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LE 3.05.2020: Actualité de l'astronomie / Les dessous de la découverte des 19 nouveaux astéroïdes interstellaires.
- Par dimitri1977
- Le 03/05/2020
- Dans Actualité de la météo,de l'astronomie et de la sciences à la une du jour
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Les dessous de la découverte des 19 nouveaux astéroïdes interstellaires
Rémy Decourt
Journaliste
La découverte de la première population d'astéroïdes interstellaires ne s'est pas faite sur la base d'observations mais avec d'étonnantes simulations numériques nécessitant des millions de clones d'orbites et des dizaines de journées de calcul. Fathi Namouni, astronome et chercheur du CNRS au Laboratoire Lagrange de l'Observatoire de la Côte d'Azur nous explique comment, avec sa collègue Helena Morais, ils ont mis au point ces simulations très précises des orbites de ces astéroïdes permettant de « remonter le temps » et de retrouver leurs positions passées, au-delà de notre Système solaire.
L'étonnante découverte de 19 astéroïdes interstellaires a été rendue possible grâce à des simulations qu'ont pu réaliser Fathi Namouni, chercheur du CNRS au laboratoire Lagrange à l'observatoire de la Côte d'Azur (France) et sa consœur, le Dr Maria Helena Morais, de l'Universidade Estadual Paulista (Brésil).
Ces simulations ont été réalisées au Mésocentre de calcul intensif Sigamm (Simulations intensives en géophysique, astronomie, mécanique et mathématiques) de l'Observatoire de la Côte d'Azur. Elles ont consisté à reproduire le Système solaire et simuler l'orbite de ces objets jusqu'à l'époque où la formation des planètes s'est terminée, il y a plus ou moins 4,5 milliards d'années.
En complément des observatoires spatiaux et terrestres, les simulations numériques sont donc une autre façon de faire de l'astronomie. Cette technique moderne, qui s'appuie sur le big data et le calcul intensif, est devenue, comme dans d'autres domaines, un métier à part entière de la recherche en astronomie.
Si les simulations numériques sont essentiellement utilisées pour tester des théories, Fathi Namouni et Maria Helena Morais nous montrent qu'elles peuvent être utilisées pour reproduire des scènes passées, vieilles de plusieurs milliards d'années. Scènes qu'aucun observatoire spatial ou terrestre pourrait imager, quelles que soient les longueurs d'ondes.
La machine SIGAMM, du Mésocentre de calcul intensif de l'Observatoire de la Côte d’Azur sur laquelle les simulations ont été réalisées. © Observatoire de la Côte d’Azur
VOIR AUSSIDécouverte d'au moins 19 astéroïdes d'origine extrasolaire !
Laissons la parole à Fathi Namouni
Futura : Comment simule-t-on l'histoire de 19 astéroïdes ?
Fathi Namouni : Pour chaque astéroïde, nous répliquons son orbite en 1 million de clones pour couvrir avec une grande précision l'erreur observationnelle de son orbite. Ensuite, nous simulons le mouvement de chacun des clones en remontant le temps à 4,5 milliards d'années dans le passé, l'époque où le disque qui avait donné naissance à tous les astéroïdes nés autour du soleil était compact. Compact veut dire qu'il était quasiment plat et ne s'étendait pas au-delà de l'orbite actuelle de Neptune (situé à 40 fois la distance Terre-Soleil).
Quelles données obtenez-vous ?
Fathi Namouni : Nous obtenons de l'essaim de clones, pour un astéroïde donné, une distribution statistique (ou de probabilité) qui représente les attributs de l'orbite originelle. La dispersion statistique des clones est due au phénomène du chaos. Nous utilisons la distribution statistique pour connaître les propriétés orbitales originelles de l'astéroïde en question 4,5 milliards d'années dans le passé.
Quelle puissance de calcul a été nécessaire ?
Fathi Namouni : Nous avons utilisé la machine Sigamm hébergée à l'Observatoire de la Côte d'Azur. Sa capacité de calcul est de 52 Tera-Flops (52 x 10^12 Opérations FLottantes par Seconde).
Combien de temps ont duré ces simulations ?
Fathi Namouni : Pour chaque astéroïde, le calcul aurait pris deux semaines si j'avais eu la machine pour moi tout seul. Dans la pratique, comme la machine est partagée avec d'autres utilisateurs, un mois par astéroïde a été nécessaire, soit 20 mois pour toute l'étude.
Comment s'assurer que les résultats ne sont pas faussés, voire qu'ils ne comportent pas d'erreurs de calcul ?
Fathi Namouni : Les résultats sont robustes, car notre simulation n'est pas un modèle de formation à paramètres dont l'issue dépend de la valeur de ces paramètres comme par exemple les modèles où l'on part d'un disque de planétésimaux, et on essaie de voir comment obtenir la configuration actuelle du système solaire. Nous simulons précisément le mouvement de chaque clone. Le seul paramètre qui entre dans cette étude est la taille de l'échantillon de clones pour chaque object (1 million). Si je pouvais mettre 1 milliard de clones, les courbes des distributions de probabilité seront bien plus lisses mais ne changeront pas. Au contraire, si j'avais mis 100.000 clones par objet, les courbes auraient été plus « pixélisées ». Les courbes ne changent pas car il n'y a aucun paramètre dans la simulation du mouvement d'un clone.
Cette simulation numérique a-t-elle permis d'autres découvertes ?
Fathi Namouni : Oui. Elle a mis en évidence des faits auxquels nous ne nous attendions pas. Par exemple, une des surprises a été que 8 des 17 Centaures ont des temps médians de vie très similaires (regroupés autour de 2,4 millions d'années avec une dispersion de 0,2 million d'années). Ce genre de regroupement n'a jamais été mis en évidence et pourrait indiquer que ces corps ont été capturés dans un même et unique évènement. On ne peut pas actuellement prouver que cet évènement a eu lieu car la résolution d'1 million de clones par objet n'est pas suffisante pour ce type de diagnostic.
La nébuleuse du homard qui contient une pouponnière stellaire similaire à celle où s’est formé le Système solaire il y a 4,5 milliards d’années dans le passé et où les étoiles peuvent capturer les astéroïdes les unes des autres. © Observatoire de la Côte d’Azur
Le système planétaire d'origine de ces astéroïdes a-t-il été localisé ?
Fathi Namouni : Non. Nous arrêtons la simulation à 4,5 milliards d'années dans le passé. Pour avoir une idée de l'origine de ces objets, il faudrait simuler leur processus de capture dans l'amas stellaire où est né le Soleil.
Quelle est l'étape suivante ?
Fathi Namouni : Dans l'immédiat, c'est monter en puissance de calcul (Peta-Flops) et augmenter le nombre de clones à 100 millions afin de lisser les probabilités de distribution et découvrir les évènements où les captures simultanées ont lieu. Comme cela, on pourra associer les centaures à des groupes de capture commune. Cela nous aidera à comprendre leur origine.
Un de ces 19 objets vous paraît-il intéressant pour envisager d'envoyer une sonde autour, voire un atterrisseur ?
Fathi Namouni : On ne connait pas vraiment les masses précises ; du coup, on ne peut pas faire de choix. Quand ces objets seront mieux observés, nous pourrons définir la cible optimale non seulement par rapport à la taille mais aussi par rapport à sa vitesse relative par rapport à la Terre afin de pouvoir non seulement s'en approcher mais peut-être s'y poser.
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LE 2.05.2020: Actualité de l'astronomie / Précession des équinoxes : d’où vient ce phénomène ?
- Par dimitri1977
- Le 02/05/2020
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Précession des équinoxes : d’où vient ce phénomène ?
la rédaction de Futura
La précession des équinoxes est l'un des nombreux mouvements que la Terre réalise, démontrant ainsi que notre planète et le système solaire sont en mouvement constant. Ce phénomène correspond au lent changement de direction de l'axe de rotation de la Terre. Pourquoi se produit-il ?
L'équinoxe est le moment exact de l'année où le Soleil traverse le plan équatorial de la Terre, c'est-à-dire est perpendiculaire à l'axe terrestre. Le jour et la nuit ont alors exactement la même durée. Une année connaît deux équinoxes par an : la première entre le 20 et le 22 mars, la seconde entre le 21 et le 23 septembre. C'est à cette période de l'année que se produisent les grandes marées.
Utilisons l'exemple de la toupie pour comprendre ce phénomène. Lorsqu'on lance une toupie, son axe de rotation se déséquilibre sous l'action de la pesanteur. Au lieu de tourner autour de son axe vertical, elle tourne avec un axe incliné, et décrit alors un cône sur le sol. C'est ce qu'il se produit lors de la précession des équinoxes. L'axe d'inclinaison de la Terre est de 23,5 degrés, une valeur plutôt faible, expliquant le fait que ce phénomène soit très lent. Il se déroule en 25 670 ans environ. En une année, son mouvement est de moins d'un degré, ce qui le rend presque imperceptible.
Les forces des marées sont à l’origine du décalage de l’axe de rotation de la Terre © User Herbye (German Wikipedia). Designed by Dr. H. Sulzer
On attribue la découverte de ce phénomène à l'astronome grec Hipparque en -130 av. J.-C., bien que d'autres peuples comme les Aztèques ou les Égyptiens aient laissé des traces de travaux à ce sujet. C'est d'ailleurs Hipparque qui a créé le terme de « précession », initialement utilisé pour parler d'un décalage vers l'avant. Ce terme est aussi utilisé pour des objets comme les satellites, les gyroscopes, ou encore le pendule de Foucault. Hipparque serait parvenu à cette découverte en remarquant un décalage de position des astres dans le ciel.
Pourquoi les marées sont-elles à l’origine de ce phénomène ? Quelles en sont les conséquences ?
La Lune exerce une force d'attraction sur l'eau des océans et provoque les marées. Le jour de l'équinoxe, le Soleil est parfaitement perpendiculaire à l'Équateur et vient ajouter sa force à celle de la Lune. Leurs forces d'attraction s'additionnent et entraînent des marées plus fortes. Ces forces de marées tentent d'amener l'excès de masse présent au niveau de l'Équateur vers le plan orbital terrestre. Ainsi, elles engendrent un déplacement de l'axe de rotation de la Terre, c'est ce qu'on appelle la précession des équinoxes.
Ce phénomène de rotation de l'axe terrestre est à l'origine d'un changement de position des étoiles, qui ne seraient plus fixes dans la sphère céleste comme l'attestaient les précédentes recherches. Du point de vue des saisons, les changements sont pratiquement nuls, mais du point de vue astronomique, ils impactent les travaux des experts. En effet, de nos jours, les équinoxes se produisent lorsque le Soleil est positionné au-dessus de la constellation des Poissons. En revanche, dans l'Antiquité, il aurait été positionné sur la constellation du Bélier.
La précession des équinoxes engendre également une modification du temps de rotation de la Terre sur elle-même. Ainsi, la durée des saisons est 20 minutes plus courte que la durée nécessaire à la Terre pour occuper la même position. Tous les 2000 ans, cela représente un décalage de 1 mois. C'est ce décalage qui est à l'origine des années bissextiles. En effet, si l'on ajoute un jour au calendrier tous les 4 ans, c'est pour rattraper ce décalage de rotation de la Terre. Sans celui-ci, nos saisons actuelles avanceraient chaque année dans le temps.
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LE 2.05.2020: Actualité de l'astronomie / Le système LB-1 ne comprendrait finalement aucun trou noir.
- Par dimitri1977
- Le 02/05/2020
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Le système LB-1 ne comprendrait finalement aucun trou noir
Journaliste scientifique
Initialement suspecté de comprendre un trou noir stellaire étonnamment massif, le système binaire LB-1 continue de révéler ses secrets. Plusieurs études avaient déjà revu à la baisse la masse de ce compagnon invisible et remis en question sa nature même de trou noir. Une nouvelle étude confirme maintenant qu'il ne s'agirait effectivement pas d'un trou noir. LB-1 serait en fait constitué de deux étoiles non dégénérées formant un système binaire inhabituel.
LB-1, aussi connu comme LS V+22 25, constituait jusqu'à présent un système binaire spectroscopique à raies simples : sur les deux corps constituant le système, un seul était visible, la présence du second étant déduite des variations de vitesse radiale du premier. Le corps visible semble être une étoile dépouillée de ses couches supérieures, riche en hélium, d'environ une fois et demi la masse du Soleil, contrairement à ce qu'annonçaient les premières estimations qui en faisaient une étoile B (bleu-blanc) d'environ 8 masses solaires. La nature de la deuxième composante demeurait, par contre, incertaine jusqu'à présent.
Épisodes précédents : d'un trou noir massif à un objet indéterminé
Les premières mesures semblaient indiquer que le compagnon invisible serait un trou noir stellaire particulièrement massif, environ 68 fois plus que le Soleil, ce qui constituerait un défi pour les modèles de formation de ces objets (lire l'article ci-dessous). Cependant, cette masse étonnamment importante fut rapidement remise en cause par plusieurs études, la réduisant à entre 2 et 20 masses solaires selon les études en question. Cette réévaluation laissait alors même ouverte la possibilité que le supposé trou noir soit en réalité une étoile à neutrons ou même une étoile de la séquence principale (lire l'article ci-dessous).
Nouvel épisode : deux étoiles non dégénérées et zéro trou noir
Tomer Shenar et ses collègues, de l'Institut d'astronomie de la KU Leuven, en Belgique, ont obtenu 26 nouvelles observations spectroscopiques, couvrant l'orbite du système, avec les spectrographes Hermes (High-Efficiency and high-Resolution Mercator Echelle Spectrograph) et Feros. En « démêlant » les spectres de LB-1, les chercheurs ont pu séparer les deux composantes du système. On a donc affaire à un système binaire spectroscopique à raies doubles. Ils ont alors pu déterminer que LB-1 contient deux étoiles non dégénérées.
L'objet secondaire (le compagnon jusqu'alors « caché ») est une étoile bleu-blanc de la séquence principale, à rotation rapide et avec un disque de décrétion, ce qui en fait une étoile Be, de type spectral complet B3Ve.
Les auteurs confirment par ailleurs que les propriétés de l'objet primaire (la seule étoile qui était visible jusqu'alors) correspondent à celles prédites pour les étoiles dépouillées : riche en hélium et en azote et présentant une émission importante de la raie de Balmer (raie spectrale de l'hydrogène), probablement due à son vent.
En estimant la masse de l'étoile secondaire à 7 ± 2 masses solaires, les chercheurs ont pu évaluer la masse de l'étoile primaire dépouillée à 1,5 ± 0,4 masse solaire. L'inclinaison orbitale, mesurée comme valant 39 ± 4 degrés, implique une rotation quasi critique pour l'étoile secondaire (vitesse de rotation de 470 kilomètres par seconde à l'équateur).
CE QU'IL FAUT RETENIR
- Les quelques trous noirs détectés dans la Voie lactée, à l'exception du trou noir supermassif central, sont supposés se former par l'effondrement d'une étoile lors de son explosion en supernova SN II.
- Les masses observées et prédites théoriquement avec les scénarios standards de l'évolution stellaire étaient compatibles et comprises entre 5 et 15 masses solaires.
- Cependant, un trou noir détecté dans un système binaire avec une étoile bleue posséderait environ 70 masses solaires, ce qui est pour le moment incompréhensible et nécessite de revoir nos idées sur la formation des trous noirs stellaires.
- Mais, en réalité, ce trou n'existe peut-être pas, car l'estimation de la masse de l'astre appelé LB-1 résulterait d'une erreur de l'estimation sur la masse de l'étoile LS V+22 25.
- Les dernières observations semblent indiquer que LB-1 ne contient aucun objet compact, mais est un système binaire rare constitué d'une étoile donneuse dépouillée et d'une étoile Be accrétante tournant à une vitesse proche de sa vitesse critique.
POUR EN SAVOIR PLUS
Le trou noir de 68 masses solaires qui défie l'astrophysique existe-t-il vraiment ?
Article de Laurent Sacco publié le 16/01/2020
Les trous noirs stellaires connus jusqu'ici dans la Voie lactée ne dépassaient pas la quinzaine de masses solaires, en accord avec les théories expliquant leur formation par effondrement gravitationnel d'une étoile lorsqu'elle devient une supernova. Les astrophysiciens ont donc été stupéfaits l'année dernière par la découverte d'un trou noir qui ne devrait pas exister car contenant environ 68 masses solaires. Mais cette estimation est remise en question aujourd'hui.
L'année dernière, l'annonce de l'estimation de la masse du trou noir LB-1 a surpris les astrophysiciens. Il fait partie d'un système binaire dont l'autre composante est une géante bleue de 8 masses solaires, une étoile de type B (plus précisément une étoile Be) cataloguée sous la dénomination de LS V+22 25 et qui se trouve à environ 15.000 années-lumière du Système solaire.
Cette masse, mais surtout la présence d'un autre astre associé à l'étoile bien visible, était déduite des mouvements de cette étoile provoquant une alternance de décalage vers le bleu puis vers le rouge par effet Doppler du spectre de l'étoile, décalage d'autant plus prononcé que ces mouvements sont rapides. C'est donc la même méthode, dite des vitesses radiales, que l'on utilise pour découvrir des exoplanètes et estimer leurs masses. Là aussi, plus l'exoplanète est massive pour une même distance à une étoile hôte d'une même masse donnée, plus elle va provoquer un mouvement de va-et-vient de son étoile du fait de l'attraction gravitationnelle mutuelle de ces astres (les planètes du Système solaire font aussi osciller le Soleil, ce qui permettrait à des E.T. de découvrir leur existence).
Dans le cas de LS V+22 25, la théorie de la structure stellaire nous permet d'estimer sa masse en tant qu'étoile de type B, en partie parce que cette masse est liée à sa température. On peut donc ensuite en tirer la masse de l'astre LB-1 qui, lui, ne semble pas rayonner, ce qui d'ailleurs conduit à adopter l'hypothèse qu'il est un trou noir. La masse obtenue était d'environ 68 masses solaires, aux incertitudes près des mesures. Or, une telle masse est bien trop élevée dans le cadre de ce que l'on sait en astrophysique.
L'Univers selon Stephen Hawking, par Jean-Pierre Luminet, des trous noirs à la cosmologie. Conférence donnée le 9 octobre 2019 au Conservatoire national des Arts et Métiers pour la Société astronomique de France. © Jean-Pierre Luminet
LS V+22 25, une fausse étoile de type B ?
LB-1 est un trou noir stellaire, ce qui veut dire que c'est le résidu d'une étoile qui a explosé en supernova en s'effondrant gravitationnellement. Les étoiles ont une masse qui ne peut guère dépasser les 100 masses solaires et la quantité de matière éjectée par le souffle de l'explosion d'une supernova est ordinairement très importante, de sorte que la masse de l'astre compact qui peut être laissé par cette explosion est difficilement et probablement très peu élevée. D'ailleurs, les masses des trous noirs stellaires précédemment découverts dans la Voie lactée sont toutes entre 5 et 15 masses solaires, comme Futura l'expliquait dans le précédent article au sujet de la découverte de LB-1 (voir ci-dessous).
Qu'en déduire ? Que l'on s'est probablement trompé quelque part dans l'estimation de la masse de LB-1 comme le soutient, dans un article en accès libre sur arXiv mais publié dans Astronomy and Astrophysics, une équipe d'astrophysiciens des universités de Erlangen-Nürnberg et Potsdam en Allemagne.
Les chercheurs ont fait des analyses plus poussées des abondances des éléments chimiques dans l'atmosphère de l'étoile LS V+22 25 et ils ont découvert des anomalies en ce qui concerne les quantités présentes d'oxygène, d'azote, de carbone et surtout d'hélium. Ces anomalies suggèrent que cette étoile n'est en fait pas de type B sur la fameuse séquence principale.
Par contre, les mesures s'accordent bien avec un scénario dans lequel les couches supérieures constituées d'hydrogène de l'étoile auraient été arrachées par les forces de marée de l'astre, formant l'autre partie de l'étoile binaire, pour faire apparaître des couches constituées d'hélium produites par l'évolution de la nucléosynthèse stellaire. Sous cette hypothèse, la masse de LS V+22 25 est nettement plus faible, environ 1,1 masse solaire, ce qui veut dire que pour rendre compte de l'amplitude de ses mouvements oscillants, la masse de LB-1 doit être plus basse elle aussi.
Quelle estimation obtient-on alors ? De 2 à 3 masses solaires, ce qui est tout à fait acceptable et laisse même penser, compte tenu là aussi des incertitudes, que LB-1 pourrait même être... une étoile à neutrons !
Un trou noir de 68 masses solaires défie l'astrophysique
Article de Laurent Sacco publié le 30/11/2019
Les trous noirs stellaires connus jusqu'ici dans la Voie lactée ne dépassaient pas la quinzaine de masses solaires, en accord avec les théories expliquant leur formation par effondrement gravitationnel d'une étoile lorsqu'elle devient une supernova. Les astrophysiciens sont donc stupéfaits par la découverte d'un trou noir qui ne devrait pas exister puisqu'il contient environ 70 masses solaires.
Il y a 60 ans, la majorité des astrophysiciens et des physiciens relativistes ne prenaient pas au sérieux l'existence des étoiles effondrées gravitationnellement, issues des calculs de Robert Oppenheimer et ses collaborateurs à la fin des années 1930. Même John Wheeler, qui pourtant allait introduire à leur sujet le terme de « trou noir » et mener dans la décennie qui allait suivre les recherches sur ces astres compacts aux États-Unis, avait initialement des doutes. Mais tout comme son collègue russe Yakov Zeldovitch, des simulations sur ordinateurs conduites de part et d'autre de l'Atlantique allaient les faire changer d'avis.
Aujourd'hui, on a de bonnes raisons de penser qu'il existe au moins 100 millions de trous noirs stellaires dans la Voie lactée, donc issus de l'effondrement gravitationnel d'étoiles de plus de 8 masses solaires en fin de vie. En tout cas, c'est ce que nous dit la théorie de l'évolution stellaire et le fait qu'avec les progrès de l'astronomie X, depuis environ 50 ans, on a bel et bien détecté dans notre Galaxie des candidats au titre de trou noir stellaire. Il s'agit à chaque fois de la détection des émissions dans le domaine des rayons X d'un disque d'accrétion chaud entourant un astre compact dans un système binaire et alimenté en gaz par une étoile. Le premier trou noir de ce genre à être détecté est célèbre sous le nom de Cygnus X1.
On peut estimer la masse des trous noirs stellaires dans la Voie lactée, elle est ordinairement d'une dizaine de masses solaires (entre 5 et 15 pour être un peu plus précis), ce qui coïncide avec les estimations provenant des calculs décrivant la formation de ces trous noirs à partir d'une supernova. On comprend donc la surprise des astronomes qui viennent de publier un article dans le journal Nature faisant état de la découverte dans notre Galaxie d'un trou noir stellaire d'une masse estimée aux incertitudes près (+11/-13) à 68 masses solaires.
La physique des trous noirs, par Jean-Pierre Luminet. Conférence donnée au Collège de France en novembre 2015. © Jean-Pierre Luminet
Un trou noir détecté avec la méthode des vitesses radiales
LB-1, c'est son nom, fait partie d'un système binaire dont l'autre composante est une géante bleue de 8 masses solaires et qui se trouve à environ 15.000 années-lumière du Système solaire comme l'expliquent, dans un article sur arXiv, les membres de l'équipe internationale qui a fait sa découverte. C'est le fruit d'une campagne d'observations effectuant des mesures spectroscopiques dans le but de faire l'équivalent des détections d'exoplanètes par la méthode des vitesses radiales.
Ces observations ont été obtenues initialement avec le Large Sky Area Multi-Object Fibre Spectroscopic Telescope (c'est-à-dire Télescope spectroscopique multi-objets à fibres optiques grand champ) ou télescope Guo Shoujing, en abrégé Lamost, un télescope optique chinois de quatre mètres de diamètre. Deux autres grands télescopes sont ensuite entrés dans la danse pour préciser les données obtenues par les astronomes chinois, à savoir le Gran Telescopio Canarias del Roque de los Muchachos Observatory (La Palma), le fameux Grantecan, et aussi ceux avec des miroirs de 10 mètres de diamètre de l'observatoire W. M. Keck sur le mont Mauna Kea de l'île d'Hawaï.
La période orbitale de LB-1 est d'environ 79 jours et bien que l'on ne voit pas directement dans le visible le trou noir, il signale tout de même sa présence par les oscillations de son étoile compagne, ce qui provoque des décalages spectraux par effet Doppler, comme dans le cas d'une exoplanète, par exemple une Jupiter chaude, autour de son étoile hôte. En fait, cette méthode de détection d'un trou noir (avec les mouvements d'une étoile, pas par effet Doppler) conçu comme un astre invisible avait déjà été envisagée il y a plus d
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LE 2.05.2020: Actualité de l'astronomie / Comment les grosses galaxies deviennent encore plus grosses.
- Par dimitri1977
- Le 02/05/2020
- Dans Actualité de la météo,de l'astronomie et de la sciences à la une du jour
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Comment les grosses galaxies deviennent encore plus grosses
la rédaction de Futura
Le peintre Pieter Brueghel (1525-1569), connu pour son dessin « Les grands poissons mangent les petits », avait relevé, à juste titre, un phénomène constitutif de la nature et donc par extension de l'Univers : la prédation. Une modélisation vient de confirmer que les grandes galaxies grossissent en fusionnant avec les plus petites, au fil de leur évolution.
Une nouvelle recherche révèle que les galaxies grossissent en mangeant leurs « petites voisines ». Le processus permettant aux galaxies massives d'atteindre leur taille est encore mal compris, notamment parce qu'il faut des milliards d'années pour atteindre la taille de certaines d'entre elles. Une combinaison d'observation et de modélisation de chercheurs, dirigée par le Dr Anshu Gupta de l'ARC (Astronomy Research center) a fourni un indice essentiel permettant de mieux appréhender le phénomène. Dans un article publié dans « Astrophysical Journal », les scientifiques ont combiné les données d'un projet australien appelé « MOSEL » (Multi-Object Spectroscopic Emission Line) avec un programme de modélisation cosmologique exécuté sur certains des plus grands supercalculateurs du monde afin d'apercevoir les forces en action qui contribuent à la création de ces antiques monstres galactiques.
« La modélisation a montré que les jeunes galaxies ont eu moins de temps pour fusionner avec d'autres », a déclaré le Dr Gupta. Ici, des galaxies spirales en collision. © Debra Meloy Elmegreen (Vassar College) et al. et l'équipe Hubble Heritage (AURA, STScI, Nasa)
Les grandes galaxies mangent les plus petites
En analysant la façon dont les gaz se déplacent dans les galaxies, a déclaré le Dr Gupta, il est possible de découvrir la proportion d'étoiles fabriquées à l'intérieur, et la proportion d'étoiles « cannibalisées », provenant donc des petites galaxies phagocytées par les plus grosses. « Nous avons constaté que dans les galaxies massives éloignées (environ 10 milliards d'années-lumière de nous), les éléments bougent dans de nombreuses directions différentes, cela démontre que de nombreuses étoiles en leur sein ont été acquises de l'extérieur. En d'autres termes, les grandes galaxies mangent les plus petites. »
Ceci dit, parce que la lumière prend du temps à voyager à travers l'Univers, les galaxies plus éloignées sont vues avec un décalage temporel, laissant entrevoir le début de leur existence. L'équipe du Dr Gupta a remarqué que l'observation et la modélisation de ces galaxies lointaines ne révèlent que très peu de variations dans leurs mouvements internes.
« Nous avons dû comprendre pourquoi les grandes galaxies plus anciennes mais plus proches étaient tellement plus désordonnées que les plus jeunes et plus éloignées », a déclaré le Dr Kim-Vy Tran, basé à l'UNSW (University of New South Wales) de Sydney. « L'explication la plus probable est que pendant les milliards d'années qui se sont écoulées, les galaxies survivantes ont grossi en incorporant des galaxies plus petites. La modélisation a montré que les jeunes galaxies ont eu moins de temps pour fusionner avec d'autres », a déclaré le Dr Gupta.
L'équipe de recherche - comprenant des scientifiques d'autres universités australiennes ainsi que des institutions aux États-Unis, au Canada, au Mexique, en Belgique et aux Pays-Bas - a effectué sa modélisation sur un ensemble de simulations spécialement conçu appelé « IllustrisTNG ». Il s'agit donc d'un projet international pluriannuel visant à construire une série de grands modèles cosmologiques de la formation des galaxies. Le programme est si important qu'il doit fonctionner simultanément avec plusieurs supercalculateurs les plus puissants du monde.
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Astronomie en générale / Charles Messier et son catalogue d'objets du ciel profond
- Par dimitri1977
- Le 01/05/2020
- Dans Astronomie en générale
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Astronomie : Charles Messier et son catalogue d'objets du ciel profond
Marie Lebert - 20.02.2015
Charles Messier était un éminent chasseur de comètes, connu pour le catalogue d'objets du ciel profond qui porte son nom, avec une première édition en 1774 puis une réédition majeure en 1781. Catalogue de référence pendant des décennies avec ses 110 objets répertoriés, il fait toujours un carton chez les astronomes amateurs en 2015. D'autres catalogues verront ensuite le jour, avec des objets répertoriés qui se comptent non plus par centaines mais par milliers. Le catalogue Messier reste toutefois mythique, à commencer par sa première page consacrée à la nébuleuse du Crabe.
La nébuleuse du Crabe (NASA, ESA, J. Hester and A. Loll, Arizona State University), Domaine publicQuels sont les objets du ciel profond ? En astronomie, ce sont les objets du ciel nocturne autres que ceux du système solaire (planètes, comètes et astéroïdes), les étoiles simples et les étoiles multiples. La plupart de ces objets ne sont pas visibles à l'œil nu, mais on peut voir les plus brillants avec de bonnes jumelles ou un petit télescope.
Mais encore ? Ces objets du ciel profond ont des noms bien poétiques. Ce sont les amas stellaires (amas ouverts ou amas globulaires), les nébuleuses (nébuleuses diffuses, nébuleuses planétaires, nébuleuses obscures), les galaxies, les amas de galaxies et les quasars. Les nébuleuses diffuses peuvent être des nébuleuses en émission ou des nébuleuses par réflexion.
Pourquoi ce catalogue ? L'idée de Charles Messier (1730-1817), astronome de profession, était de créer un catalogue d'objets du ciel profond afin d'aider les chercheurs de comètes à ne pas confondre celles-ci avec divers objets diffus dont la nature était alors inconnue – par exemple les galaxies, les nébuleuses ou les amas d'étoiles –, mais dont le point commun était d'être fixes par rapport aux étoiles.
Charles Messier avait lui-même été victime d'une telle méprise en assimilant par erreur la nébuleuse du Crabe à la comète de Halley, dont on attendait le retour dans cette région du ciel. La nébuleuse du Crabe devient donc le premier objet du catalogue Messier (M1), qui en répertoriera 110, dont la galaxie d'Andromède (M31), voisine de notre galaxie, et bien d'autres. (Charles Messier apercevra aussi la vraie comète de Halley, mais lors d'une autre observation le 21 janvier 1759. Cette comète passe régulièrement au-dessus de notre planète. Son dernier passage était en 1986 et son prochain passage serait en 2061.)
Qu'est-ce exactement que la nébuleuse du Crabe ? D'après Wikipédia, il s'agit d'un rémanent de supernova résultant de l'explosion d'une étoile massive en supernova historique. Un astronome chinois l'aperçoit entre juillet 1054 et avril 1056 pendant la dynastie Song. En Europe, la nébuleuse est d'abord observée par John Bevis en 1731 avant d'être observée par Charles Messier en 1758. (Il importe de ne pas confondre cette nébuleuse avec la nébuleuse australe du Crabe, découverte beaucoup plus tard et qui ressemble davantage au crustacé éponyme.) La nébuleuse du Crabe originelle contient en son centre un pulsar – responsable de l'éclairement central de la nébuleuse — appelé logiquement le pulsar du Crabe et qui tourne sur lui-même environ trente fois par seconde. Il s'agit du pulsar le plus énergétique connu, rayonnant environ 200 000 fois plus d'énergie que le soleil… ce qui laisse rêveur.
Qu'en est-il de la galaxie d'Andromède ? Cette galaxie est située à 2,55 millions d'années-lumière du soleil, dans la constellation d'Andromède. Elle est d'abord appelée grande nébuleuse d'Andromède avant que l'erreur ne soit corrigée dans les années 1920 puisqu'il s'agit d'une galaxie et non d'une nébuleuse. La galaxie d'Andromède est la galaxie spirale la plus proche de la Voie lactée. D'un diamètre approximatif de 140 000 années-lumière, elle contiendrait environ mille milliards d'étoiles. Cette galaxie est l'une des rares galaxies visibles à l'œil nu (avec une magnitude visuelle de 3,4) dans l'hémisphère nord. Elle est l'un des objets les plus étendus de la voûte céleste. Sans vouloir ressasser de vieux poncifs, nous autres êtres humains sommes tout petits devant une telle immensité.
Une référence à la peau dure
Le catalogue Messier est le premier d'une série de catalogues, le plus connu étant le New General Catalogue (NGC) publié par John Dreyer en 1888, qui passe à la vitesse supérieure puisqu'il répertorie non plus 110 objets, mais 7 840 objets du ciel profond, surtout des galaxies, alors que Charles Messier s'intéressait plutôt aux comètes. Le titre complet du catalogue de John Dreyer est le New General Catalogue of Nebulae and Clusters of Stars (en français : Nouveau catalogue général de nébuleuses et d'amas d'étoiles).
Les deux catalogues de Charles Messier et de John Dreyer sont les plus connus des astronomes amateurs, au passé comme au présent, aussi bien pour observer ces objets que pour tester leur équipement.
Le catalogue de John Dreyer est également très prisé des astronomes professionnels qui, au fil du temps, étudient tous les objets recensés de manière approfondie. Ce catalogue est plus tard remplacé par le Revised New General Catalogue (RNGC) publié par William Tifft en 1973. On aura ensuite le NGC 2000.0 de Roger Sinnott publié au tournant du millénaire, suivi du Projet NGC/IC (IC signifiant Index Catalogue) de Wolfgang Steinicke, qui est la version utilisée par de nombreux systèmes informatisés de contrôle des télescopes.
Si le catalogue Messier date maintenant un peu, même auprès des chercheurs de comètes, les numéros du catalogue, de M1 à M110 donc, sont toujours très utilisés. Lorsqu'un astronome amateur vous parle du M1, vous êtes censé immédiatement savoir qu'il s'agit de la nébuleuse du Crabe. Idem pour la M31, qui est bien sûr la galaxie d'Andromède.
Il existe aussi un marathon Messier, qui consiste à observer en une seule nuit les 110 objets du catalogue, chose seulement possible en mars ou en avril de chaque année. La bonne période est donc pour bientôt.
Merci à Wikipédia, inépuisable source d'informations, comme toujours.
Le catalogue Messier en ligne, sur Gallica.
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