Collision exoplanétaire

par Sylvain Bouley | Jan 17, 2024 | Actualités

Une équipe internationale comprenant des astronomes amateurs français pense avoir détecté la signature d’une collision entre deux planètes autour d’une très jeune étoile de type solaire.

L’éclipse d’ASASSN21qj

2MASSJ08152329-3859234, une très jeune étoile (300 millions d’années) de type solaire située à 1 850 années-lumière de la Terre, aurait très bien pu rester dans l’anonymat si, en décembre 2021, on ne s’était pas aperçu que sa luminosité avait subitement chuté. Cet événement a bien entendu attiré l’attention des astronomes qui ont suivi l’évolution ultérieure de cette luminosité dans les domaines optique et infrarouge, et se sont penchés sur l’historique de ces émissions. Grâce aux observations du télescope LCOGT (Las Cumbres Observatory Global Telescope Network) et du satellite Wise (Wide-field Infrared Survey Explorer), une équipe internationale a pu ainsi établir que dans le domaine optique 2MASSJ08152329-3859234, rebaptisée ASASSN21qj, s’était assombrie pendant environ 500 jours à compter de mai 2020, et que cette éclipse optique s’était accompagnée d’une augmentation de la luminosité dans l’infrarouge ayant débuté, quant à elle, 2,5 ans plus tôt (fig. 1). Notons au passage qu’un groupe d’astronomes amateurs français a joué un rôle important dans la caractérisation d’ASASSN21qj (voir encadré). Même si l’on ne peut pas l’exclure complètement, il est très improbable que les signaux optique et infrarouge observés par les astronomes soient les signatures de deux phénomènes indépendants mais quasiment simultanés, d’autant plus qu’individuellement, les processus qui pourraient expliquer ces signaux sont eux-mêmes peu probables. Matthew Kenworthy, chercheur à l’université de Leyde, et ses collègues pensent que ces observations sont au contraire la conséquence d’un événement unique et jusqu’à présent jamais observé : la collision entre deux planètes [1].

1. Évolution de la luminosité de l’étoile ASASSN21qj en infrarouge (en haut) et dans le domaine visible (en bas). (© Melis (2003), d’après Kenworthy et al., 2023)

Collision et synestia

Le scénario proposé par les astronomes est le suivant (fig. 2). Environ 2,5 ans avant l’éclipse d’ASASSN21qj (en fait, si l’on tient compte de la distance de cette étoile, il y a environ 2 000 ans), deux planètes de ce système seraient entrées en collision. L’énergie libérée lors de cet événement aurait permis de vaporiser une grande partie de ces planètes et de former un énorme nuage de poussières et de gaz. Selon certains chercheurs, les impacts géants pourraient, si l’énergie libérée est suffisante, conduire à la formation d’un nouveau type d’objet appelé synestia (voir encadré), c’est-à-dire un mélange de débris rocheux, de poussières et de gaz ayant globalement la forme d’un tore et connecté, en son centre, au noyau de la planète impactée. Ce nuage (ou, le cas échéant, cette synestia) peut atteindre plusieurs rayons solaires dans sa plus grande dimension. En se refroidissant, il émet un rayonnement infrarouge qui s’additionne à celui de l’étoile hôte et dont la longueur d’onde dépend de la température à la surface (la photosphère) du nuage. Voilà qui explique le regain de luminosité dans l’infrarouge observé à partir de mai 2020. Après sa formation, ce nuage se déplace sur une orbite qui l’amène à croiser la ligne de visée entre ASASSN21qj et la Terre, ce qui a pour effet de masquer temporairement cette étoile. Voilà qui explique la longue éclipse observée entre mi-2020 et début 2022. Notons au passage que le nuage n’étant pas rigide, il subit, lors de son trajet orbital, une expansion liée au fait que la vitesse orbitale n’est pas exactement la même en chacun de ses points.

2. Le scénario proposé par M. Kenworthy et ses collègues pour expliquer les variations de luminosité d’ASASSN21qj. Environ 1 000 jours (2,5 ans) avant la baisse de luminosité dans le domaine visible, deux planètes orbitant autour d’ASASSN21qj entrent en collision.

Les astronomes ont pu glaner d’autres informations intéressantes. En particulier, le délai entre l’accroissement du rayonnement infrarouge et l’éclipse optique permet d’estimer à quelle distance de l’étoile hôte la collision s’est produite. Cette distance serait ainsi comprise entre 2 et 16 unités astronomiques. Enfin, l’analyse du rayonnement infrarouge indique que la température de la photosphère du nuage de débris est de l’ordre de 1 000 K, signe que la quantité d’énergie libérée lors de l’impact fut très élevée. Selon les auteurs de l’étude, elle correspondrait à la collision entre deux planètes relativement massives, par exemple une super-Terre et une mini-Neptune. Des simulations numériques de collision entre des planètes de ce type (fig. 3) viennent confirmer cette hypothèse.

3. Modélisation numérique d’un impact entre une super-Terre et une mini-Neptune. (© Kenworthy et al., 2023)

Une collaboration pro-am pour le spectre d’ASASSN21qj

Pour interpréter le plus finement possible les signaux reçus d’une étoile (ici les variations de luminosité optique et infrarouge d’ASASSN21qj), il est important de savoir à quel type d’étoile on a affaire. Les astronomes avaient de bonnes raisons de penser qu’ASASSN21qj était une étoile de type solaire. Les spectres mesurés par une équipe d’astronomes amateurs français de l’association 2SPOT (Stéphane Charbonnel, Olivier Garde, Pascal Le Dû, Lionel Mulato et Thomas Petit), coauteurs de l’étude publiée dans la revue Nature, ont permis de confirmer cette hypothèse. Ces spectres montrent en effet des raies d’absorption caractéristiques de notre Soleil. Ils ont été obtenus grâce à l’observatoire automatisé mis en place au Chili (sur le site Deep Sky Chile, DSC) par 2SPOT. Cet observatoire est dédié à l’acquisition de données spectrales et se compose de deux télescopes (de type Ritchey-Chrétien et Newton, respectivement) équipés de spectrographes à moyenne (eShel) et basse (Alpy 600) résolutions. Il a notamment pour mission de répondre de façon réactive aux requêtes de professionnels nécessitant des données dans le cadre de leurs travaux. Ainsi, c’est à la demande d’un autre astronome amateur, Hamish Baker (également cosignataire de l’article de Nature), que l’équipe de 2SPOT a réalisé le spectre d’ASASSN21qj (figure ci-contre) dans la nuit du 6 au 7 septembre 2022. Un bel exemple de collaboration professionnels-amateurs.

 

A) L’installation de l’association 2SPOT dédiée à l’acquisition de données spectrales sur le site Deep Sky Chile. (B) Le spectre d’ASASSN21qj obtenu par l’équipe de 2SPOT dans la nuit du 6 au 7 septembre 2022. (© 2SPOT)

Chaos planétaire ?

Les modèles de formation et d’évolution planétaires développés au cours des dernières décennies font une large place aux collisions entre petites planètes. Selon ces modèles, les impacts entre objets de la taille de Mars constitueraient la phase finale de la formation des planètes telluriques dont, bien évidemment, la Terre. Ces mêmes modèles, ainsi que l’étude des disques protoplanétaires suggèrent que cette phase se produit dans un laps de temps inférieur à 100 millions d’années (Ma), estimation confortée par l’âge de la collision entre la proto-Terre et Théia (4,47 milliards d’années, Ga, soit un peu moins de 100 Ma après la naissance du Système solaire), qui a abouti au système Terre-Lune. Or, le système d’ASASSN21qj semble avoir déjà quitté cette phase finale puisque son âge (déduit de mesures de la période de rotation de l’étoile hôte) est estimé à 300 Ma. De plus, comme on l’a vu, l’analyse du rayonnement infrarouge plaide en faveur d’une collision entre planètes massives, et non entre petites planètes de la taille de Mars.

D’où l’hypothèse que cette collision est liée à un autre épisode de l’évolution des systèmes planétaires, correspondant, dans le cas du Système solaire, au Grand Bombardement tardif. Ce dernier, qui s’étendit de 4,1 à 3,8 Ga, se définit par la survenue d’un grand nombre de collisions entre des petits objets semblables aux astéroïdes et les planètes rocheuses. Il aurait pour cause les migrations (vers l’extérieur du Système solaire) des planètes géantes, migrations qui, par le jeu de perturbations gravitationnelles, auraient projeté vers le Système solaire interne un nombre élevé d’objets initialement situés dans la ceinture de Kuiper, au-delà de l’orbite de Neptune. Un phénomène similaire, mais de plus grande ampleur pourrait actuellement être à l’œuvre dans le système d’ASASSN21qj. Les perturbations gravitationnelles y seraient suffisantes pour provoquer une situation chaotique, déstabilisant les trajectoires des planètes existantes (et pas seulement celles des petits objets du disque de débris) et entraînant des collisions entre ces planètes. Par chance, cela ne semble pas s’être produit dans le Système solaire…

Les scientifiques se tournent désormais vers une étude plus approfondie d’ASASSN21qj et de son système. Ils espèrent notamment obtenir des informations sur l’architecture de ce système stellaire, ainsi que sur le nuage d’éjectats formé par la collision. Cette dernière tâche est à portée du JWST. Bien sûr, il se peut que ces éjectats se soient déjà dissipés et qu’il n’y ait plus rien ou très peu de choses à observer. Toutefois, même ce cas de figure est intéressant, car il permettra d’estimer une l’échelle de temps pour l’évolution des collisions planétaires, laquelle sera utile pour tester ou affiner les modèles de collisions actuels.

Par Frédéric Deschamps, IESAS, Taipei, Taïwan

Publié dans le magazine L’Astronomie Décembre 2023

Notes

1. Kenworthy M. et al., « A planetary collision afterglow and transit of the resultant debris cloud », Nature, 617, 2023, 743-746, doi: 10.1038/s41586-023-05935-7.

Un nuage de gaz atomique étonnamment fin

par Sylvain Bouley | Jan 17, 2024 | Actualités

La nébuleuse de la Tête de cheval, près de l’étoile sigma Orionis, dans la constellation d’Orion, est un nuage moléculaire irradié par le rayonnement ultraviolet (UV) d’une étoile voisine très massive. La nébuleuse a été étudiée avec le radiotélescope Alma. Le but était de comprendre comment des étoiles massives structurent la matière interstellaire qui les entoure.

Les étoiles naissent dans des nuages de gaz froid relativement denses. Ces conditions sont favorables à la combinaison des atomes en molécules. Ce sont donc des nuages moléculaires. Ceux-ci ont généralement des structures complexes, fortement inhomogènes, avec des filaments, des piliers, etc. Parmi les étoiles créées dans ces nuages, les plus massives ont l’évolution la plus rapide. Elles sont les premières à devenir brillantes. Ces étoiles très chaudes sont fortement émettrices de rayons ultraviolets (UV), qui ont la capacité de détruire les molécules et d’ioniser les atomes (c’est-à-dire leur arracher des électrons). Plus précisément, au voisinage des étoiles, les UV de haute énergie (plus de 13,6 eV par photon) sont capables d’ioniser les gaz qu’ils traversent [1]. Les UV de moindre énergie (de 6 à 13,6 eV par photon) traversent ces régions ionisées et interagissent avec le gaz neutre, en dissociant les molécules. On a donc une structure de gaz ionisé près de l’étoile, puis de gaz atomique un peu plus loin, et de gaz moléculaire encore plus loin.

Les observations de la nébuleuse de la Tête de cheval

Une région intéressante à observer à cet égard est la nébuleuse de la Tête de cheval, dans Orion. Cette nébuleuse est proche (environ 400 parsecs), et cela a permis, avec une résolution angulaire voisine de 0,5 seconde d’arc avec Alma [2], de résoudre des distances de l’ordre de 200 unités astronomiques (ua). La partie constituée de gaz moléculaire de la nébuleuse est éclairée (sur le côté pour nous) par l’étoile très brillante sigma Ori (de type O) située à 3,5 parsecs. La quantité d’UV arrivant sur la Tête de cheval due à sigma Orionis est 100 fois plus importante que la quantité d’UV à un endroit quelconque de notre galaxie loin de toute étoile particulière. C’est un taux d’exposition aux UV typique de la majorité des nébuleuses à émission de notre Galaxie et de galaxies semblables [3].

La région de la Tête de cheval (voir la figure) contient effectivement une vaste région ionisée qui est la partie rouge de la nébuleuse, et un nuage moléculaire, qui est la partie sombre et qui dessine la fameuse tête. Les dimensions du nuage moléculaire sont de l’ordre de 1 parsec. Le nuage moléculaire a été analysé au moyen du radiotélescope Alma [1], et la région ionisée a été observée dans la raie H alpha. Les observations ont montré qu’entre les deux, il existe bien une zone constituée de gaz atomique neutre, extrêmement fine, d’une épaisseur inférieure à 650 unités astronomiques. (L’étoile sigma Ori qui éclaire tout cela est située à 3 parsecs de là, un parsec valant 200 000 ua). Afin de comprendre la finesse surprenante de ce nuage atomique neutre [4], une étude approfondie a permis d’estimer la densité, la température et la pression du gaz ainsi que le champ magnétique présents dans ces diverses régions. Ces études reposent sur des modèles numériques et des simulations qui reproduisent l’impact des photons UV sur la dynamique du nuage et sa composition chimique. Les différents modèles testés montrent, comme les observations, que la région de transition constituée d’atomes neutres doit être très fine. Il est possible que des mouvements des gaz dans cette nébuleuse favorisent encore plus la finesse de la région de transition entre le nuage moléculaire et le gaz ionisé, mais pour étudier cela, des observations à plus haute résolution spatiale seront nécessaires.

À GAUCHE, image composite de la nébuleuse moléculaire – sombre – de la Tête de cheval (aussi appelée Barnard 33) et de la région de gaz ionisé – en rouge (IC 434) –, observée avec le Very Large Telescope de l’Eso. À DROITE, une sous-région d’environ 0,1 parsec de côté montre le bord du nuage moléculaire (en bleu) observé par Alma, et en superposition, la région de gaz ionisé (région HII) observée dans la raie H alpha avec le télescope de 90 cm KPNO. Plus précisément, les observations d’Alma tracent une transition entre deux états d’excitation de la molécule de monoxyde de carbone (CO). La région en noir est formée de gaz atomique neutre ; son épaisseur ne dépasse pas 650 unités astronomiques. (Hernández-Vera et al., Astronomy and Astrophysics, 677, A152, 2023)

Le gaz neutre atomique et la création d’étoiles

Tout vient du fait que les étoiles ne peuvent se former que dans du gaz moléculaire. Ce n’est donc pas la même chose que d’avoir de gros nuages interstellaires avec de grandes proportions d’atomes ou de gros nuages moléculaires avec peu d’atomes. Ces derniers ont le potentiel de former de nombreuses étoiles et les autres moins. Du coup, il est important de savoir si, au bord des nuages interstellaires neutres, le gaz est largement atomique (inerte du point de vue de la formation stellaire) ou devient rapidement moléculaire (favorable aux formations d’étoiles). Cette observation d’Alma est exceptionnelle, car elle montre que dans une région soumise aux UV comme la Tête de cheval, la zone atomique est toute petite. En revanche, dans une région comme la barre d’Orion avec son champ UV cent fois plus élevé, la zone de gaz atomique neutre, peu propice à de nouvelles créations d’étoiles, sera plus large, car les photons UV dissocient davantage les molécules [5].

Par Fabrice Mottez, Observatoire de Paris-PSL

Publié dans le magazine L’Astronomie Décembre 2023

Notes

1. 13,6 eV est l’énergie minimale d’un photon capable d’ioniser un atome d’hydrogène, l’hydrogène étant le gaz le plus répandu dans les nébuleuses.
2. Atacama Large Millimeter/submillimeter Array.
3. Cependant, une région voisine, plus exotique, appelée la barre d’Orion, à côté des étoiles du trapèze d’Orion, a un taux d’UV dix mille fois supérieur à celui des endroits éloignés de toute étoile particulière.
4. C. Hernández-Vera et al., « The extremely sharp transition between molecular and ionized gas in the Horsehead nebula », Astronomy and Astrophysics, 677, A152, 2023.
5. Merci à Franck Le Petit (Observatoire de Paris) pour sa relecture et pour ses commentaires, lesquels ont été repris ici.

Les planètes telluriques se sont-elles formées plus rapidement que prévu ?

par Sylvain Bouley | Jan 17, 2024 | Actualités

Des mesures très précises du rapport isotopique du silicium dans plusieurs météorites suggèrent que les planètes telluriques se seraient formées très rapidement, en quelques millions d’années, par accrétion de petits grains de matière.

On sait aujourd’hui que les planètes telluriques, dont la Terre, se sont formées il y a environ 4,55 milliards d’années (Ga) par accumulation (ou accrétion) de petits grains de matière, de tailles comprises entre quelques millimètres et quelques centimètres, contenus dans le disque de poussières qui entourait le Soleil à cette époque. Les météorites, dont la plupart proviennent de corps parents de quelques dizaines à quelques centaines de kilomètres de diamètre formés très tôt dans l’histoire du Système solaire, fournissent des informations clés sur leur processus de formation. Pour autant, il n’y a toujours pas de consensus à ce sujet, et deux principaux scénarios sont toujours en concurrence (fig. 1).

1. Deux scénarios de formation pour les planètes telluriques. Selon le modèle d’accrétion oligarchique (en haut), les planètes telluriques sont issues de collisions entre petites planètes de quelques milliers de kilomètres de diamètre survenues après la dissipation des gaz du disque protoplanétaire. Ces objets, eux-mêmes issus de collisions entre petits grains, proviennent essentiellement du Système solaire interne, et plus rarement du Système externe d’où ils auraient été éjectés suite à la croissance et/ou la migration de Jupiter. L’hypothèse de la formation par accrétion de petits grains (en bas) suppose que les planètes se sont formées par accumulation de petits grains de matière dans un intervalle de temps de quelques millions d’années. L’afflux de grains en provenance du Système solaire externe, conséquence des forces de frottement exercées par le gaz du disque protoplanétaire, aurait permis une formation efficace et rapide (© Brukhardt et al., 2020)

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 des petites planètes de tailles intermédiaires entre celles de la Lune et de Mars. Les collisions entre ces objets auraient finalement abouti à Mercure, Vénus, la Terre et Mars. 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.

Le second scénario est beaucoup plus rapide, 3 à 5 Myr au maximum, c’est-à-dire qu’il s’achève avant que les gaz du disque protoplanétaire ne 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. Passée 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 petits grains de matière du Système solaire externe (au-delà de Jupiter) vers le Système interne, migration rendue possible par les forces de frottement induites par les gaz contenus dans le disque.

Ces deux scénarios de formation se différencient par le mode d’accrétion lors de la phase finale (collisions entre planétésimaux versus 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. Par exemple, en comparaison des météorites carbonées, qui sont représentatives du Système solaire externe, les météorites non carbonées, représentatives, elles, du Système solaire interne, sont appauvries en isotopes 54 du chrome (54Cr), 50 du titane (50Ti) et 48 du calcium (48Ca). Cette différence est interprétée par le fait que la présence de Jupiter, qui s’est formée très rapidement, a joué un rôle de filtre en limitant le flux de matière du Système solaire externe vers le système interne, et inversement. Comme le montrent des travaux effectués en 2020 [1], elle accrédite l’accrétion oligarchique, qui prévoit que les planètes telluriques sont essentiellement constituées de matériau du Système solaire interne non échantillonné par les météorites actuelles, avec un apport limité de petits corps du Système solaire externe. En revanche, l’isolement entre les parties externe et interne du Système solaire met à mal le modèle de formation par accrétion de petits grains. Une étude basée sur l’analyse du rapport isotopique du silicium dans plusieurs météorites, et récemment publiée dans la revue Nature par une équipe de chercheurs de l’université de Copenhague, vient toutefois relancer ce scénario [2].

2. (A) Rapport isotopique du silicium (m30Si) en parties par million (ppm) mesuré pour des météorites de différents types : chondrites carbonées (CC), chondrites non carbonées (NCC) et achondrites. Les valeurs obtenues pour Vesta (V), Mars (M) et la Terre (E) sont aussi représentées. (B)Âges de formation des corps parents des météorites (en ordonnées) en fonction du rapport isotopique du silicium mesurés pour ces météorites. Les âges de formation sont comptés à partir de la formation des inclusions calcium/aluminium (CAI), qui marque la naissance du Système solaire. En comparaison des chondrites, les achondrites (NC) sont à la fois plus jeunes et appauvries en 30Si. (© Onyett et al., 2023)

Le rapport isotopique du silicium

Le silicium est particulièrement intéressant, car c’est l’élément réfractaire le plus abondant du Système solaire. Il est à la base des roches formant le manteau et la croûte de la Terre et des autres planètes telluriques, ainsi que les météorites. Comme les éléments plus lourds que le fer, il est lui aussi synthétisé lors d’explosions de supernovae, via différentes chaînes de réactions nucléaires. Son isotope le plus abondant est le silicium 28 (28Si), mais il comporte aussi deux autres éléments stables, le silicium 29 (29Si) et le silicium 30 (30Si). Grâce à des mesures d’une grande précision, les chercheurs danois ont mesuré l’abondance du 30Si par rapport au 28Si dans plus de soixante-dix échantillons de météorites de différents types, chondrites carbonées, chondrites non carbonées et achondrites. Leurs résultats montrent que, pour ce qui est du silicium, et contrairement aux éléments que nous avons évoqués précédemment, les chondrites non carbonées ne se différencient pas des chondrites carbonées. En revanche, et toujours pour ce qui est du silicium, il existe bel et bien une différence entre les chondrites et les achondrites, ces dernières étant fortement appauvries en 30Si par rapport aux premières (fig. 2A). Rappelons brièvement que les chondrites proviennent de corps parents qui ne se sont pas différenciés [3], sans doute parce qu’ils étaient trop petits, tandis que les achondrites proviennent, elles, de corps parents différenciés. Les mesures obtenues par les chercheurs danois révèlent ainsi une différence de composition entre les corps parents différenciés et non différenciés.

Autre élément clé, les mesures de datations indiquent que les achondrites (ou, plus exactement, leurs corps parents) se sont formées moins d’un million d’années après la naissance du Système solaire, tandis que les chondrites, plus jeunes, sont datées entre 1,8 et 3,6 Myr après cette naissance. Autrement dit, il existe une corrélation entre l’âge et la composition des corps parents des chondrites et des achondrites (fig. 2B). Pour les chercheurs danois, cette observation s’explique facilement dans le cadre du modèle de formation planétaire par accrétion de petits grains. Ainsi, les corps parents des achondrites, mais aussi Vesta, se seraient formés très rapidement, en moins d’un million d’années, à partir d’un matériau appauvri en 30Si. Un peu plus tard, le disque protoplanétaire aurait été réapprovisionné en 30Si à la faveur d’une ou de plusieurs explosions de supernovae survenues dans le voisinage du Système solaire. Les petits corps qui se forment à partir de ce moment-là, et qui seront à l’origine des météorites chondritiques, apparaîtront donc plus riches en 30Si que les achondrites et que les planètes telluriques.

Un amendement doit cependant être introduit dans le cas de la Terre, dont l’abondance en 30Si est intermédiaire entre celles des chondrites et des achondrites. Cela peut se comprendre si l’on suppose que notre planète, ou plus précisément la proto-Terre, est issue de collisions entre des corps composés de matériaux chondritiques et achondritiques survenues après la dissipation des gaz du disque protoplanétaire. Un scénario intermédiaire entre l’accrétion de petits grains et l’accrétion oligarchique, en quelque sorte.

par Frédéric Deschamps, IESAS, Taipei, Taïwan

Publié dans le magazine L’Astronomie Décembre 2023

Notes

1. Burkhardt C. et al., « Terrestrial planet formation from lost inner solar system material », Science Advances, 617, 2021, eabj7601, doi: 10.1126/sciadv.abj7601.

2. Onyett I. J. et al., « Silicon isotope constraints on terrestrial planet accretion », Nature, 617, 2023, 743-746, doi: 10.1038/s41586-023-06135-z.

3. Le processus de différenciation correspond à la séparation d’un corps en enveloppes de compositions différentes depuis le centre vers la surface, les métaux (essentiellement le fer), plus lourds, ayant migré vers le centre pour former un noyau. Il requiert une source de chaleur importante et ne se produit que dans les corps contenant des éléments radioactifs en quantité suffisante pour assurer ce chauffage, et donc dans les corps suffisamment gros.

Impact des Constellations de Satellites sur l’Astronomie : Une Nouvelle Publication de l’Observatoire OUCA dans Nature

par Sylvain Bouley | Jan 17, 2024 | Actualités

L’impact des satellites sur l’astronomie est devenu un sujet de préoccupation croissante, particulièrement avec le lancement de BlueWalker 3 (BW3) par AST SpaceMobile en septembre 2022. Ce prototype, précurseur d’une constellation de plus de cent satellites destinés aux communications mobiles, est rapidement devenu l’un des objets les plus brillants du ciel. La luminosité de BlueWalker 3, combinée à son énorme antenne de 64 mètres carrés, dépasse la visibilité des étoiles les plus brillantes, posant des problèmes significatifs pour l’observation astronomique. Par ailleurs, l’utilisation des fréquences radio terrestres par BW3 menace directement le domaine de la radioastronomie, déjà confronté à des enjeux de pollution radio.

Figure 1: Les traces dans le ciel nocturne laissées par BlueWalker 3 sont juxtaposées au télescope de 4 mètres de Nicholas U. Mayall à l’observatoire national de Kitt Peak en Arizona, un programme du NOIRLab de la NSF. Les ruptures dans la traînée sont causées par des ruptures entre quatre expositions de vingt secondes qui ont été empilées pour créer cette image.  Source: KPNO/NOIRLab/IAU/SKAO/NSF/AURA/R. Sparks

Collaboration Internationale et Pro-Amateur 

Dans ce contexte, le centre CPS de l’Union Astronomique Internationale (IAU CPS; Center for the Protection of the Dark and Quiet Sky from Satellite Constellation Interference, Centre pour la protection du ciel sombre et silencieux contre les interférences des constellations de satellites) a orchestré une campagne d’observation d’envergure internationale. Cette initiative a impliqué des contributions de scientifiques et d’observateurs amateurs du monde entier, y compris des sites au Maroc, au Chili, aux États-Unis, au Mexique, en Nouvelle-Zélande, et aux Pays-Bas. Les données récoltées et leur analyse, faisant l’objet d’une publication dans « Nature », met en lumière les impacts potentiels de ce satellite sur l’observation des étoiles et la recherche en radioastronomie. Une augmentation significative de la luminosité de BW3 a été observée, coïncidant avec le déploiement de son antenne.

Figure 2: Observation d’un passage de BlueWalker 3 depuis l’observatoire d’Oukaimeden le 16 novembre 2022 à 05:30 UT. L’étoile brillante en bas à gauche est Zeta Puppis (V = 2.25), une géante O4. Le satellite était à une distance de 1225 km lors des observations et n’était donc pas au maximum de sa luminosité. Crédit Image: CLEOsat/ HAO Observatory/Oukaimeden Observatory/IAU CPS/A.E. Kaeouach

Détails de l’Étude

L’article publié dans « Nature » offre une analyse approfondie des variations de luminosité de BW3, influencées par des facteurs tels que l’altitude du satellite et l’angle entre l’observateur, le satellite et le Soleil. L’étude aborde également la trajectoire du satellite et les défis associés à la détection de ses composants détachés, notamment l’adaptateur de véhicule de lancement. Ces découvertes soulignent une tendance inquiétante vers des satellites commerciaux de plus grande taille et de plus grande luminosité, représentant un défi significatif pour l’astronomie optique et radio. Les auteurs insistent sur la nécessité d’une coopération internationale pour minimiser ces perturbations et préconisent des évaluations d’impact avant le lancement comme élément clé des processus d’autorisation de lancement futurs.

Équilibre entre Connectivité et Astronomie 

L’étude reconnaît la nécessité d’améliorer la connectivité globale, en particulier pour les communautés rurales et mal desservies. Toutefois, cet impératif doit être soigneusement équilibré avec les effets néfastes que les satellites lumineux peuvent avoir sur le ciel nocturne. D’où l’importance cruciale d’une coordination internationale dans ce domaine.

Conclusion 

La présence de BW3 dans l’espace met en évidence la nécessité d’une gestion réfléchie des satellites pour protéger le ciel nocturne. La communauté astronomique, à travers des collaborations internationales et pro-amateurs, continue de travailler sur des stratégies de mitigation pour préserver notre accès au cosmos. Les observations de BlueWalker 3 vont se poursuivre, avec des plans pour observer son émission thermique. Les discussions continueront lors du prochain Symposium de l’IAU sur l’astronomie et les constellations de satellites.

Par Meriem Elyajouri et Zouhair Benkhaldoun

Liens utiles:

• Oukaimeden Observatory, Cadi Ayyad University
• L’article dans Nature: Optical observations find high brightness of the BlueWalker 3 satellite
• Revue de presse précédente à propos de  Bluewalker 3
• Annonce de l’IAU: https://www.iau.org/news/announcements/detail/ann23034/ 
• Annonce de l’Imperial College London
• Annonce de l’université d’Atacama au Chili
• Le télescope MOSS

Des nouvelles du trou noir de M87

par Sylvain Bouley | Oct 16, 2023 | Actualités

En avril 2023 ont été publiées deux nouvelles reconstructions du trou noir supermassif au centre de la galaxie Virgo A (M 87). L’une correspond aux données obtenues à partir des observations de 2017 et utilise l’IA, tandis que l’autre provient de nouvelles données obtenues en 2018 et analysées par la méthode classique. Les deux articles concluent à une révision nécessaire des propriétés de l’image.

1. À gauche, image par l’EHT du trou noir au centre de M87, basée sur les observations de 2017, telle que rapportée par la collaboration EHT en 2019. Au milieu, reconstruction de l’image à partir des mêmes données en appliquant les algorithmes de PRIMO. À droite, l’image de PRIMO floutée pour la mettre à la résolution de l’EHT. Le diamètre de l’anneau d’émission, l’asymétrie nord-sud et la dépression centrale de la brillance sont présents dans toutes les images. Mais l’image PRIMO offre une utilisation supérieure de la résolution et de la dynamique de l’EHT.

Ce que l’on a nommé l’EHT (Event Horizon Telescope) est un réseau d’une douzaine de radiotélescopes distribués autour de la Terre, destinés à étudier notamment l’environnement immédiat du trou noir supermassif de la Voie lactée et de celui de M 87 avec un pouvoir de résolution permettant d’observer leur horizon [1]. L’observation a été réalisée en avril 2017 et les résultats en ont été rapportés en 2019 et 2021 (voir l’Astronomie 129 de juin 2019 et 149 de mai 2021). Ces observations ont révélé une structure en forme d’anneau qui a été interprétée comme une émission amplifiée gravitationnellement autour d’un trou noir central.

Une équipe d’astronomes états-uniens conduite par une chercheuse de l’Institut d’études avancées de Princeton vient de publier un article dans lequel elle réanalyse ces observations qui avaient été obtenues à partir de données informatiques assez clairsemées, à l’aide d’un algorithme de l’IA appelé PRIMO. Celui-ci utilise comme ensemble d’entraînement des simulations très précises de trous noirs [2]. Les auteurs déduisent que l’image du trou noir contient un anneau mince et brillant dont l’épaisseur est deux fois plus faible que ce qui avait été rapporté précédemment (fig. 1). Cette amélioration devrait conduire à des erreurs réduites concernant la masse du trou noir.

Un autre article publié presque en même temps par une équipe de plus de cent astronomes conduits par deux chercheurs chinois de l’observatoire astronomique de Shanghai rapporte les résultats d’une observation de M 87 réalisée en 2018 [3]. Cet article utilise des données obtenues avec le « Global Millimetre VLBI Array » (GMVA), un réseau plus ancien qui partage de nombreux collaborateurs avec l’EHT, mais observe à 3,5 millimètres de longueur d’onde et non pas à 1,3 millimètre.

2. Images à haute résolution de M 87 obtenues les 14 et 15 avril 2018 à la longueur d’onde de 3,4 millimètres. En a, image obtenue avec un poids uniforme. L’ellipse remplie dans le coin gauche en bas donne la taille du faisceau du radiotélescope. Les contours montrent la brillance en mJy et augmentent par pas d’un facteur 2. En b est montrée la région centrale de l’image mais restaurée avec le faisceau projeté sur un cercle ayant la taille du petit axe de l’ellipse. En c, grossissement de la région centrale montrant la taille de la structure en anneau vue à 3,5 millimètres de longueur d’onde, qui est approximativement 50 % plus large qu’à 1,3 millimètre. Pour chaque image, la carte en couleur donne la température en kelvin, qui est reliée à la brillance.

Quel est l’intérêt de cette nouvelle observation ? Se placer à une plus grande longueur d’onde réduit la résolution, mais montre une partie plus grande de l’image et permet pour la première fois de voir comment le jet se connecte à l’anneau. La source radio compacte est résolue spatialement et révèle une structure en anneau dont la taille est de 8 rayons gravitationnels, environ 50 % plus grand que celui observé à 1,3 mm. Cet anneau à la fois plus large et plus épais implique une contribution significative d’un flot d’accrétion, en plus de l’émission de l’anneau amplifiée gravitationnellement. Les images montrent le bord brillant d’un jet dont la région de lancement est plus grande que celle qu’on attendait. L’origine de cet excès est encore incomprise, mais il est possible qu’elle marque la présence d’un vent associé au flot d’accrétion (fig. 2).

Par Suzy Collin-Zahn, Observatoire de Paris-PSL

Publié dans le magazine L’Astronomie Juillet-Août 2023

Notes

1. 1. L’horizon d’un trou noir représente la frontière à partir de laquelle la vitesse de libération atteint celle de la lumière, c’est-à-dire que la lumière elle-même est capturée et ne peut plus sortir du trou noir. D’une part, la taille de cet horizon dépend de la rotation du trou noir, d’autre part, elle est proportionnelle à sa masse. Ainsi, l’horizon d’un trou noir sans rotation d’un milliard de masses solaires a un rayon (le « rayon gravitationnel ») de 3 milliards de kilomètres. Il est plus petit si le trou noir est en rotation.
2. Lia Medeiros, Dimitrios Psaltis, Tod R. Lauer, et Feryal Özel, « The Image of the M87 Black Hole Reconstructed with PRIMO », The Astrophysical Journal Letters, 947, L7, 10 avril 2023.
3. Ru-Sen Lu, Keiichi Asada et al., « A ring-like accretion structure in M87 connecting its black hole and jet », Nature, avril 2023.

La planète engloutie

par Sylvain Bouley | Oct 16, 2023 | Actualités

Des astronomes ont observé un sursaut lumineux qui pourrait être la signature de l’engloutissement d’une exoplanète de la taille de Jupiter par son étoile-hôte.

Figure 1. Évolution de l’étoile V838 Monocerotis vue par le télescope spatial Hubble (HST). Cette étoile initialement non répertoriée a connu un sursaut de luminosité début 2002, pour atteindre 600 000 luminosités solaires. Par la suite, le HST a observé l’évolution de cet objet, ou plus précisément l’écho lumineux qu’il a créé, pendant plusieurs années. V838 Monocerotis est en fait un système triple, et on pense aujourd’hui que l’évènement observé en 2002 correspond à la fusion de deux des trois étoiles composant ce système, phénomène aussi appelé nova rouge. (©NASA/ESA/HST)

Les modèles d’évolution planétaire prévoient qu’une planète qui se rapproche trop près de son étoile hôte et se déplace autour de celle-ci sur une orbite de courte période subit d’intenses forces de marée qui, à terme, l’amènent à tomber sur cette étoile. Il y a quelques mois, des astronomes avaient identifié une exoplanète, Kepler 1658b, se déplaçant sur une trajectoire qui devrait la conduire à entrer en collision avec son étoile parente dans environ 2,5 millions d’années (lire l’Astronomie 171 de mai 2023). Mais jusqu’à présent, aucun engloutissement planétaire n’a été observé. Une équipe internationale d’astronomes vient de détecter un sursaut lumineux qui pourrait précisément être la signature de ce type d’événement [1].

Le signal enregistré par Kishalay De et ses collaborateurs, nommé ZTF SLRN-2020, provient d’une région située à environ 4 kiloparsecs [2] de la Terre. Il se décompose en deux parties : un sursaut relativement bref (une dizaine de jours) dans le domaine visible, suivi d’une lente décroissance (six mois) dans l’infrarouge. Un sursaut de luminosité peut être associé à différents évènements astronomiques, comme les novae classiques, ou l’accrétion de gaz chaud par une étoile à neutrons, ou un trou noir. Dans un premier temps, les auteurs de l’étude ont donc comparé les propriétés de ZTF SLRN-2020 aux caractéristiques des sursauts associés à ces processus. L’absence de signal dans le domaine des rayons X permet d’éliminer le scénario de l’accrétion de gaz par une étoile à neutrons ou un trou noir. Les novae classiques sont, quant à elles, liées à l’accrétion sur une naine blanche d’hydrogène provenant d’une étoile compagne très proche, ce qui provoque des réactions de fusion thermonucléaire à la surface de la naine blanche. Le sursaut optique associé à ces réactions est cependant beaucoup plus court que dans le cas de ZTF SLRN-2020, et il s’accompagne de raies d’émission qui, toujours dans le cas de ZTF SLRN-2020, ne sont pas observées.

Figure 2. Scénario de l’engloutissement planétaire. (© Smadar Naoz)

En revanche, le signal mesuré ressemble aux sursauts associés aux novae rouges. Ces évènements, détectés pour la première fois il y a une trentaine d’années, et dont V838 Monocerotis est un bel exemple (fig. 1), sont provoqués par la fusion de deux étoiles d’un système binaire. Ils se manifestent par un sursaut de lumière rougeâtre suivi d’une longue décroissance de luminosité dans l’infrarouge, deux caractéristiques que l’on retrouve chez ZTF SLRN-2020. Ce dernier présente aussi, dans son spectre, des raies d’absorption moléculaire caractéristiques des novae rouges. Une différence de taille, cependant, est que ZTF SLRN-2020 est beaucoup moins lumineux qu’une nova rouge habituelle. Cela suggère que l’un des deux objets impliqués dans l’évènement observé est beaucoup plus petit qu’une étoile. Par ailleurs, sur la base de clichés plus anciens, les auteurs de l’étude ont pu établir que l’objet à l’origine du sursaut était une étoile de type solaire. Ils en déduisent que le sursaut observé correspond sans doute à l’engloutissement d’une planète géante gazeuse environ 10 fois plus massive que Jupiter (fig. 2). La longue décroissance lumineuse dans le domaine infrarouge serait une conséquence du réajustement thermique et dynamique de l’étoile hôte.

En conclusion de leur article, les auteurs ont calculé que, dans le disque galactique, le nombre de planètes englouties par leur étoile pourrait être compris entre un par décennie et plusieurs par an. Dans ces conditions, il est parfaitement envisageable, dans les années qui viennent, d’observer de nouveaux sursauts associés à ce type d’évènement.

Par Frédéric Deschamps, IESAS, Taipei, Taïwan

Publié dans le magazine L’Astronomie Septembre 2023

Notes :

1. De K. et al., « An infrared transient from a star engulfing a planet », Nature, 617, 2023, 55-60, doi: 10.1038/s41586-023-05842-x.
2. Rappelons qu’un parsec est égal à 3,26 années-lumière.