La chute programmée de l’exoplanète Kepler 1658b

par Sylvain Bouley | Juil 16, 2023 | Actualités

Des mesures de temps de transit réalisées par plusieurs instruments montrent que l’orbite de l’exoplanète Kepler 1658b se rétrécit inexorablement. À terme, cette exoplanète sera absorbée par son étoile hôte.

Les planètes orbitant très près de leur étoile hôte subissent d’intenses forces de marée qui peuvent fortement affecter leurs propriétés orbitales. En transférant de l’énergie de la planète vers l’étoile, les marées ont notamment pour effet de diminuer la période, et donc le rayon, de l’orbite de la planète. Cette dernière se déplace ainsi sur une trajectoire spirale qui l’amène lentement mais inexorablement à entrer en collision avec son étoile hôte. Ce phénomène est toutefois difficile à mettre en évidence car, à l’échelle de la vie humaine, la diminution de la période de révolution est très faible.  Jusqu’à présent, un seul cas a été formellement identifié, celui de WASP 12b, une géante gazeuse environ deux fois plus grande que Jupiter et qui tourne autour d’une étoile comparable à notre Soleil. WASP 12b est distante de cette étoile de seulement 0,023 unité astronomique (ua) et elle parcourt son orbite en un peu plus d’un jour terrestre. Les observations suggèrent que dans quelque 3 millions d’années, elle sera absorbée par son étoile. Les effets de marée sont d’autant plus importants que le rapport entre le rayon de l’étoile et la taille (le demi-grand axe) de l’orbite de la planète est élevé. Autrement dit, le déclin orbital d’une planète est a priori plus rapide et sera plus facilement observable pour une planète se déplaçant autour d’une grosse étoile et à faible distance de celle-ci. C’est précisément le cas de Kepler 1658b, une géante gazeuse dont le rayon est de 6 fois celui de Jupiter. Kepler 1658b se situe à 0,054 ua de son étoile hôte, autour de laquelle elle tourne en 3,8 jours. Cette étoile, de type spectral F8, a quitté la séquence principale et son rayon est d’environ 2,9 rayons solaires.  En combinant les temps de transit de Kepler 1658b recueillis par les satellites Kepler et TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) et par le spectromètre infrarouge WIRC (Wild Field Infrared Camera) monté sur le télescope Hale du Mont Palomar, une équipe d’astronomes a établi que la période de révolution de Kepler 1658b diminuait de 131 millisecondes (ms) par an [1]. Plus précisément, ce résultat a été déduit du fait que, par rapport à des éphémérides de référence et en comparaison des transits observés par Kepler une dizaine d’années plus tôt, les transits de Kepler 1658b mesurés par TESS et WIRC entre 2020 et 2022 se produisent avec quelques minutes d’avance (figure ci-contre). Les auteurs de cette étude ont par ailleurs vérifié que les données recueillies ne pouvaient pas être expliquées par d’autres phénomènes. En particulier, la précession du périastre de l’orbite peut conduire à une avance des temps de transit au cours du temps. Cependant, dans le cas de Kepler 1658b, cette avance est trop importante et nécessiterait des taux de précession beaucoup trop élevés par rapport à ce qui est physiquement possible. Ainsi, il semble bien que Kepler 1658b se rapproche de son étoile hôte et qu’à terme, elle tombera sur celle-ci. Au rythme déduit des observations de Kepler, TESS et WIRC, cela devrait se produire dans environ 2,5 millions d’années.

Temps de transit de Kepler 1658b devant son étoile hôte mesurés par le satellite Kepler (points bleus), le satellite TESS (points orange) et le spectromètre infrarouge WIRC (points rouges). L’axe des abscisses est gradué en jours juliens corrigés des variations de la position de la Terre par rapport au barycentre du Système solaire et correspond à un intervalle de 15 années. Les transits mesurés par TESS et WIRC entre 2020 et 2022 sont en avance de quelques minutes par rapport aux transits mesurés par Kepler une dizaine d’années auparavant. Cette avance ne peut pas s’expliquer par la précession du périastre de Kepler 1658b (courbe verte pointillée), sauf si l’on suppose des taux de précession très (trop) élevés (courbe verte en tirets). En revanche, elle s’explique bien si l’on suppose que Kepler 1658b se déplace sur une trajectoire spirale avec une période de révolution diminuant de 131 ms par an (courbe rouge). (Vissapragada et al., 2022)

par Frédéric Deschamps – IESAS, Taipei, Taïwan

Publié dans le magazine L’Astronomie Mai 2023

Notes

1. Vissapragada S. et al. (2022), « The possible tidal demise of Kepler’s first planetary system », Astrophys. J. Lett., 941, L31, doi: 10.3847/2041-8213/aca47e.

Propriétés inattendues d’un anneau autour d’une planète naine

par Sylvain Bouley | Avr 14, 2023 | Actualités

Depuis plusieurs décennies, l’observation des objets du Système solaire à l’occasion d’occultations stellaires a révélé des résultats extrêmement intéressants. La méthode consiste à mesurer avec une grande précision et une grande résolution temporelle la lumière d’une étoile au moment du passage d’un objet (planète ou astéroïde) devant celle-ci. On voit alors la lumière de l’étoile diminuer jusqu’à s’annuler, puis réapparaître après le passage de l’objet. Cette méthode a apporté trois types de résultats : 1) l’étude des atmosphères des objets qui en sont dotés (planètes géantes, Titan, Triton, Pluton) ; 2) l’étude de leur forme et de leurs dimensions; et enfin 3) la découverte et l’étude d’anneaux autour de certains d’entre eux. C’est par cette méthode que les anneaux d’Uranus ont été découverts en 1977 [1] (fig. 1), puis ceux de Neptune en 1984 [2] (fig. 2) plusieurs années avant leur confirmation par Voyager 2. C’est aussi par cette méthode que le diamètre de l’objet transneptunien Éris a été mesuré [3] ; le résultat, très proche de celui de Pluton, a été un élément important en faveur de la redéfinition du statut de Pluton, rebaptisé planète naine par l’Union astronomique internationale en 2006.

1. Les anneaux d’Uranus observés par la sonde Voyager 2 (1986, à gauche) et par le télescope spatial Hubble (2002, à droite). (Nasa/JPL)

Au cours des dix dernières années, la méthode des occultations stellaires nous a offert de nouvelles surprises. En 2014, contre toute attente, un anneau a été découvert autour de l’astéroïde de type centaure (qui orbite entre Jupiter et Neptune) Chariklo [4] ; trois ans plus tard, c’est le transneptunien Hauméa qui s’est lui aussi trouvé doté d’un anneau [5]. Ces deux découvertes ont remis en question les modèles de formation des anneaux, que l’on croyait jusqu’alors réservés aux planètes géantes, et les ont fait progresser pour rendre compte de ces nouvelles observations.

Aujourd’hui, c’est une nouvelle surprise qui nous est révélée. A nouveau, un anneau a été découvert autour d’un objet transneptunien nommé Quaoar, par des observations d’occultation stellaire ; le fait nouveau est que cet anneau est situé à une distance anormalement éloignée de l’objet. Jusqu’à présent, tous les anneaux découverts dans le Système solaire (à l’exception des plus ténus, ou de ceux qui sont alimentés par des satellites) sont relativement proches de l’objet qu’ils entourent, de sorte que les forces de marée qu’ils subissent empêchent les particules de s’agglomérer pour former un satellite : c’est ce que l’on appelle la limite de Roche. Si les particules en orbite autour de l’objet ont la même densité que celui-ci, on estime cette limite à 2,5 fois le rayon de l’objet. Or, dans le cas de Quaoar, l’anneau observé est situé à plus de 7 rayons de l’objet central !

2. Les anneaux de Neptune observés par la sonde Voyager 2 (1989, en haut) et par le James Webb Space Telescope (2022, en bas). (Nasa/JWST)

Les observations

Quaoar est un objet transneptunien dont le diamètre est de 1 150 km et la période de rotation de 17,7 heures. Quaoar possède un satellite nommé Weywot, d’un diamètre de 170 km, et d’une période orbitale de 12,5 jours, découvert sur des images du télescope spatial Hubble. Il orbite dans un plan incliné de 14 degrés par rapport au plan de révolution de Quaoar autour du Soleil.

Quatre occultations stellaires par Quaoar ont été observées, grâce à des prédictions utilisant les données astrométriques les plus récentes de la sonde européenne Gaia. Elles ont eu lieu le 2 septembre 2018, le 5 juin 2019, le 11 juin 2020 et le 27 août 2021. Comme c’est l’usage, chaque événement mobilise plusieurs télescopes localisés en différents points du globe terrestre, la coordination étant assurée par un réseau regroupant astronomes amateurs et professionnels. Dans le cas de Quaoar, le télescope spatial CHEOPS, dédié à l’observation des exoplanètes par transit, a également été mobilisé le 11 juin 2020. La première détection de l’une des composantes de l’anneau a été obtenue en Namibie en 2018, ce qui a justifié la mise en place d’une campagne d’observations à l’occasion des occultations stellaires suivantes. Le plus beau résultat a été obtenu le 5 juin 2019 par le télescope GranTeCan de La Palma qui a pu observer les deux composantes de l’anneau de part et d’autre de l’occultation centrale due à l’objet lui-même (fig. 3). Plus tard, d’autres détections réalisées en différents sites ont permis d’affiner la représentation de l’anneau, en particulier celle obtenue en Australie en août 2021. C’est aussi le cas des observations de CHEOPS du 11 juin 2020 ; bien que la résolution temporelle des données soit inférieure à celle des données prises du sol, il est tout de même possible de détecter la présence des anneaux de part et d’autre de l’objet (fig. 4).

3. À gauche : Projection sur le ciel de la trajectoire de l’étoile en fonction du temps lors de l’occultation stellaire par Quaoar le 5juin 2019. À droite, en haut : Courbe d’occultation stellaire par Quaoar enregistrée au GranTeCan le 5 juin 2019, entre –250 et +250 secondes. À droite, en bas : Agrandissement de la courbe à proximité de l’occultation par l’anneau. On voit que les profils sont nettement différents, ce qui montre que l’anneau présente des inhomogénéités en longitude.

Les observations du 5 juin 2019 (fig. 3) font clairement apparaître que l’anneau de Quaoar n’est pas homogène en densité. À partir d’un modèle prenant en compte l’ensemble des observations, les auteurs de l’étude ont pu préciser les caractéristiques de l’anneau. Son épaisseur optique varie entre une fraction de pour cent et l’unité selon la longitude*. Les observations sont compatibles avec un anneau coplanaire avec l’orbite du satellite de Quaoar, Weywot, lui-même situé à 24 rayons du corps central ; il est en effet probable que l’anneau et le satellite sont tous deux issus du même système primordial en orbite autour de Quaoar. La distance de l’anneau à l’objet central est d’environ 4 100 km, soit 7,4 fois le rayon de Quaoar.

Un anneau au-delà de la limite de Roche

Comment peut-on expliquer l’existence d’un anneau au-delà de la limite de Roche ? Nous avons vu que cette limite dépend de la densité du matériau considéré. À la distance où l’anneau est observé, ce matériau devrait avoir une densité très faible (de l’ordre de 30 kg/m3) pour être détruit par les forces de marée de l’objet central ; cette densité correspondrait à un matériau extrêmement poreux, ce qui le rendrait très différent des anneaux observés autour de Chariklo et Hauméa. Mais même dans ces conditions, selon les simulations numériques, le matériau contenu dans l’anneau de Quaoar devrait former un satellite en seulement quelques décennies… La probabilité d’observer un tel phénomène est donc extrêmement faible, et l’explication doit être recherchée ailleurs.

4. À gauche : Projection sur le ciel de la trajectoire de l’étoile en fonction du temps lors de l’occultation stellaire par Quaoar le 11 juin 2020, telle qu’elle a été observée par le télescope spatial CHEOPS. À droite, en haut : Courbe d’occultation stellaire par Quaoar enregistrée par CHEOPS le 11 juin 2020, entre –200 et +200 secondes. À droite, en bas : Agrandissement de la courbe à proximité de l’occultation par l’anneau.

Une autre piste a été explorée par les découvreurs de l’anneau de Quaoar. Ils font remarquer que la force d’attraction gravitationnelle entre deux particules d’un anneau dépend de leur densité, mais aussi de la dispersion de leur vitesse par rapport à l’objet central. Si celle-ci est élevée, alors les deux particules peuvent éviter de s’agglomérer, même au-delà de la limite de Roche. Une façon d’augmenter la dispersion des vitesses des particules de l’anneau est d’utiliser une loi de collision qui n’a pas été jusque-là considérée pour les anneaux. Des mesures de laboratoire ont en effet montré que pour des températures plus basses que celles qui ont été jusque-là considérées pour les anneaux de Saturne, les collisions sont plus élastiques. Les auteurs de l’article montrent alors que les vitesses post-impacts restent suffisamment grandes pour que les particules échappent à leur attraction mutuelle, inhibant ainsi l’accrétion. Une autre cause pour maintenir une grande dispersion de vitesse pourrait également être une force extérieure. Celle-ci pourrait provenir de résonances (voir Éclairage, p. 76) avec Quaoar, ou avec son satellite Weywot, ou avec d’autres satellites qui resteraient à découvrir autour de Quaoar. Il se trouve que l’anneau est proche de la résonance spin-orbite 1:3 de Quaoar, et de la résonance de moyen mouvement 6:1 de Weywot. Vu sa taille relativement petite, Quaoar possède probablement une forme irrégulière qui pourrait être à l’origine de résonances spin-orbite 1:3 ; celles-ci sont aussi observées dans le cas des anneaux de Chariklo et Hauméa, et pourraient favoriser le confinement de l’anneau à proximité de cette résonance. Des simulations numériques sont en cours pour tester ce mécanisme

par Thérèse Encrenaz, Observatoire de Paris-PSL

Article publié dans l’Astronomie, Février 2023

NOTE

* Une épaisseur optique de 1 correspond à un objet totalement opaque et une épaisseur de 0 à un objet totalement transparent.

1. J. L. Elliot et al. (1977). The rings of Uranus. Nature 267, 328-330.
2. W. B. Hubbard et al. (1986). Occultation detection of a neptunian ring-like arc. Nature 319, 636-640.
3. B. Sicardy et al. (2011). A Pluto-like radius and a high albedo for the dwarf planet Eris from an occultation. Nature 478, 493-496.
4. F. Braga-Ribas et al. (2014). A ring system detected around the Centaur (10199) Chariklo. Nature 508, 72-75.
5. J. L. Ortiz et al. (2017). The size, shape, density and ring of the dwarf planet Haumea from a stellar occultation. Nature 550, 219-223.

Et la Lune se forma (presque) instantanément…

par Sylvain Bouley | Avr 14, 2023 | Actualités

Des simulations numériques montrent que la Lune se serait formée immédiatement après l’impact entre Théia et la Terre, sans passer par une phase de disque de débris. Ces simulations expliquent également la composition isotopique des roches lunaires.

Selon la théorie actuelle, la Lune se serait formée à la suite d’un impact entre une petite planète, Théia, et une proto-Terre un peu plus petite que la Terre actuelle (voir l’Astronomie 129, été 2019, « Aux sources de la Lune – Rencontre avec Théia ? »). La collision entre ces deux objets aurait désintégré Théia et excavé une partie du manteau terrestre, envoyant en orbite un disque de débris. La Lune se serait ensuite formée par accrétion d’une partie du matériau de ce disque, le reste retombant sur Terre. Ce scénario, plus connu sous le nom d’impact géant, a été proposé dès 1975. Il permet d’expliquer un certain nombre de propriétés du système Terre-Lune tel que nous le connaissons, à commencer par le moment cinétique élevé de ce système et le fait que la Lune est globalement moins riche en fer que la Terre.

Dans une certaine mesure, il explique également la similarité isotopique entre notre planète et son satellite (voir encadré), similarité qui suggère que le manteau terrestre et la Lune sont issus d’une même source. En mélangeant les roches de Théia et du manteau de la proto-Terre, l’impact géant fournit en effet une source de matériau commune à la Lune et au manteau terrestre. Dans les années 2000, des simulations numériques ont démontré la faisabilité du scénario de l’impact géant. Mais ces simulations ont également jeté un doute en montrant que la Lune devait être formée du matériau issu de Théia à plus de 70 %. Selon ce résultat, la similarité isotopique entre la Terre et la Lune devrait, contrairement à ce qui est observé, être limitée. Cette contradiction constitue jusqu’à présent le principal obstacle à l’hypothèse de l’impact géant, sauf (ce qui est peu probable) si l’on suppose que la proto-Terre et Théia se sont formées dans le même environnement. De nouvelles simulations numériques semblent lever cette hypothèque [1].

2. Simulation d’un impact entre Théia et la proto-Terre à haute résolution (nombre de particules supérieur à 3 millions). Pour les deux premiers et deux derniers clichés, le code de couleur représente les matériaux de Théia (brun et jaune) et de la proto-Terre (gris et orange). Pour les clichés intermédiaires, il indique le matériau formant la Lune (violet) et les résidus retombant sur Terre (vert). Des animations 2D et 3D sont disponibles sur [https://icc.dur.ac.uk/giant_impacts]. (© Kegerreis et al. – 2022)

Des simulations à haute résolution

Les simulations numériques de collisions entre petites planètes sont basées sur des calculs hydrodynamiques dans lesquels les planètes sont modélisées par l’assemblage d’un grand nombre de points, ou particules, dont on suit l’évolution pendant et après l’impact. Plus le nombre de particules (ou, si l’on préfère, la résolution) utilisé est élevé, plus la taille de chaque particule est petite, et donc plus la précision des calculs sera bonne. Pour des raisons liées aux temps et aux puissances de calcul, les simulations réalisées jusqu’à présent utilisaient un nombre de particules compris entre cent mille (10^5) et un million (10^6).

Or, les simulations effectuées par Jacob Kegerreis, chercheur à l’université de Durham, qui utilisent jusqu’à cent millions (10^8) de particules, montrent que passé un certain seuil, autour de 3 millions de particules, le scénario de l’impact géant diverge notablement par rapport aux simulations précédentes. La principale différence est que la Lune se serait formée presque instantanément dans la foulée de l’impact, et sans passer par la formation d’un disque de débris (fig. 2).

Le matériau composant la future Lune se serait séparé très rapidement (moins de 2 heures après l’impact) du reste des débris, et aurait été placé immédiatement en orbite grâce à un effet de fronde [3]. Autre différence de taille, ces nouvelles simulations prédisent que le satellite ainsi formé, du moins son enveloppe externe, est composé à 60 % du matériau de la proto-Terre. Autrement dit, elles expliquent en grande partie la similarité isotopique entre la Terre et la Lune, venant ainsi conforter le scénario de l’impact géant, cela d’autant plus qu’elles rendent également compte du moment cinétique du système Terre-Lune et de l’appauvrissement en fer de notre satellite.

SIMILARITE ISOTOPIQUE

Un élément chimique est caractérisé par son nombre de protons (ou d’électrons), mais peut comporter un nombre différent de neutrons, ce qui définit autant d’isotopes du même élément. Par exemple, l’oxygène (O), qui comporte 8 protons, possède trois isotopes, 16O, 17O et 18O, comptant respectivement 8, 9 et 10 neutrons. Dans la nature, l’abondance en chaque isotope d’un élément donné peut varier d’un environnement (ou d’une roche) à un autre, l’un des isotopes étant généralement beaucoup plus abondant que les autres (16O dans le cas de l’oxygène). Ces variations sont induites par différents mécanismes physiques, comme les processus volcaniques ou l’évaporation (les isotopes les moins lourds ayant plus de chance de s’évaporer). On rassemble généralement ces processus sous le terme de fractionnement isotopique.

Pour le plus grand bonheur des scientifiques, les rapports isotopiques mesurés aujourd’hui dans les roches, les glaces ou d’autres matériaux apportent des indices sur les processus s’étant produits par le passé et ayant affecté la Terre ou les autres objets du Système solaire. Les éléments comportant plus de deux isotopes stables sont par ailleurs très intéressants, car ils permettent de déterminer si deux roches sont issues d’une même source primordiale même si, par la suite, ces roches ont suivi différentes histoires. En effet, lors d’un fractionnement isotopique, les rapports d’abondances entre les isotopes les moins fréquents et l’isotope dominant (par exemple, les abondances en 17O et 18O par rapport à 16O, notées d17O et d18O [2]) sont modifiés, mais dans des proportions identiques. Ainsi, lorsque, dans un graphe, on représente l’un de ces rapports en fonction de l’autre (par exemple d18O en fonction de d17O) les échantillons issus d’un même matériau primordial s’alignent le long d’une droite.

La dispersion des mesures le long de cette droite reflète un ou plusieurs fractionnements ultérieurs, suite à un ou des événements particuliers. De la même façon, le fait que des échantillons issus de différentes roches (par exemple des roches lunaires et des roches terrestres) s’alignent sur une même droite suggère que ces différentes roches proviennent d’un même matériau primordial. L’analyse des échantillons de roches lunaires rapportés par les missions Apollo a révélé une grande similarité de composition isotopique entre la Terre et son satellite. Par exemple, les rapports isotopiques de l’oxygène, d17O et d18O, suivent des tendances identiques sur Terre et sur la Lune : les rapports mesurés pour différents échantillons terrestres et lunaires se situent sur une même droite (fig. 1). La proximité isotopique entre la Terre et son satellite s’étend à d’autres éléments, dont le chrome, le titane, le fer, et le potassium, et, comme on vient de le voir, elle suggère que la Lune et le manteau terrestre sont issus d’un même matériau.

Les mesures réalisées sur les météorites provenant de différents corps du Système solaire, dont Mars et Vesta, montrent au contraire de grandes disparités isotopiques dans les matériaux sources utilisés pour former la Terre et ces corps. Ces différences reflètent d’importantes variations isotopiques dans la nébuleuse protoplanétaire, donc antérieures à la formation des planètes, sans doute liées à la distance au Soleil. Théia et la proto-Terre, dont la collision a donné naissance au système Terre-Lune, se sont sans doute formées dans des environnements différents et devaient donc avoir des signatures isotopiques initiales différentes. L’impact géant aurait eu pour effet de mélanger efficacement les matériaux de Théia et de la proto-Terre, fournissant une origine commune aux roches de la Lune et du manteau terrestre.

 

1. Comparaison des rapports isotopiques d17O et d18O de l’oxygène sur la Terre, la Lune, Mars et Vesta. (D’après Wiechert et al. (2001), Science, 294, 345-348.)

Par  Frédéric Deschamps, IESAS, Taipei, Taïwan

Article publié dans l’Astronomie, Mars 2023

Notes

1. Kegerreis J. A. et al. (2022), « Immediate origin of the Moon as a post-impact satellite », Astrophys. J. Lett., 937, L40, doi: 10.3847/2041-8213/ac8d96.
2. Les rapports isotopiques « deltas » sont obtenus en deux temps. D’abord, on mesure le rapport d’abondance R par rapport à l’isotope le plus fréquent (ici  16O), par exemple, pour 17O, R = 17O/16O. Puis on compare le rapport obtenu pour chaque échantillon avec un rapport de référence (ici, la composition isotopique moyenne des océans terrestres, RSMOW), par exemple, pour 17O, d17O = (R – RSMOW)/RSMOW.
3. Plus précisément, la partie des débris qui, à terme, va retomber sur Terre transfère du moment cinétique à la future Lune, ce qui permet à cette dernière de se placer en orbite.

Existe-t-il des galaxies semblables à la Voie lactée ?

par Sylvain Bouley | Avr 14, 2023 | Actualités

Il est difficile de connaître la structure à grande échelle de notre Galaxie, la Voie lactée, puisque nous sommes à l’intérieur de celle-ci. Cependant, nous pouvons étudier individuellement les populations d’étoiles et leur composition chimique, et tenter de comparer ces propriétés à celles des autres galaxies que nous observons. Le résultat est surprenant.

1. Vue d’artiste, annotée, de la Voie lactée. (ASA/JPL-Caltech/R. Hurt (SSC/Caltech))

On ne connaît qu’approximativement la structure à grande échelle de la Voie lactée, grâce en particulier aux mesures des vitesses des étoiles et du gaz dans les bras spiraux (fig. 1), mais on peut déterminer individuellement les propriétés des étoiles : température, pression, abondance des éléments, etc. Au contraire, dans les galaxies extérieures, on observe facilement les propriétés à grande échelle, mais pas individuellement celles des étoiles.

On sait que la Voie lactée est une galaxie spirale de type morphologique (dit de Hubble) entre Sb et Sc (fig. 2), contenant 300 ou 400 milliards d’étoiles. La Voie lactée a-t-elle des galaxies jumelles ? Une équipe internationale de chercheurs principalement du Royaume-Uni, conduite par un chercheur de l’école de physique et d’astronomie de l’université de Nottingham, vient de chercher les « jumelles » de la Voie lactée dans un catalogue de 10 000 galaxies produit par le SDSS (Sloan Digital Sky Survey) [1].

Dans le catalogue SDSS-IV/MaNGA, ils ont sélectionné un échantillon de 138 galaxies de même type que la Voie lactée, en se fondant sur leur masse, leurs propriétés chimiques, le rapport et le taux de formation d’étoiles, le rapport entre la luminosité du bulbe et celle de la galaxie, afin de comparer plus finement leurs propriétés à celles de la Voie lactée. Pour décrypter les informations relatives à la Voie lactée, ils ont adapté un modèle semi-analytique de formation d’étoiles aux spectres du catalogue MaNGA, en tenant compte en particulier des vents stellaires qui tombent des régions externes vers les régions internes et en incorporant l’enrichissement chimique provenant des supernovae. Ils trouvent ainsi que 56 des 138 galaxies de l’échantillon reproduisent d’assez près les propriétés de la Voie lactée.

Actuellement, leur formation stellaire se produit dans les régions extérieures évoluant sur un temps long, les régions intérieures ayant connu, tôt dans leur histoire, une période de formation stellaire intense due à du gaz provenant de la région externe (fig. 3). D’autres galaxies sont très différentes : soit que leurs régions internes et externes évoluent de la même façon, soit qu’il y manque une région centrale où les étoiles auraient pu se former systématiquement plus tôt. Ces galaxies sont probablement plus âgées que la Voie lactée. Dans ce cas, elles en représenteraient le futur. Toutefois, il peut exister d’autres explications, par exemple un noyau trop actif ayant limité la formation d’étoiles dans la région interne [2].

2. et 3. Le meilleur modèle de galaxie semblable à la Voie lactée tiré du catalogue MaNGA. Le panneau de gauche montre une image optique de la galaxie modèle dont l’empreinte est représentée en magenta. Les deux ellipses en rouge et en bleu correspondent à deux rayons caractéristiques dans la galaxie. Le panneau du milieu montre le taux de formation stellaire calculé à l’intérieur des deux rayons précédents, et le panneau de droite montre l’abondance des éléments lourds (c’est-à-dire plus lourds que le lithium) dans les mêmes conditions, le tout en fonction du temps, en milliards d’années, écoulé depuis la formation de la galaxie modèle. (Shuang Zhou, arXiv:2212.09127v1)

On le voit, il reste beaucoup à apprendre de cette comparaison entre la Voie lactée et les modèles tirés des galaxies observées, mais elle offre en tout cas la possibilité d’en savoir un peu plus sur l’évolution des galaxies. On peut déjà en déduire que, si beaucoup de galaxies paraissent semblables à la Voie lactée, chacune d’elles est unique en son genre, et en outre qu’elles présentent entre elles des différences subtiles ayant certainement influencé leur évolution.

Par Suzy Collin-Zahn,  Observatoire de Paris-PSL

Article publié dans l’Astronomie, Mars 2023

Notes

1. Shuang Zhou, Alfonso Aragón-Salamanca, Michael Merrifield, Brett H. Andrews, Niv Drory, Richard R. Lane, « Are Milky-Way-like galaxies like the Milky Way? A view from SDSS-IV/MaNGA », à paraître dans Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 2023, arXiv:2212.09127v1.
2. Les noyaux actifs émettent des vents parfois assez puissants pour chasser les nuages de gaz du centre de la galaxie, empêchant ainsi leur effondrement sur eux-mêmes et les formations d’étoiles qui s’ensuivraient.

D’étranges anneaux autour d’une étoile

par Sylvain Bouley | Jan 15, 2023 | Actualités

En août 2022, une image du James Webb Space Telescope (JWST) a créé la stupéfaction chez les astronomes : 17 anneaux concentriques entouraient un couple d’étoiles appelé Wolf-Rayet 140. Était-ce une illusion d’optique ou une structure réelle étrange ? La réponse a été donnée grâce à l’analyse détaillée par le télescope JWST de ce couple qui avait été observé depuis une vingtaine d’années.

Quand le vent intense d’une étoile Wolf-Rayet (WR) enrichie en carbone (WC), liée dans un couple à une étoile O ou B, interagit avec le vent moins fort de l’étoile compagne, il se produit un choc à la suite duquel sont formés des grains de poussière. Ceux-ci se propagent ensuite dans l’environnement du couple stellaire. Les premiers grains de poussière carbonée seraient ainsi produits dans les vents de couples d’étoiles évoluées dont l’une des composantes est une WC. Il semble que les WC régulent la position des poussières au cours du mouvement orbital du système.

1. Image en fausses couleurs de WR 140 obtenue avec les filtres de l’instrument MIRI du JWST, F770W, F1500W et F2100W, correspondant respectivement au bleu, au vert et au rouge. Huit pics de diffraction symétriques sont observés autour du cœur saturé de WR 140 et présentent des couleurs plus bleues que l’émission de poussière. (Ryan M. Lau et al., Nature Astronomy, 12 oct. 2022)

En fait, le couple WR 140 représente un laboratoire astrophysique idéal pour étudier cette question (fig. 1 et 2). L’étoile de type WC7 orbite autour d’une étoile O5 en 7,93 ans. Elle produit périodiquement de la poussière pendant quelques mois lorsque son vent est suffisamment comprimé lors de son passage au périastre de l’étoile O. Une émission infrarouge sous forme de deux anneaux de poussière avait déjà été observée au moyen de télescopes au sol à environ 5 000 unités astronomiques du centre du couple stellaire. Cependant, les autres anneaux n’avaient pu être détectés. Il était d’ailleurs nécessaire de s’assurer que ces deux anneaux étaient composés de carbone, ce qui était impossible aussi bien avec les télescopes au sol qu’avec le télescope spatial Hubble.

2. Cette vue d’artiste montre la taille relative du Soleil, en haut et à gauche, comparée à celles des deux étoiles du système Wolf- Rayet 140. L’étoile O a environ trente fois la masse du Soleil, et le compagnon environ dix fois cette masse. (Nasa/JPL-Caltech)

Une équipe internationale conduite par un astronome américain de l’université de Tucson vient de publier un article montrant que les 17 anneaux sont dus à l’interaction des deux étoiles du couple au cours des 130 dernières années [2]. Le JWST révèle en effet des bandes infrarouges à 6,4 et 7,7 microns, qui indiquent la présence de molécules composées d’hydrogène et de carbone observées auparavant autour d’autres étoiles WC mais c’est la première fois que des images confirment l’association de ces caractéristiques spectrales avec la présence de poussière (fig. 3).

3. Spectre obtenu par le JWST (et corrigé pour l’extinction atmosphérique) montrant les caractéristiques spectrales du carbone neutre dans l’anneau 2 (ligne rouge) par comparaison à un modèle en noir. La « raie » en absorption à 12 microns est un artefact instrumental, tandis que l’émission à 10,5 microns est probablement due au silicium. (Ryan M. Lau et al., Nature Astronomy, 12 oct. 2022)

Encore une découverte du JWST, qui nous réserve décidément bien des surprises !

par Suzy Collin-Zahn – Observatoire de Paris, PSL

Article publié dans l’Astronomie n°166, décembre 2022

Notes:

1. Les étoiles Wolf-Rayet sont des étoiles chaudes de plusieurs dizaines de masses solaires issues d’étoiles O et B. Durant une phase brève (de l’ordre du million d’années), elles expulsent de la matière sous forme de vents stellaires violents laissant leur noyau à nu, avant d’exploser en supernova. Celles qui sont enrichies en carbone sont appelées WC, et sont classées en WC suivi d’un numéro, comme WC7 dans le cas présent.
2. Ryan M. Lau et al., « Concentric rings in space: nested dust shells around the Wolf–Rayet binary WR 140 observed with JWST », Nature Astronomy, 12 oct. 2022.

L’origine du système solaire revisitée

par Sylvain Bouley | Jan 15, 2023 | Actualités

Dès le XVIIIe siècle, scientifiques et philosophes se sont interrogés sur l’origine du Système solaire. C’est ainsi qu’Emmanuel Kant (1724-1804) puis Pierre-Simon de Laplace (1749-1827) ont proposé le modèle de la « nébuleuse solaire primitive », selon lequel le Système solaire est le produit de l’effondrement d’un fragment de nuage interstellaire en rotation en un disque perpendiculaire à l’axe de rotation du nuage. L’étude des étoiles jeunes, au cours des dernières décennies, a largement validé ce scénario, qui s’applique également aux étoiles qui nous entourent. Dans le cas de la nébuleuse solaire, la matière proche du centre forme le proto-Soleil, tandis que, selon le scénario développé par V. Safronov à la fin des années 1960, les planètes se forment au sein du disque autour d’inhomogénéités locales à partir de particules solides.

Plus tard apparut le concept de « ligne des glaces », proposé en particulier par H. Mizuno en 1980 ; celle-ci marque la limite de condensation des petites molécules, à commencer par l’eau, H2O, à une température d’environ 170 K. À cette distance (environ 3 à 5 unités astronomiques [ua] du Soleil, au moment de la formation des planètes), la formation des glaces juste en deçà de cette ligne semble avoir favorisé la formation de Jupiter et, au-delà, des autres planètes géantes [1]. Si la présence de la ligne des glaces a apporté une explication satisfaisante à la formation des planètes géantes, il était beaucoup plus difficile de rendre compte de la formation des planètes rocheuses : les modèles nécessitaient soit des particules de taille excessive, soit un disque protoplanétaire excessivement riche en éléments lourds.

Pour résoudre cette difficulté, une équipe européenne coordonnée par A. Morbidelli, de l’Observatoire de la Côte d’Azur [2], a récemment imaginé un scénario dans lequel le matériau provenant de la nébuleuse primitive aurait été déficient en moment angulaire, ce qui aurait produit la formation d’un disque protoplanétaire très proche du Soleil, chaud et compact. La matière propulsée vers l’extérieur aurait franchi la ligne des glaces et, en s’y accumulant, aurait formé les planétésimaux qui ont ensuite donné naissance aux planètes géantes. L’originalité de l’étude est d’imaginer, en deçà de la ligne des glaces, à une distance héliocentrique d’environ 1 ua, une autre frontière associée à la condensation des silicates, à une température d’environ 1 000 K, qui aurait permis, par accumulation de matière à cette frontière, la formation des planétésimaux qui ont ensuite été incorporés dans les planètes rocheuses du Système solaire. Pour les auteurs de l’étude, les deux lignes de condensation se seraient mises en place simultanément, mais, selon leurs calculs, les planétésimaux de la ligne des glaces se formèrent plus rapidement que ceux de la ligne des silicates.

Pour tester leur modèle, A. Morbidelli et ses collègues font appel aux météorites ferreuses, formées dans le premier milliard d’années après la formation du Système solaire. En effet, la formation des planétésimaux à la ligne des glaces est difficile à concilier avec la formation précoce et simultanée de météorites ferreuses présentant des états d’oxydation et des compositions isotopiques différents, indiquant qu’ils ont été formés à des distances du Soleil différentes (lire l’encadré). Les nouveaux résultats présentés par A. Morbidelli et son équipe ouvrent une nouvelle perspective dans la reconstitution des toutes premières phases d’accrétion au sein du disque protosolaire. Il restera à mieux contraindre le modèle dont de nombreux paramètres sont encore mal connus, et aussi à déterminer dans quelle mesure le scénario proposé est unique ou constitue une solution parmi d’autres possibles.

Schéma de la formation du Système solaire selon le modèle de Morbidelli et al. (2022). Haut : Modèle standard. Les flèches noires inclinées indiquent les distances auxquelles 50 % et 100 % du matériau ont été accrétés. Les flèches vertes inclinées, très proches du Soleil, correspondent aux mêmes limites dans le modèle de Morbidelli et al. ; la flèche verte horizontale indique l’échappement vers l’extérieur du matériau tombé à proximité du Soleil. Bas : les lignes de condensation des silicates à 1 ua (T = 1 000 K) et des glaces à 5 ua (T = 170 K). Les planétésimaux se forment à proximité de ces lignes de condensation ; ils sont les embryons des planètes telluriques et géantes. (C. Ormel 2022, Nature Astronomy [3])

par Thérèse Encrenaz, Observatoire de Paris

Article publié dans l’Astronomie n°165, novembre 2022

Notes: [1]. voir Pollack et al., Icarus, vol. 124, Issue 1, p. 62-85, 1996
[2]. A. Morbidelli  et al., 2022. « Contemporary formation of early solar system planetesimals at two distinct radial locations », Nature Astronomy [https://doi.org/10.1038/s41550-021-01517-7].
[3]. C. Ormel, « Archaeology of the Solar System », Nature Astronomy, vol. 6, p. 16-17, janvier 2022. [https://www.nature.com/articles/s41550-021-01521-x]