Et si les neutrinos pouvaient se désintégrer ? C'est cette hypothèse audacieuse qu'ont testé deux physiciens théoriciens dans l'objectif d'expliquer une anomalie observée dans les données du détecteur géant IceCube, un excès de neutrinos électroniques par rapport aux autres saveurs (muon et tau). Et le pire, c'est que cette hypothèse marche.
L'émission gamma à très haute énergie en provenance du Soleil est très mal comprise. Une nouvelle analyse du flux gamma solaire mesuré par le télescope gamma Fermi-LAT montre un effet étrange apparaissant lors du minimum d'activité solaire.
Des données de la sonde Cassini enregistrées autour de Titan entre 2005 et 2017 révèlent que le satellite Saturnien subit ce qui ressemble à de gigantesques tempêtes de poussière dans sa zone équatoriale.
Le Soleil tourne plus vite à son équateur qu'aux plus hautes latitudes, des observations de cette rotation différentielle ayant été suivies depuis très longtemps par le mouvement des taches solaires. Jusqu'à aujourd'hui, on n'avait jamais observé une telle rotation différentielle sur d'autres étoiles, mais grâce à des mesures d'astérosismologie obtenues avec le télescope Kepler, le phénomène a été identifié sur une grosse dizaine d'étoiles similaires au Soleil.
Les pulsars sont à la fête en ce moment ! Après la découverte de la semaine dernière au sujet d’un tout jeune pulsar, voilà donc une autre observation inédite concernant une étoile à neutrons en rotation rapide : la première observation d’une émission infra-rouge autour d’un pulsar sans contrepartie dans le domaine visible. Et c’est au télescope spatial Hubble que l’on doit cette découverte.
SN 2012au a été découverte le 14 mars 2012 dans la galaxie NGC 4790. Cette supernova de type Ib était très particulière, car très lumineuse. Aujourd'hui, 6 ans après, une équipe d'astronomes vient de voir apparaître la trace du résidu de ce cataclysme : un pulsar énergétique.
Il est possible de calculer par la théorie quelle doit être la masse minimale d'une étoile à neutrons. Leur masse maximale quant à elle avait été évaluée il y a quelques mois à partir des propriétés physiques d'une étoile à neutrons. Ici, pour la masse minimale, des chercheurs japonais l'ont calculée en s'intéressant aux processus qui ont lieu dans le cœur des étoiles massives en fin de vie juste avant et pendant qu'il s'effondre en faisant exploser l'étoile.
C'est une nouvelle fois grâce aux radiotélescopes de ALMA qu'une observation inédite a pu être effectuée : l'éjection d'un vent de gaz moléculaire par une galaxie la plus lointaine à ce jour, située dans l'Univers âgé de moins de 2 milliards d'années. Les photons dont la longueur d'onde donne une signature sans équivoque de ce vent moléculaire ont mis 12 milliards d'années pour parvenir dans les antennes d'ALMA.
Une récente analyse des observations du champ magnétique de Jupiter par la sonde Juno durant ses 8 premières orbites montre que ce champ magnétique est différent de tout ce que l'on connaît, avec la présence de trois pôles magnétiques...
Une association de trois réseaux de radiotélescopes parmi les plus performants du monde a permis de déterminer la vitesse du jet relativiste émanent du résidu de la fusion de deux étoiles à neutrons observée en 2017 et répertorié GW170817. La vitesse apparente atteint 4 fois la vitesse de la lumière, une illusion supraluminique due à la vitesse ultra-relativiste du jet qui se trouve légèrement désaxé par rapport à la ligne de visée.
Pour la première fois, la rotation interne des amas globulaires a pu être étudiée quantitativement, grâce aux données astrométriques de Gaïa qui fournit la vitesse des étoiles en 3 dimensions.
Une équipe d'astronomes japonais vient d'établir la cartographie la plus détaillée d'une galaxie suractive située dans l'Univers âgé de 1,4 milliards d'années. Sa flambée de formation d'étoiles semble liée à une très forte instabilité de ses nuages de gaz moléculaire, et l'origine de cette instabilité est pour le moment un mystère.
1000 étoiles par an, c'est le taux de formation stellaire que montre cette déjà grosse galaxie nommée COSMOS-AzTEC-1. C'est 1000 fois plus que ce que produit notre Galaxie aujourd'hui. Cette lointaine galaxie avait été découverte par le James Clerk Maxwell Telescope à Hawaï puis peu de temps après, le Large Millimeter Telescope (LMT) mexicain avait trouvé d'énormes quantités de monoxyde de carbone dans COSMOS-AzTEC-1 en plus de mesurer sa distance via son redshift.
Ken-ichi Tadaki (National Astronomical Observatory of Japan) et son équipe ont utilisé le réseau ALMA pour observer avec une très bonne résolution la structure de la galaxie-monstre. La configuration des antennes du réseau ALMA, avec la base maximale de 16 km, a permis d'atteindre une résolution spatiale de seulement 550 parsecs (1800 années-lumière) !
De telles galaxies sont estimées être les précurseurs des grosses galaxies elliptiques de l'Univers actuel. Pour comprendre pourquoi COSMOS-AzTEC-1 a un tel taux de formation d'étoiles, les chercheurs japonais ont cherché à étudier l'environnement proche des nurseries stellaires. Et ils n'ont pas été déçus. Dans leur étude qu'ils publient dans Nature aujourd'hui, Tadaki et ses collègues tracent une cartographie très précise des nuages de gaz moléculaire qui peuplent la galaxie, en terme de localisation mais aussi de vitesse. Les astronomes japonais montrent qu'il existe deux énormes nuages de gaz distincts qui sont séparés de plusieurs milliers d'années-lumière de part et d'autre du centre de la galaxie, et qui sont dynamiquement très instables. Cette découverte est surprenante car dans la grosse majorité des cas, les étoiles, dans ces galaxies à flambées d'étoiles, sont activement formées au centre de la galaxie.
Dans une configuration normale, les nuages de gaz sont à l'équilibre, leur pression interne tendant à les étendre contrebalançant leur force de gravité qui tend à les condenser. Jusqu'au moment où une instabilité fait gagner la gravité et fait s'effondrer le nuage de gaz sur lui-même, produisant de nombreuses étoiles très rapidement. Puis des étoiles massives explosent au bout de quelques millions d'années en supernova, ce qui a pour effet d'apporter une nouvelle source de pression interne, et donc rééquilibre partiellement les forces à l'oeuvre dans le nuage de gaz, ce qui ralentit sensiblement la production stellaire.
Mais chez COSMOS-AzTEC-1, il en va tout autrement : l'auto-régulation ne semble pas avoir lieu. Au contraire, on assiste à une sorte d'emballement de la formation d'étoiles, comme si elle n'allait jamais pouvoir s'arrêter...
Tadaki et ses collaborateurs estiment que COSMOS-AzTEC-1 aura ainsi consommé tout son gaz dans seulement 100 millions d'années! Ce taux est juste 10 fois plus grand que ce qui est classiquement observé sur des galaxies à cette époque cosmique.
L'origine de cette forte instabilité gravitationnelle des nuages de gaz dans COSMOS-AzTEC-1 n'est aujourd'hui pas bien comprise. Un phénomène de fusion de galaxies est une cause possible selon les chercheurs. En effet, lors d'une collision-fusion de galaxies, de grandes quantités de gaz auraient pu se retrouver concentrées dans une zone donnée et être sujettes aux instabilités sources d'étoiles qui sont observées. Avant de conclure définitivement sur l'origine de cette particularité de COSMOS-AzTEC-1, il faudra observer des galaxies similaires avec des outils aussi performants que ALMA, seuls à même de déterminer la structure interne de galaxies aussi lointaines avec autant d'acuité.
Source
The gravitationally unstable gas disk of a starburst galaxy 12 billion years ago
La galaxie monstre COSMOS-AzTEC-1 imagée par ALMA (distribution du gaz moléculaire à gauche et de la poussière à droite; deux nuages denses apparaissent en plus du nuage dense central) (ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), Tadaki et al.)
Lors de sa formation, comment se fait-il que Jupiter ait pris 2 millions d'années pour grossir de 20 à 50 fois la masse de la Terre alors qu'il ne lui avait fallu auparavant qu'un seul million d'années pour atteindre 20 masses terrestres ? Une équipe d'astronomes suisses vient de trouver une explication.
Yann Alibert (Université de Berne) et ses collègues de Zürich ont tenté de comprendre l'histoire de la formation de Jupiter, qui l'a amené à la planète géante gazeuse que nous connaissons aujourd'hui avec sa masse 300 fois plus grande que celle de la Terre. Ils se sont pour cela penchés sur des données de composition d’astéroïdes obtenues il y a quelques années. Elles montraient qu'il devait exister deux populations distinctes de petits corps durant les deux premiers millions d'années du système solaire. Il était donc fort probable que Jupiter agissait à l'époque comme une sorte de barrière séparant la zone externe et la zone interne du système solaire, au moment où Jupiter passait de 20 à 50 masses terrestres.
Les astronomes suisses ont construit un modèle de formation de Jupiter qui est cohérent avec les données des astéroïdes. Dans leur article que publie Nature Astronomy cette semaine, Yann Alibert et ses collaborateurs montrent comment Jupiter a du grossir en plusieurs étapes. D'après ce modèle, Jupiter est née tout d'abord en accrétant de la poussière et des petits "cailloux" d'une taille centimétrique en grande quantité, durant 1 million d'années. Cette phase de grossissement rapide lui a permis d'atteindre une masse déjà très importante de 20 masses terrestres. Mais cette phase s'est arrêtée pour être suivie par une deuxième phase avec un taux d'accrétion plus faible, et surtout des morceaux beaucoup plus gros, cette fois-ci des petits corps d'une taille de l'ordre du kilomètre, des planétésimaux. D'après les chercheurs, le fait qu'il s'agisse dans cette phase de corps de grande taille a certes apporté à nouveau de la masse à l'embryon de planète géante, mais il a surtout apporté de l'énergie. Cette deuxième phase aurait duré deux millions d'années, pour laisser ensuite la place à la troisième phase de grossissement, à T0+3 millions d'années, cette fois-ci par une forte accrétion de gaz qui a conduit Jupiter jusqu'aux 300 masses terrestres que nous lui connaissons aujourd'hui.
Ce qu'expliquent les chercheurs, c'est que la Jupiter naissante aurait fortement perturbé le disque de poussières entourant le Soleil, en créant une zone de surdensité qui aurait confiné les petits cailloux à l'extérieur de son orbite. Les matériaux des régions extérieures n'auraient alors pas pu se mélanger avec ceux des régions internes du système solaire, jusqu'à ce que la protoplanète atteigne une masse suffisante pour perturber et diffuser des corps de taille moyenne de l'extérieur vers l'intérieur du système solaire.
D'après Yann Alibert et son équipe leur nouvelle modélisation indique que c'est l'apport d'énergie par les planétésimaux qui aurait retardé le grossissement de Jupiter. En effet, les collisions avec des blocs de l'ordre du kilomètre aurait apporté suffisamment d'énergie à l'atmosphère gazeuse de la planète sous forme de chaleur pour l'empêcher de se refroidir rapidement et de se contracter, et d'enclencher une forte accrétion de gaz. Cette dernière a ensuite pu se déployer lorsque le réservoir de planétésimaux s'est tari.
Les astronomes pensent avoir trouvé une explication pertinente pour expliquer l'histoire de la formation de Jupiter, et poussent même leur raisonnement vers le processus de formation d'autres planètes gazeuses comme Uranus et Neptune qui pourrait être assez similaire. Mais d'autres études seront nécessaires pour en savoir plus.
Source
The formation of Jupiter by hybrid pebble–planetesimal accretion
Yann Alibert, Julia Venturini, Ravit Helled, Sareh Ataiee, Remo Burn, Luc Senecal, Willy Benz, Lucio Mayer, Christoph Mordasini, Sascha P. Quanz & Maria Schönbächler
L'acide formique est l'acide organique le plus simple qui existe, de formule HCOOH. C'est notamment une brique fondamentale de l'acide organique bien connu qu'est ADN (acide désoxyribonucléique), à la base du vivant. Il vient d'être détecté pour la première fois dans un disque protoplanétaire autour d'une jeune étoile à 190 années-lumière.
C'est avec le réseau ALMA (Atacama Large Millimeter Submillimeter Array) qu'une équipe internationale menée par Cécile Favre (INAF-Osservatorio Astrofisico di Arcetri à Florence) a réussi à identifier la présence de la précieuse petite molécule dans le disque de poussières qui entoure l'étoile TW Hydrae.
On le sait, la composition chimique des disques protoplanétaires dans lesquels prennent naissance les planètes, comètes et autres astéroïdes, va influencer la composition de ces dernières, à la fois en ce qui concerne leur croûte rocheuse mais aussi leurs éventuels atmosphère ou océans de manière directe, ou indirecte par apports postérieurs à leur formation proprement dite.
Le groupe carboxylique -COOH contenu dans l'acide formique est un élément essentiel dans de nombreux acides aminés et acides carboxyliques utilisés par les systèmes vivant sur Terre. L'acide formique est notamment impliqué directement dans la formation de la thymine, l'acide aminé le plus simple qui est la base de nombreuses protéines. C'est aussi un composé que l'on trouve en abondance chez la fourmi, et qui lui a donné son nom...
Le disque protoplanétaire de TW Hydrae ressemble à ce que devait être notre système solaire il y a 4,5 milliards d'années. TW Hydrae est âgée de quelques millions d'années seulement, c'est une étoile de type T Tauri de 0,7 masse solaire qui est entourée par un disque riche en gaz dans lequel on s'en souvient, ALMA avait imagé en 2016 des anneaux ou lacunes, laissant penser que des planètes y sont aujourd'hui en cours de formation. On sait par ailleurs que la masse du disque de gaz et de poussières est supérieure à 0,006 masse solaire. D'autres observations de la molécule CO sur ce même disque protoplanétaire avaient par ailleurs montré qu'une fraction importante du réservoir de carbone n'existait pas sous la forme de gaz, et qu'il pourrait donc être présent sous la forme d'espèces chimiques organiques, plus ou moins complexes et donc difficiles à détecter.
Il était donc très intéressant de savoir quels types de molécules sont déjà présentes dans ce type de disque de poussières et de gaz à cette époque de l'évolution du système. Favre et ses collègues ont détecté une émission d'ondes millimétriques (2,3 mm de longueur d'onde, soit une fréquence de 129 GHz) qui correspond à une transition électronique particulière qui n'existe que dans la molécule de HCOOH. Les astronomes ont calculé la quantité d'acide formique et trouvent une densité équivalente à celle du méthanol (CH3OH) qui avait déjà été détecté dans ce disque protoplanétaire en 2016.
Le fait de trouver pour la première fois dans un disque protoplanétaire une molécule organique qui possède deux atomes d'oxygène montre que la chimie organique et très active dans ce type d'environnement.
Mais la formation de l'acide formique, selon Cécile Favre et ses collègues, est bien plus complexe que celle d'autres composés organiques qui sont trouvés dans des disques protoplanétaires, comme le méthanol ou le formaldéhyde. Le méthanol par exemple est le résultat de l'hydrogénation du monoxyde de carbone à la surface de grains de glace, une réaction facilitée à très basse température (20K). L'acide formique, quant à lui, ne peut pas être produit par un processus d'hydrogénation simple, il doit forcément impliquer des espèces déjà polyatomiques, que ce soit à la surface de gains solides ou bien en phase gazeuse.
Cette étude montre ainsi qu'au moins quelques briques de la chimie pré-biotique sont déjà présentes dans un disque protoplanétaire similaire à la Nébuleuse Solaire qui a donné naissance à notre système planétaire. Les chercheurs montrent en revanche aussi que l'observation de molécules organiques plus complexes reste un gros challenge, même avec un outil comme ALMA qui offre une sensibilité jamais vue.
Source
First Detection of the Simplest Organic Acid in a Protoplanetary Disk
Favre et al.
The Astrophysical Journal Letters, 862:L2 (20 July 2018)
La livraison de données astrométriques de Gaia, parmi des centaines de millions d'étoiles, a fourni les distances de près de 14000 naines blanches résidant dans un rayon de 100 parsecs (326 a.l) autour de nous. L'étude statistique de cette population, inédite par son ampleur, montre l'existence d'un groupe important de naines blanches plutôt massives, très probablement issues de fusions entre naines blanches...
Mukremin Kilic (Université de l'Oklahoma) et ses collaborateurs britanniques et Canadiens ont étudié les caractéristiques de cette grosse population de naines blanches identifiées par Gaia, en termes de composition et de masse. En comparant les observations avec des modèles d'évolution stellaire, ils arrivent à montrer que 15% d'entre elles ont une masse trop grande par rapport à ce qui est classiquement attendu.
Pour estimer les paramètres intrinsèques des étoiles, il est indispensable de connaitre au mieux leur distance, et c'est ce que les données de Gaia permettent aujourd'hui sur un nombre phénoménal d'étoiles de notre galaxie.
Les chercheurs observent ainsi une "bifurcation" lorsqu'ils tracent le diagramme de la couleur en fonction de la magnitude pour l'échantillon de 13928 naines blanches mesurées par Gaia. Une telle bifurcation avait déjà été entraperçue il y a quelques années dans le grand relevé du Sloan Digital Sky Survey, mais sur une population de naines blanches beaucoup plus restreinte. L'anomalie observée dans le SDSS avait été expliquée par une différence de composition des naines blanches, avec une population possédant une atmosphère d'hélium. Mais ce que montrent Kilic et ses collègues dans l'article qu'ils publient dans les Monthly Notices of the Royal Astronomical Society Letters, c'est que cette nouvelle différence observée dans le relevé de Gaia ne dépend pas uniquement de la composition des naines blanches mais aussi de leur masse.
D'après les astrophysiciens, une population d'étoiles âgées de 10 milliards d'années aura convertit 77% de ces étoiles de la séquence principale en naines blanches. En considérant que le taux d'étoiles binaires et de 50%, un échantillon de 100 systèmes produira en moyenne 38,5 naines blanches, dont 7,5 naines blanches seules issues de fusions et 9,5 naines blanches doubles. La fraction de naines blanches seules formées à partir de fusions dans des systèmes binaires sera quant à elle de 14%. Ces proportions ont d'ailleurs pu être retrouvées par l'équipe de Kilic en simulant l'évolution d'une grande quantité d'étoiles binaires.
Et les naines blanches produites par des fusions sont prédites pour avoir une masse de 0,74 ± 0.19 masses solaires. Il se trouve que dans la population de naines blanches identifiées par Gaia, la distribution des masse montre deux bosses très nettes : une première centrée sur 0,6 masse solaire, et une seconde centrée sur 0,8 masses solaires.
Pour Mukremin Kilic et ses collaborateurs, la conclusion est évidente : une fraction significative des naines blanches qui sont situées dans un rayon de 100 pc autour de nous sont massives, révélées par leur différente magnitude absolue (liée à leur masse) en fonction de leur couleur. Les simulations indiquent clairement que cette population de naines blanches plus massives que la normale ne peut provenir que de phénomènes de fusions : soit de fusions d'étoiles avant que la résultante ne devienne une naine blanche, soit de fusions de naines blanches déjà produites et qui formaient des couples binaires, tout en restant en dessous de la limite de Chandrasekhar (1,4 masse solaire) au-delà de laquelle elles ne peuvent qu'exploser en supernova...
Source
Gaia reveals evidence for merged white dwarfs
Mukremin Kilic, N C Hambly, P Bergeron , C Genest-Beaulieu, N Rowell
Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters, Volume 479 (1 September 2018)
