupiter (la moins brillante des deux, à gauche) et Vénus (la plus éblouissante), toutes deux accompagnées d'un joli croissant de Lune naissant, fermant le triangle.

Il est à noter que ce rapprochement de Jupiter et Vénus ne fait que commencer car dans toute la seconde partie du mois de Juin, elles ne cesseront de se rapprocher de plus en plus jusqu'à atteindre une séparation inférieure à 30'' d'arc le 30 juin, soit moins que le diamètre de la Lune! Le spectacle est à suivre tous les soirs à la même heure dans la même direction ! 

Il est toujours amusant d'associer un peu d'astrophysique à l'astronomie, alors allons-y : la lumière de ces trois objets que vous admirez ici n'est autre que la lumière de l'objet qui vient de se coucher une heure plus tôt, le Soleil. Vous voyez donc toujours des photons du soleil en regardant la Lune, Vénus ou Jupiter. Oui, mais ces photons n'ont pas le même âge... Ils ont quitté la surface du Soleil à des époques différentes, la vitesse de la lumière étant fixe et la distance qui nous sépare de la Lune, de Vénus et de Jupiter étant très différente. 

Faisons le petit calcul : 

La vitesse de la lumière vaut 300 000 km/s (j'arrondis).

Distance Soleil-Lune = 150 millions km
Distance Lune - Terre = 400 000 km
Les photons du croissant de Lune ont donc voyagé 8 minutes et 21 secondes entre la surface du Soleil et votre rétine.

Distance Soleil-Vénus = 108,2 millions km
Distance Vénus-Terre = varie entre 38 millions et 261 millions de km, mais aujourd"hui, elle est de 90 millions de km exactement.
Les photons de l'éclatante Vénus ont donc voyagé 11 minutes tout pile avant de vous éblouir.

Distance Soleil-Jupiter = 780 millions de km
Distance Jupiter-Terre = en date du 20 juin, elle vaut 892,5 millions de km
Les photons solaires que vous voyez sous la forme de Jupiter ont donc voyagés durant pas moins de 1h32 minutes et 55 secondes...

Si vous souhaitez pousser l'expérience amusante un peu plus loin encore dans l'espace-temps, je vous invite à pivoter légèrement de votre position d'observation de ce beau trio pour vous rendre vers l'horizon Sud. Là, en laissant la nuit tomber un peu plus pour une meilleure visibilité, disons en ressortant vers 23h30, vous allez rencontrer la belle Saturne. Elle est facilement trouvable à l'oeil nu car se trouvant non loin d'une étoile très colorée, d'un orange presque rouge qui s'appelle Antarès et qui domine la constellation du Scorpion.

Les photons orangés d'Antarès que vous voyez, eux, ont bien été produits par cette étoile supergéante il y a 620 ans, près d'un siècle avant que Christophe Colomb n'ait découvert l'Amérique, mais ceux de Saturne, sont toujours les photons de notre bon Soleil, couché depuis plus de deux heures maintenant. Refaisons nos calculs : 
Distance Soleil-Saturne = 1497 millions km
Distance Saturne-Terre actuelle = 1362 millions km
Ce qui nous fait une distance totale de 2859 millions km, et donc un voyage de nos photons solaires Saturniens pour parvenir à vos yeux enchantés égal à 2h38 et 50 s.

Comme on le voit, la nuit nous offre en quelque sorte une vision du soleil tel qu'il était à différents instants auparavant, mais simultanément, entre un peu plus de 8 minutes avant et presque 3 heures avant, tout en nous permettant d'observer des jolies planètes, qui se différencient des étoiles d'une part par le fait qu'elles réfléchissent la lumière d'une seule et même étoile, et d'autre part par leurs mouvements propres dans le ciel, visibles d'un jour à l'autre.