L’Egypte abrite désormais le siège de l’AfSA
Découvez l’Agence Spatiale Africaine sur https://africanspaceagency.org/
Pourquoi certains astres sont-ils sphériques et d’autres non ?
En dehors de la communauté astronomique, cette question ne se posait guère avant l’ère spatiale. En effet, ce sont des vaisseaux de l’espace qui, en se rapprochant de petits corps du Système solaire, ont envoyé des images spectaculaires montrant que les petits astres ont souvent des formes étranges. Pourquoi de telles formes et pourquoi la forme en boule semble-t-elle être l’apanage des gros astres comme les planètes et la plupart de leurs satellites ?
(Crédit : ESA-P. Carril)
Avant l’ère spatiale
En 1801, Giuseppe Piazzi (1746-1826), astronome italien, découvre à l’observatoire de Palerme un nouvel astre, auquel il donne le nom de Cérès. Serait-ce la planète que l’on recherche entre Mars et Jupiter ? Deux ans plus tard, Heinrich Olbers (1758-1840), astronome allemand, découvre à son tour dans la même zone un autre objet qu’il nomme Pallas. William Herschel (1738-1822), le très grand astronome découvreur d’Uranus, déclare alors qu’il s’agit d’un nouveau type de corps célestes, pour lesquels il propose le nom d’astéroïde. Ce nom évoque le mot étoile, car ces objets sont vus comme des étoiles.
Depuis ces premières découvertes, le nombre d’astéroïdes connus a crû de façon exponentielle… il dépasse le million aujourd’hui. Leur localisation est pour la majorité d’entre eux dans la ceinture principale, entre Mars et Jupiter, mais beaucoup d’autres se trouvent soit entre Jupiter et Neptune (les centaures), soit au-delà de Neptune, soit au contraire plus proches de la Terre (les géocroiseurs).
Ces objets renvoient la lumière qu’ils reçoivent du Soleil et sont donc vus depuis le sol terrestre comme des points brillants. Connaître leurs dimensions et leur forme est depuis deux siècles une question importante à laquelle des astronomes, en pratiquant la photométrie, ont pu apporter des réponses. Mais l’interprétation d’une « courbe de lumière » n’est pas toujours facile, comme le montre l’anecdote suivante [1]. L’astronome français Charles André (1842-1912) effectua en 1901 des observations de l’astéroïde (433) Éros. En procédant par comparaison des luminosités avec des étoiles du champ, il obtint une courbe avec deux minima bien marqués, ce qui évoqua pour lui un objet double avec passages successifs l’un devant l’autre, comme s’il s’agissait d’une étoile binaire. Cependant, l’astronome autrichien Egon von Oppolzer (1869-1907), doutant du caractère double de l’astéroïde, proposa d’attribuer ces variations d’éclat à la rotation d’un corps irrégulier, non sphérique. De fait, des observations ultérieures révélèrent une forme très allongée. La sonde Near-Shoemaker a observé de très près cet astéroïde (fig. 1) et s’est même posée sur son sol.
1. (433) Éros (longueur 34 km) a été visité par la sonde Near-Shoemaker qui s’y est finalement posée en 2001. (Crédit : NASA)
Depuis 50 ans, découverte de formes d’astéroïdes surprenantes
Depuis le début de l’ère spatiale, la connaissance des astéroïdes a fait des pas de géant. Lors des longs voyages de vaisseaux spatiaux vers les planètes, le passage à proximité de ces petits astres a été souvent programmé. La première photographie rapprochée d’un astéroïde fut celle de (951) Gaspra, en 1991, lors de la mission Galileo. Il y eut ultérieurement, lors d’autres missions lointaines, des portraits de (243) Ida, (253) Mathilde, (21) Lutetia, et bien d’autres encore (fig. 2). L’intérêt pour ces objets devenant important, plusieurs missions furent dédiées exclusivement à la visite de certains d’entre eux, avec parfois écrasement de la sonde sur l’astéroïde et, plus récemment, des tentatives d’extraction de matériau. Après la mission Near en 2000 sur Éros, il y eut la mission Dawn en 2011 autour de (4) Vesta, puis, dans la continuité de cette mission, la visite en 2015 de (1) Cérès. Ces deux astres sont les deux plus gros objets dans la ceinture principale. Toutes ces missions ont montré que les petits astéroïdes ont en général des formes très éloignées de la sphère, tandis que celles de Cérès et Vesta n’en sont pas très différentes.
2. Différents astéroïdes, visités lors de survols par des vaisseaux spatiaux, classés selon leur taille, du plus petit (Annefrank, longueur 6,6 km) au plus gros (Lutetia, longueur 120 km). (Crédit : d’après http://solarviews.com/raw/pia/PIA14316.jpg)
Indépendamment des missions spatiales, en nombre forcément limité, les astronomes disposent d’autres méthodes pour déterminer la forme des astéroïdes. Tout d’abord, comme indiqué précédemment, il y a les « courbes de lumière » de ces astres obtenues aujourd’hui par photométrie. Du fait que les astéroïdes sont des objets en rotation, les astronomes exploitent les différentes courbes obtenues avec un même objet pour en déduire la dimension et approximativement la forme. Une autre méthode consiste à exploiter la situation particulièrement intéressante lorsqu’un astéroïde passe devant une étoile. Il y a alors occultation et la lumière de l’étoile disparaît le temps de l’occultation [2]. Si l’observation est suivie par un grand nombre d’astronomes, professionnels ou amateurs, placés tout au long de la trajectoire sur Terre de l’ombre de l’astre éclipsé et qui mesurent les instants de début et de fin de l’occultation, les renseignements cumulés permettent de connaître non seulement les dimensions et la vitesse de l’objet, mais aussi sa forme (du moins de sa projection sur la Terre à l’instant de l’occultation). Ce type d’observations est aujourd’hui facilité par les données de positionnement des objets célestes obtenues avec précision par le satellite Gaia.
Les dimensions des astéroïdes s’étalent sur une échelle allant jusqu’à plusieurs centaines de kilomètres, avec une majorité de quelques kilomètres. Leurs formes sont très variées et évoquent des pommes de terre, des toupies, des cacahuètes, des fémurs ou même des animaux étranges, comme les photos les ont révélées.
Les formes des gros et des petits astres, une question de physique
Lors de son assemblée générale de l’année 2006, l’UAI (Union astronomique internationale) a mis de l’ordre dans la classification des objets du Système solaire. La définition d’une planète a été précisée, ramenant leur nombre à 8 (en excluant donc Pluton), et une nouvelle catégorie a été créée, les planètes naines (aujourd’hui au nombre de 5), incluant Cérès. Tous les autres objets sont des « petits corps » du Système solaire. Un des critères retenus pour la définition d’une planète ou d’une planète naine est la forme : « […] a une masse suffisante pour que sa gravité dépasse les forces du corps solide et qu’il se maintienne par équilibre hydrostatique sous une forme quasi sphérique » (fig. 3).
3. La planète Terre et son satellite, la Lune, deux astres sphériques, vus depuis l’espace par la sonde Galileo. (Crédit : NASA/JPL)
Un équilibre hydrostatique est un état de repos qu’un système atteint lorsque les forces gravitationnelles subies par ce système compensent les forces de cohésion de la roche (via les forces internes, à l’échelle microscopique, dans les agrégats qui la forment). S’agissant d’astres formés par accrétion de matière, plus la masse accrétée est grande, plus importantes sont les forces de gravitation. Celles-ci peuvent alors agir sur cette matière et la rendre plastique : les bosses se tassent et les creux se remplissent. Plus l’astre est massif, plus sa pression interne est élevée et, par suite, plus il est dense et plus sa forme est arrondie. Dans un petit corps, de masse faible, les forces gravitationnelles sont insuffisantes pour modeler l’astre, l’équilibre hydrostatique n’est pas atteint et la forme n’est pas sphérique. Cependant, il existe des entorses à cette règle, car d’autres facteurs interviennent dans le cas des astéroïdes : la vitesse de rotation de l’astre, la nature du matériau le constituant et aussi sa compacité. Par ailleurs, des événements survenus dans le passé, comme des collisions destructrices ou des rapprochements, contribuent aussi à la forme actuelle des astéroïdes.
Certains petits astéroïdes, de très faible densité, sont des tas de « gravats » sans cohésion interne ; la gravitation est très faible et la forme quelconque. Comme exemple, on peut citer le tout petit astéroïde Dimorphos (fig. 4), satellite de Didymos, qui a été percuté par la sonde Dart en mars 2024. Si l’astéroïde est gros mais que la gravitation, quoique importante, n’est pas dominante, la forme est souvent patatoïde, comme c’est le cas d’Ida ou de Mathilde (fig. 2).
4. Le mini-astéroïde Dimorphos (longueur 164 m), satellite de l’astéroïde (65803) Didymos, a été la cible de la sonde Dart et sera prochainement visité par la sonde Hera qui pourra observer les changements qui sont advenus suite à l’impact. (Crédit : NASA)
Lorsque la vitesse de rotation est importante, un astéroïde peut prendre la forme d’une toupie ; c’est le cas de Ryugu (fig. 5), l’astéroïde qui a été visité par la sonde japonaise Hayabusa 2 en 2018-2019, et dont de petits robots ont réussi à extraire quelques précieux grammes rapportés sur Terre en 2020. C’est aussi le cas de Bennu, visité par la sonde américaine Osiris-REx et dont les échantillons ont été rapportés sur Terre en 2023.
5. (162173) Ryugu (longueur 875 m) est un astéroïde carboné dont la composition est proche du Soleil. Une masse de 5,4 g prélevée lors de la mission Hayabusa 2 est arrivée sur Terre en décembre 2020. (Crédit : JAXA)
L’astéroïde Vesta (fig. 6), pourtant un gros objet (rayon 530 km), n’est pas sphérique. Il a probablement subi d’énormes impacts qui l’ont transformé et lui ont peut-être fait perdre une forme sphérique qu’il avait initialement.
6. (4) Vesta (longueur 530 km) est le deuxième astéroïde de la ceinture principale. Du fait d’une concavité au niveau d’un pôle et d’un piton central, cet astre n’est sans doute pas en équilibre hydrostatique et ne peut donc pas être classé parmi les planètes naines, comme c’est le cas pour Cérès. (Crédit : NASA)
Notons bien que la Terre, comme la plupart des planètes, est renflée à l’équateur et aplatie aux pôles sous l’effet de sa rotation et des forces d’inertie associées. Elle n’est pas une sphère parfaite, et d’ailleurs, la définition des planètes indique bien « une forme quasi sphérique ».
En conclusion, la forme sphérique, considérée dès l’Antiquité comme la forme naturelle la plus parfaite, n’est pas la plus répandue dans l’Univers ; peut-être même, en toute rigueur, est-elle très rare !
Marie-Claude PASKOFF │ Société astronomique de France
[Notes]
- Extrait du feuilleton « À la mesure du ciel », épisode 12, par Pascal Descamps (IMCCE).
- Sur la méthode des occultations, lire l’article de Thérèse Encrenaz dans l’Astronomie no186, p. 28.
Publié dans le magazine l’Astronomie
Une très jeune exoplanète
Une équipe internationale vient de détecter une planète géante autour d’une étoile âgée de seulement 3 millions d’années. Cette observation confirme que la formation des planètes est un processus très rapide.
Vue d’artiste d’une planète orbitant autour d’une étoile de type T Tauri. (Crédit : Mark A. Garlick)
IRAS 04125+2902 est un système binaire (fig. 1) situé dans la constellation du Taureau à environ 520 années-lumière de nous, et dont la composante principale est une très jeune étoile légèrement moins massive que le Soleil (0,7 masse solaire). Elle appartient au nuage Taurus-Auriga, véritable pouponnière d’étoiles (fig. 2). Ses propriétés spectrales et sa luminosité confirment sa grande jeunesse, seulement 3,3 millions d’années (Myr), et la classe parmi les étoiles (ou protoétoile) de type T Tauri. Ces étoiles sont des cibles de choix pour étudier les premières étapes de l’évolution des systèmes stellaires et de la formation des planètes. Des disques stellaires ont ainsi été détectés autour de plusieurs étoiles de Taurus-Auriga âgées de 1 à 3 Myr, ainsi que la présence, jusqu’à présent non confirmée, de quelques planètes. Une étude publiée dans la revue Nature vient de montrer qu’une planète géante orbite bien autour d’IRAS 04125+2902 [1].
1. Le système binaire IRAS 04125+2902 vu par Pan-STARRS. La composante principale, au centre, est une étoile de type T Tauri légèrement moins massive que le Soleil. (Crédit : Pan-STARRS & Meli Thev)
Une planète géante autour d’IRAS 04125+2902
IRAS 04125+2902 a fait l’objet d’une campagne d’observation menée avec le télescope TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) de la Nasa dès novembre 2019. Par la suite, TESS a détecté une vingtaine de transits sur cette étoile, c’est-à-dire de légères baisses périodiques de sa luminosité trahissant la présence d’une planète autour d’elle. L’analyse de ces transits, combinée avec d’autres observations réalisées avec les instruments de l’observatoire de Las Cumbres (un réseau international de télescopes robotisés répartis sur la planète), a permis de confirmer l’existence d’une planète, IRAS 04125+2902b, autour de la jeune étoile. Cette planète est légèrement plus petite que Jupiter (son rayon est estimé à 0,96 fois celui de Jupiter), et elle accomplit une orbite en un peu moins de 9 jours. Sa masse a pu, elle aussi, être estimée et se situerait autour de 0,3 fois la masse de Jupiter. Pour autant, IRAS 04125+2902b n’est sans doute pas une géante gazeuse analogue à Jupiter ou Saturne. On s’attend en effet à ce que les planètes géantes évoluent beaucoup au début de leur histoire, et notamment que leur rayon diminue fortement pendant les premières centaines de millions d’années de leur existence. Les observations disponibles semblent montrer que les planètes âgées de 10 à 700 Myr sont plus grosses et moins denses que les planètes plus anciennes. Par exemple, le rayon d’une planète de masse équivalente à celle de Jupiter pourrait, quelques dizaines de millions d’années après sa formation, atteindre jusqu’à 2 fois le rayon actuel de Jupiter avant de décroître jusqu’à sa valeur actuelle. Les astronomes pensent donc qu’IRAS 04125+2902b évoluera vers une planète de type mini-Saturne (de 4 à 7 fois le rayon de la Terre) ou mini-Neptune (de 1,5 à 4 rayons terrestres).
2. Le nuage moléculaire Taurus-Auriga, dans lequel de nombreuses étoiles sont en cours de formation. (Crédit : ESA/Herschel/JPL-CalTech, R. Hurt)
La détection d’IRAS 04125+2902b accrédite l’hypothèse que les planètes (et notamment les planètes géantes) se sont formées très rapidement, en seulement quelques millions d’années. Elle accrédite aussi le scénario de formation par « accrétion de petits grains », qui prévoit justement une formation très rapide (de 3 à 5 Myr au maximum) des planètes (voir encadré). Ce scénario est basé sur l’accrétion initiale (et rapide) de petits grains de matière conduisant à la formation de petits objets de quelques centaines de kilomètres de diamètre. Passé cette étape, ces objets grossissent en aspirant les grains de matière situés dans leur entourage. L’efficacité de ce modèle repose en grande partie sur la migration de grains de matière de la partie externe du disque protoplanétaire vers sa partie interne, migration rendue possible par les forces de frottement induites par les gaz contenus dans le disque.
3. Configuration du système IRAS 04125+2902. De gauche à droite : (a) la composante principale et la composante binaire ; (b) le disque transitoire avec sa cavité centrale ; (c) l’orbite de la planète IRAS 04125+2902b ; et (d) IRAS 04125+2902b en transit. Fait important, pour une raison encore inexpliquée, les orbites du compagnon binaire et d’IRAS 04125+2902b ne sont pas alignées avec le plan du disque transitoire. (Crédit : Barber et al., 2024)
Un disque transitoire gauchi
Au cours du temps, les disques protoplanétaires se dissipent de l’intérieur vers l’extérieur. Cela crée, autour de l’étoile, une cavité temporaire dont le diamètre peut atteindre quelques dizaines d’unités astronomiques, étape aussi appelée « disque transitoire ». Les observations réalisées dans le domaine radio montrent que le disque d’IRAS 04125+2902 est justement en cours de dissipation. Aucune planète n’a pu cependant être observée par imagerie directe dans la cavité. On s’attend bien entendu à ce que les orbites des planètes formées à partir du disque protoplanétaire soient plus ou moins alignées avec le plan de ce disque. Au passage, cela rend la détection de ces planètes très difficile tant que le disque est toujours présent, ce dernier bloquant les rayonnements visibles et infrarouges. Or, si l’orbite d’IRAS 04125+2902b est bien vue par la tranche (de profil, ce qui permet d’observer ses transits), le disque transitoire est, lui, vu de face (fig. 3). Autrement dit, l’orbite de la première n’est pas alignée avec le plan du second. Ce décalage n’est, pour le moment, pas bien compris. Il est possible qu’au moment de sa formation, IRAS 04125+2902b ait été alignée avec le disque, mais qu’elle ait perdu cet alignement lors de sa migration vers la partie interne du système d’IRAS 04125+2902. Cette solution nécessiterait la présence d’un autre objet, relativement massif, dans ce système. Une autre hypothèse, que des simulations numériques semblent étayer, est que le disque ait été déformé et gauchi en interagissant avec son environnement extérieur, par exemple lors de la chute de matière depuis le nuage moléculaire environnant.
Deux scénarios de formation planétaire Il est aujourd’hui admis que les planètes (dont celles de notre Système solaire) se forment par accumulation (ou accrétion) de petits grains de matière contenus dans les disques de gaz et de poussières qui entourent les étoiles au tout début de leur histoire. Dans le cas du Système solaire, les météorites, dont la plupart proviennent de corps parents de quelques dizaines à quelques centaines de kilomètres de diamètre formés très tôt après l’allumage du Soleil, fournissent des informations clés sur les processus qui ont conduit à leur formation. Pour autant, il n’y a toujours pas de consensus quant aux détails de ces processus, et deux principaux scénarios sont toujours en compétition. Selon un premier scénario, connu sous le nom d’accrétion oligarchique, les collisions entre les petits grains de matière conduisent dans un premier temps à la formation de planétésimaux de quelques kilomètres, puis, en l’espace de quelques centaines de milliers d’années, à de petites planètes de tailles intermédiaires entre celles de la Lune et de Mars. Les collisions entre ces objets aboutissent in fine à des planètes rocheuses comme Mercure, Vénus, la Terre et Mars dans le Système solaire. Cette dernière phase est relativement longue, de 50 à 100 millions d’années (Myr), car si elles sont inévitables sur le long terme, les collisions entre petites planètes nécessitent également une part de hasard. Les planètes gazeuses, parce qu’elles sont situées au-delà de la ligne des glaces, se sont sans doute formées plus rapidement, en moins de 10 Myr. Dans ces régions, en effet, des noyaux solides plus volumineux et plus massifs que dans le Système solaire interne ont pu se former, précisément grâce à la présence de différents types de glaces (eau, méthane, etc.). Ces noyaux ont ensuite absorbé les gaz (hydrogène, hélium) présents dans leur environnement. Le second scénario, connu sous le nom de formation par accrétion de petits grains (pebble accretion), est beaucoup plus rapide, de 3 à 5 Myr au maximum. Il s’achève donc avant que les gaz du disque protoplanétaire se soient dissipés. Au départ, il est lui aussi basé sur l’accrétion rapide de petits grains de matière conduisant à la formation de petits objets de quelques centaines de kilomètres de diamètre. Ces derniers continuent ensuite à grossir en aspirant, sous l’effet de leur gravité, les poussières et les gaz présents autour d’eux. Comme dans le scénario d’accrétion oligarchique, les planètes géantes ont, dans un premier temps, acquis des noyaux solides plus volumineux, avant d’absorber les gaz environnants. En revanche, pour expliquer la présence de planètes rocheuses dans la partie interne des systèmes planétaires (comme dans le cas du Système solaire), le scénario par accrétion de petits grains suppose qu’une grande quantité de poussières a pu migrer du système externe vers le système interne. Cette migration est rendue possible par les forces de frottement induites par les gaz encore présents dans le disque, et qui ont pour effet de précipiter des poussières vers étoile centrale. Ces deux scénarios de formation se différencient ainsi par le mode d’accrétion lors de la phase finale (collisions entre planétésimaux vs absorption de grains), par leur durée, mais aussi par les compositions isotopiques des planètes et des météorites qu’ils impliquent. Plus précisément, les rapports d’abondance entre les isotopes de certains éléments dépendent de l’origine des matériaux utilisés pour former les planètes et les corps parents des météorites (voir l’Astronomie 177, décembre 2023). Toutefois, là aussi, les mesures disponibles ne permettent pas de conclure en faveur de l’un des deux scénarios : certaines analyses penchent pour l’accrétion oligarchique, tandis que d’autres favorisent l’accrétion de petits grains.
Deux scénarios de formation planétaire Il est aujourd’hui admis que les planètes (dont celles de notre Système solaire) se forment par accumulation (ou accrétion) de petits grains de matière contenus dans les disques de gaz et de poussières qui entourent les étoiles au tout début de leur histoire. Dans le cas du Système solaire, les météorites, dont la plupart proviennent de corps parents de quelques dizaines à quelques centaines de kilomètres de diamètre formés très tôt après l’allumage du Soleil, fournissent des informations clés sur les processus qui ont conduit à leur formation. Pour autant, il n’y a toujours pas de consensus quant aux détails de ces processus, et deux principaux scénarios sont toujours en compétition. Selon un premier scénario, connu sous le nom d’accrétion oligarchique, les collisions entre les petits grains de matière conduisent dans un premier temps à la formation de planétésimaux de quelques kilomètres, puis, en l’espace de quelques centaines de milliers d’années, à de petites planètes de tailles intermédiaires entre celles de la Lune et de Mars. Les collisions entre ces objets aboutissent in fine à des planètes rocheuses comme Mercure, Vénus, la Terre et Mars dans le Système solaire. Cette dernière phase est relativement longue, de 50 à 100 millions d’années (Myr), car si elles sont inévitables sur le long terme, les collisions entre petites planètes nécessitent également une part de hasard. Les planètes gazeuses, parce qu’elles sont situées au-delà de la ligne des glaces, se sont sans doute formées plus rapidement, en moins de 10 Myr. Dans ces régions, en effet, des noyaux solides plus volumineux et plus massifs que dans le Système solaire interne ont pu se former, précisément grâce à la présence de différents types de glaces (eau, méthane, etc.). Ces noyaux ont ensuite absorbé les gaz (hydrogène, hélium) présents dans leur environnement. Le second scénario, connu sous le nom de formation par accrétion de petits grains (pebble accretion), est beaucoup plus rapide, de 3 à 5 Myr au maximum. Il s’achève donc avant que les gaz du disque protoplanétaire se soient dissipés. Au départ, il est lui aussi basé sur l’accrétion rapide de petits grains de matière conduisant à la formation de petits objets de quelques centaines de kilomètres de diamètre. Ces derniers continuent ensuite à grossir en aspirant, sous l’effet de leur gravité, les poussières et les gaz présents autour d’eux. Comme dans le scénario d’accrétion oligarchique, les planètes géantes ont, dans un premier temps, acquis des noyaux solides plus volumineux, avant d’absorber les gaz environnants. En revanche, pour expliquer la présence de planètes rocheuses dans la partie interne des systèmes planétaires (comme dans le cas du Système solaire), le scénario par accrétion de petits grains suppose qu’une grande quantité de poussières a pu migrer du système externe vers le système interne. Cette migration est rendue possible par les forces de frottement induites par les gaz encore présents dans le disque, et qui ont pour effet de précipiter des poussières vers étoile centrale. Ces deux scénarios de formation se différencient ainsi par le mode d’accrétion lors de la phase finale (collisions entre planétésimaux vs absorption de grains), par leur durée, mais aussi par les compositions isotopiques des planètes et des météorites qu’ils impliquent. Plus précisément, les rapports d’abondance entre les isotopes de certains éléments dépendent de l’origine des matériaux utilisés pour former les planètes et les corps parents des météorites (voir l’Astronomie 177, décembre 2023). Toutefois, là aussi, les mesures disponibles ne permettent pas de conclure en faveur de l’un des deux scénarios : certaines analyses penchent pour l’accrétion oligarchique, tandis que d’autres favorisent l’accrétion de petits grains.
À ce jour, les observations disponibles ne permettent pas d’estimer la fréquence de ce type de configuration. On ne sait pas si le gauchissement du disque d’IRAS 04125+2902 est un cas plutôt commun ou, au contraire, très rare. De nouvelles mesures dans le domaine radio devraient toutefois apporter des précisions quant à l’alignement de ce disque.
Frédéric Deschamps, IESAS, Taipei, Taïwan
1. Barber M. G. et al., « A giant planet transiting a 3-Myr protostar with a misaligned disk », Nature, 635, 2024, 574-577.
Publié dans le magazine l’Astronomie
Le JWST explore une région aurorale de Jupiter
Deux récents articles d’une équipe internationale coordonnée par des chercheurs de l’Observatoire de Paris permettent de caractériser la température et le profil vertical de l’atmosphère de Jupiter dans la région polaire Sud, grâce aux mesures du JWST dans l’infrarouge moyen.
1. Aurore polaire sur Jupiter observée en ultraviolet par le télescope spatial Hubble. L’ovale auroral est centré autour du pôle magnétique Nord. Les taches claires sont les empreintes sur la planète des lignes de champ magnétique passant par les satellites galiléens. On voit l’empreinte de Io à gauche, Europe en bas à droite et Ganymède au centre. (Crédit : NASA/ESA)
Le champ magnétique de Jupiter, le plus intense parmi les planètes du Système solaire, est connu depuis les années 1950, lorsque les astronomes découvrirent que la planète était une source très puissante dans le domaine radio. Vingt ans plus tard, la sonde spatiale Pioneer 10 a pu l’observer de près et mettre en évidence sa structure dipolaire. L’une des manifestations de ce champ magnétique est la présence d’aurores à proximité des deux pôles de la planète ; celles-ci résultent de l’interaction des particules énergétiques associées au champ magnétique avec les atomes de la très haute atmosphère jovienne, provoquant des émissions lumineuses, tout comme sur la Terre. À la différence des aurores terrestres, dont les apparitions dépendent de nombreux paramètres, les aurores de Jupiter sont permanentes. Cependant, leur intensité est variable. Elles se présentent comme des ovales entourant les pôles magnétiques, auxquels s’ajoutent des points isolés correspondant aux empreintes des lignes de champ magnétique connectant les satellites Io, Europe et Ganymède à la planète (fig. 1). Les électrons pénétrant dans l’ionosphère jovienne y apportent une énergie considérable, ce qui a pour effet de perturber la structure de l’atmosphère dans son profil de température comme dans sa composition chimique.
2. Profils de température dans la stratosphère de Jupiter à l’extérieur de l’ovale auroral (à gauche) et à l’intérieur de l’ovale (à droite). Les deux profils finaux (en rouge, traits pleins et pointillés) sont obtenus à partir de deux profils initiaux (en noir, traits pleins et pointillés). On voit qu’à l’intérieur de l’ovale, le profil thermique présente deux maxima, à 1 mbar et à 0,01 mbar. (Crédit : Rodriguez-Ovalle et al., 2004a)
Les émissions aurorales se produisent dans tout le domaine du spectre électromagnétique, depuis les rayons X jusqu’aux ondes radio.
Avant la mise en service du JWST, les aurores de Jupiter avaient principalement été observées dans l’ultraviolet par le HST, et, localement, par les instruments UVS et JIRAM de la sonde Juno lors de ses survols rapprochés. Le 24 décembre 2022, le spectro-imageur MIRI du JWST a observé la zone polaire Sud de Jupiter dans l’infrarouge moyen, entre 4,8 et 29 mm. Ce domaine spectral permet de mesurer l’énergie thermique de la planète et donc sa température, et aussi d’étudier les profils verticaux des constituants atmosphériques dans la région polaire. Deux articles, publiés en 2024 par une équipe internationale coordonnée par des chercheurs de l’Observatoire de Paris, présentent les résultats de ce programme.
Dans le premier de ces articles [1], publié dans le Journal of Geophysical Research, les auteurs analysent le profil vertical de température dans la zone polaire Sud, ainsi que son évolution en fonction de la latitude. Ils ont ainsi pu mesurer l’effet de l’aurore sur la structure de l’atmosphère jovienne. Ils ont notamment mis en évidence une augmentation de la température par rapport aux régions voisines, avec deux maxima distincts à des niveaux de pression de 0,01 mbar et 1 mbar (fig. 2). À plus basse altitude, caractérisée par une pression atmosphérique de 10 mbar, une région froide est observée à une latitude de 65° S.
3. Projection depuis le pôle Sud de l’altitude de l’homopause. Les échelles d’altitude et de pression sont indiquées à droite. Les ellipses (en noir) indiquent les contours de l’ovale auroral. (Crédit : Rodriguez-Ovalle et al., 2004a)
La capacité des gaz à se mélanger dans l’atmosphère de Jupiter est contrôlée par une couche appelée homopause, dont l’altitude est elle-même influencée par les aurores. L’homopause marque la limite entre l’homosphère, en dessous, dans laquelle les constituants atmosphériques sont mélangés, et l’hétérosphère, au-dessus, dans laquelle les gaz se séparent, les plus lourds restant à proximité de l’homopause tandis que les plus légers s’élèvent. En dehors de la région polaire, l’homopause sur Jupiter se situe à une pression d’environ 1 mbar (fig. 3). À l’intérieur de l’ovale auroral, l’homopause est située à une altitude de 590 km au-dessus du niveau de référence situé à une pression de 1 bar. Par comparaison, cette altitude est de 350 km en dehors des régions aurorales (fig. 3). Les auteurs attribuent l’élévation de l’homopause et l’élévation de température à 0,01 mbar à l’excès d’énergie déposée par les particules énergétiques dans la zone polaire. Le maximum de température observé à 1 mbar pourrait quant à lui être dû au chauffage adiabatique résultant du transfert vers le bas de l’énergie aurorale. Le refroidissement observé à 10 mbar, à la latitude de 65° S, pourrait résulter du rayonnement des aérosols qui évacuent ainsi une partie de l’énergie aurorale.
Les profils de température sont déterminés à partir de l’analyse d’une forte bande du méthane, CH4, dont l’abondance est connue et constante en altitude dans l’atmosphère jusqu’à l’homopause. Une fois le profil de température connu, les profils verticaux des hydrocarbures C2H2 et C2H6 (qui varient avec l’altitude) peuvent être déterminés à partir de leurs émissions spectrales. L’étude montre que les deux hydrocarbures sont plus abondants dans la région polaire qu’à plus basse latitude.
4. En haut : profils méridionaux de l’abondance du benzène, à partir de trois profils choisis a priori, avec un maximum d’abondance à 0,05 mbar (en bleu), 0,5 mbar (en noir) et 5 mbar (en rouge). Les spectres ne permettent pas de déterminer à quelle altitude le benzène est présent mais, quelle que soit l’hypothèse de départ, l’abondance du benzène diminue d’un facteur 10 entre les latitudes 80° S et 50° S. En bas : profils méridionaux de l’épaisseur optique des aérosols, mesurée à trois longueurs d’onde (14,3 m en jaune, 13,3 m en vert et 6,9 m en bleu). Les flèches verticales indiquent des limites supérieures. On voit que le benzène et les aérosols présentent la même distribution en latitude, ce qui suggère que le benzène intervient dans la formation des aérosols. (Crédit : Rodriguez-Ovalle et al., 2024b)
Dans le deuxième article [2], publié dans Astronomy and Astrophysics, les auteurs s’intéressent à un hydrocarbure particulier, le benzène, C6H6. Cet hydrocarbure a déjà été détecté dans l’atmosphère de Jupiter, avec une abondance plus élevée à proximité des régions polaires. Les observations du JWST ont permis de confirmer et d’affiner ce résultat. Dans les régions polaires, au-delà d’une latitude de 60° S, le benzène est dix fois plus abondant qu’à moyenne latitude. De plus, l’abondance des aérosols augmente aussi vers le pôle Sud, en suivant la même évolution que le benzène (fig. 4). Les auteurs en déduisent que les particules énergétiques présentes dans les zones aurorales augmentent l’abondance des hydrocarbures, mais aussi des aérosols dans la stratosphère de Jupiter. Ces aérosols sont vraisemblablement situés autour du niveau de pression de 20 mbar ; de plus, leurs signatures spectrales indiquent la présence d’hydrocarbures saturés et non saturés. Les modèles photochimiques suggèrent que ces aérosols proviennent du benzène par la formation d’hydrocarbures polycycliques aromatiques (PAH) ; des réactions similaires ont été observées sur Saturne et Titan.
Thérèse Encrenaz, Observatoire de Paris-PSL
- Rodriguez-Ovalle P. et al., « Temperature and composition disturbances in the southern auroral region of jupiter revealed by JWST/MIRI », Journal of Geophysical Research: Planets, vol. 129, 10, article id. e2024JE008415, 2024a.
- Rodriguez-Ovalle P. et al., « Stratospheric aerosols and C6H6 in Jupiter’s south polar region from JWST/MIRI observations », Astron. Astrophys., 691, A51, 2024b
Publié dans le magazine l’Astronomie
Hubble, 35 ans de bons et loyaux services
Le lancement du télescope spatial Hubble (HST, pour Hubble Space Telescope), le 24 avril 1990, a marqué le début d’une longue et fructueuse période scientifique, qui se poursuit de nos jours. Un rapide rappel en ce mois d’avril 2025 permet de retracer quelques grandes lignes de son histoire et des avancées permises en astronomie.
1. Photo du télescope Hubble prise durant la mission STS-125 depuis la navette spatiale Atlantis, le 19 mai 2009. (Crédit : NASA)
Le lancement du HST fait suite à la proposition en 1946 de l’astronome Lyman Spitzer de mettre un télescope en orbite autour de la Terre, avec deux avantages majeurs : tout d’abord, ne pas être perturbés par les turbulences atmosphériques qui limitent la résolution angulaire ; ensuite, avoir la possibilité d’observer les rayonnements infrarouge (IR) et ultraviolet (UV), qui sont pratiquement complètement interceptés par l’atmosphère.
Le démarrage, les soucis
Le HST a été conçu par la Nasa avec une participation de l’Esa (15 %) dans le cadre de son programme des Grands Observatoires (Great Observatories) [1] ; son développement a démarré en 1970, mais son lancement prit beaucoup de retard, pour des raisons de financement, à cause de mises au point techniques, mais surtout de l’accident de la navette Challenger en janvier 1986 [2]. Il fut donc repoussé jusqu’en 1990 (fig. 1). Dès le départ, il était prévu d’intervenir sur le télescope et de l’améliorer régulièrement, une fois placé sur son orbite à 515 km d’altitude, altitude suffisamment basse pour que des astronautes puissent intervenir rapidement. Cette orbite a varié au cours du temps entre 515 et 618 km.
Très rapidement après le décollage, des opérations de maintenance et d’entretien ont été nécessaires et la navette spatiale fut mise à contribution cinq fois, en 1993, 1997, 1999 (STS-103 avec le cosmonaute français Jean-François Clervoy, voir l’Astronomie 141, septembre 2020), 2002 et 2009. Pour chacune de ces opérations, plusieurs longues sorties extravéhiculaires furent nécessaires pour réparer ou remplacer équipements ou instruments défaillants. Cela fut rendu impossible après 2011 et l’arrêt de la navette spatiale américaine qui permettait les allers-retours réguliers entre la Terre et l’ISS. La dernière mission de maintenance, STS-125, en mai 2009, permit à Hubble de fonctionner encore de nombreuses années.
Qui dit télescope dit miroirs. Le miroir principal de Hubble a un diamètre de 2,4 m, ce qui permet une résolution angulaire inférieure au dixième de seconde d’arc, puisque Hubble évolue loin de la turbulence atmosphérique. Toutefois, très vite, une aberration optique fut découverte sur l’un des deux miroirs, qui empêchait d’obtenir des images nettes. En 1993, la première mission d’entretien, STS-61, avait pour but de réparer ce défaut ; il fallut ensuite remplacer le spectrographe haute résolution et le spectrographe pour objets faibles (STS-82) ; enfin fut rajoutée une nouvelle caméra infrarouge à un spectrographe multi-objets (Near Infrared Camera/Multi-Object Spectrograph, NICMOS), pour observer les galaxies très lointaines.
Les instruments à bord
Le télescope spatial est un assemblage de pièces mécaniques et optiques d’une trentaine de mètres de longueur (fig. 2) ; sa partie optique est un dispositif à deux miroirs, qui permet de réfléchir la lumière incidente reçue par le miroir primaire vers le miroir secondaire pour enfin atteindre le plan focal du télescope où elle est collectée ; de là, un jeu de miroirs permet de renvoyer la lumière vers les instruments qui analysent les différentes longueurs d’onde de la lumière reçue, de l’UV au visible et au proche IR : comme des caméras ou des spectrographes, qui font de Hubble un véritable observatoire capable d’examiner les objets célestes avec une extrême finesse. Une caméra infrarouge couplée à un spectrographe multi-objets (NICMOS, susmentionné) permet d’observer les galaxies très lointaines.
2. Schéma précisant la disposition des instruments à l’intérieur du HST. Ils sont dans des conteneurs aisément déplacés. Légendes depuis le panneau de protection du télescope (aperture door), dans le sens des aiguilles d’une montre : antennes de communication, panneaux solaires, cases à équipements, caméra à large champ WFC3, caméra ACS, caméra et spectromètre NICMOS, spectromètre ultraviolet COS, caméra et spectromètre STIS, capteurs fins de guidage, miroir primaire, miroir secondaire. (Crédits : NASA & ESA)
Comme dit plus haut, la grande taille du miroir primaire permet d’obtenir des images avec une excellente résolution angulaire inférieure au dixième de seconde d’arc ; les observations à l’aide de caméras et de spectrographes vont de l’IR proche à l’UV. Les données collectées par Hubble ont contribué à des découvertes de grande portée dans le domaine de l’astrophysique. Chaque instrument a été conçu pour observer l’Univers, à l’aide de caméras. Le détail des instruments peut être retrouvé sur le site de la Nasa [3].
L’apport de Hubble
Les apports scientifiques de Hubble sont immenses dans tous les domaines de l’astronomie ; il suffit pour s’en convaincre de survoler les numéros de l’Astronomie de ces dernières années, il est rare que n’y figure pas un article s’appuyant sur des observations de ce télescope, que ce soit en imagerie ou en spectroscopie ; très souvent, l’image du mois est une illustration issue de Hubble, comme dans le numéro 191 de mars dernier où figurent LEDA 1313424 et ses anneaux.
Dès les années 1980 avaient été définis par la Nasa et un collectif d’astronomes trois thèmes à traiter en priorité : l’étude du milieu intergalactique proche, une étude des champs profonds, c’est-à-dire des régions stellaires les plus reculées, et la détermination de la constante de Hubble. Le contrat a été rempli au-delà des espérances. Mais Hubble est aussi à l’origine de découvertes importantes concernant les exoplanètes et notre Système solaire ; chacun se souvient des photos de la comète Shoemaker-Levy 9 se disloquant et entrant en collision avec la planète Jupiter (fig. 3). En plus de l’imagerie, la spectroscopie a permis des avancées importantes dans la connaissance des atmosphères des exoplanètes ou des pépinières d’étoiles.
3. Impacts de la comète Shoemaker-Levy 9 sur Jupiter en juillet 1994. Image prise avec la caméra WFPC de Hubble. (Crédits : NASA & ESA/Hubble)
La collaboration avec le JWST
Le télescope spatial James-Webb (JWST), lancé depuis la base spatiale de Kourou le 25 décembre 2021, a été conçu pour prendre la suite de Hubble. Ses premières observations sont arrivées à l’été 2022 ; il est dix fois plus sensible, collecte une image plus rapidement que Hubble, effectue ses observations depuis l’orange de la lumière visible jusqu’à l’IR moyen et élargit ainsi la gamme de longueurs d’onde au-delà du visible, ce qui doit permettre de nouvelles observations de quantité d’objets : les galaxies, lointaines ou pas, les atmosphères d’exoplanètes ou encore les planètes du Système solaire. Un exemple de cette complémentarité est illustré sur les figures 4a et 4b, représentant la galaxie de la Roue du chariot qui se trouve à 500 millions d’années-lumière de la Terre, immortalisée à la fois par Hubble en 2010 (fig. 4a) et par le JWST en 2022 (fig. 4b). Sur l’image fournie par Hubble en 2010, on devinait sans la voir précisément, dans les zones noires à l’intérieur du grand cercle bleu, de la poussière, résultat d’une collision entre la galaxie de la Roue du chariot et une autre galaxie.
4a. Image de la galaxie de la Roue de chariot obtenue grâce à Hubble publiée en 2010. On devine de la poussière à l’intérieur du grand cercle bleu. (Crédits : NASA & ESA)
4b. Image de la galaxie de la Roue de chariot obtenue grâce au JWST, publiée le 2 août 2022, qui montre les zones denses en gaz et en poussière beaucoup plus explicitement. De plus, des dizaines de galaxies lointaines ont été rendues visibles dans le fond qui apparaissait noir sur le cliché pris par Hubble. (Crédit : NASA)
L’association Hubble-JWST et leur complémentarité ont ouvert une ère très riche d’avancées en astronomie.
Janet BORG | Institut d’astrophysique spatiale
Notes
- Le programme des Grands Observatoires de la Nasa comprend quatre grands et puissants télescopes spatiaux lancés entre 1990 et 2003, couvrant un large domaine de longueurs d’onde : Hubble (UV, visible et proche IR), Compton Gamma-Ray Observatory (rayonnement gamma), Chandra (rayons X mous) et Spitzer (IR).
- Accident astronautique qui eut lieu le 28 janvier 1986 et qui se traduisit par la désintégration de la navette spatiale Challenger de la Nasa, 73 secondes après son décollage, et la mort des sept astronautes de l’équipage de la mission STS-51-L.
- [https://hubblesite.org/mission-and-telescope/instruments].
Publié dans le magazine l’Astronomie
