La comète interstellaire 3I/ATLAS observée par la sonde européenne Juice

par Petank SORO | Juil 1, 2026 | Spatial

La comète interstellaire 3I/ATLAS a pu être observée par plusieurs instruments au sol et dans l’espace au cours de son périple dans le Système solaire interne. La sonde Juice notamment, en route vers Jupiter, a pu analyser les gaz éjectés par la comète. Les rapports isotopiques du carbone indiquent une origine lointaine dans un système planétaire très ancien.

 Au cours du deuxième semestre de l’année 2025, un nouvel objet interstellaire nous a rendu visite (voir l’Astronomie n^o 196, septembre 2025). Il s’agit de la comète 3I/ATLAS (fig. 1), détectée le 1^er juillet 2025 et passée au périhélie le 30 octobre de la même année. Elle était alors derrière le Soleil et donc inobservable depuis la Terre, mais des observations ont été réalisées à cette époque depuis la sonde Juice en route vers Jupiter.

Lancée par l’Agence spatiale européenne le 14 avril 2023 depuis le centre spatial de Kourou, en Guyane, la sonde Juice (JUpiter ICy moons Explorer) poursuit son périple en direction du système de Jupiter qu’elle atteindra en juillet 2031. Sa trajectoire, par un heureux hasard, a croisé celle de la comète ATLAS trois jours après le passage de celle-ci au périhélie (fig. 2). Le 2 novembre, au moment où la sonde était au plus près de la comète, sa distance à celle-ci était de 0,44 unité astronomique (ua), et la distance de la comète au Soleil était de 1,363 ua. Cinq instruments de la sonde ont été mis en service pour observer la comète entre le 2 et le 25 novembre 2025. Cependant, les mesures n’ont pu être retransmises immédiatement à la Terre, qui se trouvait alors de l’autre côté du Soleil ; l’antenne à grand gain de la sonde était alors orientée de façon à servir de bouclier thermique. Ce n’est qu’au mois de février 2026 que l’ensemble des données a pu être récupéré [1].

3I/ATLAS : une comète comme les autres ?

L’instrument MAJIS, à bord de la sonde Juice, est un spectromètre imageur fonctionnant dans l’infrarouge proche (1-5 mm). Sa résolution spectrale est modeste, car son objectif principal est de caractériser les glaces de la surface des satellites galiléens qui présentent des motifs spectraux plus larges que ceux des gaz. L’instrument MAJIS a détecté sans ambiguïté la vapeur d’eau H₂O (fig. 3) et le dioxyde de carbone CO₂ (fig. 4). Les images prises par MAJIS montrent que les éjections gazeuses sont issues du noyau dans la direction du Soleil. Le taux de production de H₂O a été évalué à 6.10²⁸ molécules par seconde, ce qui est typique des comètes du Système solaire.

La détection de la vapeur d’eau a été confirmée par l’instrument SWI (Submillimeter Wave Instrument), un récepteur hétérodyne submillimétrique qui mesure une transition spectrale de H₂O avec une très haute résolution spatiale. Cette capacité lui permet en particulier de mesurer la vitesse des molécules. Il est ainsi apparu que la vapeur d’eau n’est pas éjectée seulement du noyau, mais aussi des grains de glace présents dans la coma entourant celui-ci.

À plus grande distance du noyau, le spectromètre imageur UVS (UltraViolet imaging Spectrograph) a cartographié les atomes d’oxygène, d’hydrogène et de carbone produits par la photodissociation des molécules mères (essentiellement H₂O et CO₂). Là aussi, la comète 3I/ATLAS se comporte comme une comète ordinaire.

Enfin, la caméra JANUS a pu observer en détail la coma, derrière laquelle se cache le noyau, ainsi que deux queues bien séparées (fig. 5). L’une, riche en poussières, est orientée dans la direction opposée au Soleil, à cause de la pression de radiation exercée par notre étoile sur les petits grains. L’autre, riche en gaz ionisé, se situe derrière le noyau dans la trajectoire suivie par la comète. On voit aussi des structures moins lumineuses qui témoignent de l’interaction des atomes et des ions issus de la comète avec les particules du vent solaire.

… mais une comète très riche en deutérium !

D’autres moyens, au sol et dans l’espace, ont été utilisés pour explorer la comète interstellaire. Au sol, le réseau d’antennes millimétriques ALMA a été utilisé le 4 novembre pour cartographier les émissions de H₂O, HDO et CH₃OH autour de 183 et 241 GHz (l = 1,64 et 1,24 mm, respectivement) [2]. Le résultat le plus étonnant a été l’abondance très élevée du deutérium dans cette comète.

Rappelons que le deutérium est un isotope lourd de l’hydrogène ; il est constitué d’un proton, d’un électron et d’un neutron, ce qui lui confère une masse deux fois plus élevée que celle de l’atome d’hydrogène. Il se trouve que, suite à des réactions ion-molécule se produisant à basse température, le rapport D/H (mesuré à partir de diverses molécules, en particulier à partir du rapport HDO/H₂O) est enrichi dans les glaces par rapport à la phase gazeuse, et qu’il est d’autant plus élevé que la température est basse. Le rapport D/H de la nébuleuse protosolaire est d’environ 2.10^–5 ; c’est proche de la valeur mesurée dans Jupiter et Saturne, deux planètes géantes essentiellement constituées de gaz protosolaire. Il est plus élevé dans Uranus et Neptune, ce qui est logique car les deux géantes glacées se sont formées autour d’un noyau de glaces de masse importante, dans lequel le rapport D/H s’est trouvé enrichi. Les comètes, formées dans le Système solaire extérieur, principalement à partir de noyaux de glace H₂O, sont également enrichies par rapport à la valeur protosolaire par un facteur allant de 7 à 20 environ. La valeur du rapport D/H dans les océans terrestres est d’un grand intérêt, car elle nous renseigne sur l’origine des océans. Sa valeur (1,5576.10^–4) montre un fort enrichissement par apport à la nébuleuse solaire primitive, ce qui suggère que ceux-ci proviennent du Système solaire extérieur. Le rapport D/H dans les différentes comètes varie donc typiquement entre la valeur terrestre et trois fois cette valeur.

C’est ici que la mesure de D/H dans la comète 3I/ATLAS, obtenue à partir du rapport des abondances HDO/H₂O (fig. 6), apporte un élément nouveau. Le rapport D/H mesuré est supérieur à 6,6.10^–3, soit 40 fois la valeur terrestre, ou 250 fois la valeur protosolaire !

Un résultat aussi surprenant demandait confirmation : celle-ci a été apportée par les mesures réalisées par le JWST dans le domaine de l’infrarouge proche, le 23 décembre 2025 [3]. Les spectres réalisés par l’instrument NIRSpec du JWST, à 2,7 mm pour H₂O et 4,3 mm pour CO₂, ont permis de mesurer les rapports D/H et ¹³C/¹²C à partir de HDO/H₂O et ¹³CO₂/¹²CO₂ respectivement. La mesure de D/H (9,5 ± 0,6.10^–3) confirme le résultat obtenu avec ALMA (fig. 7). Il suggère pour la comète une formation à très basse température (< 30 K). Le rapport ¹²C/¹³C dans la comète 3I/ATLAS, mesuré à la fois par les rapports ¹²CO/¹³CO et ¹²CO₂/¹³CO₂, est de l’ordre de deux fois la valeur solaire (89) : cette fois, l’isotope lourd ¹³C est appauvri par rapport à l’isotope léger, le plus abondant (¹²C). D’après les modèles d’évolution chimique galactique, la valeur élevée du rapport ¹²C/¹³C pourrait impliquer que l’époque de formation de la comète est très ancienne (10 à 12 milliards d’années) et qu’elle a fait suite à une période d’intense formation stellaire. Pour l’hydrogène comme pour le carbone, les rapports isotopiques mesurés dans 3I/ATLAS sont en dehors des plages de valeurs mesurées dans le Système solaire. Les résultats impliquent pour l’origine de la comète interstellaire un système stellaire dont les conditions physico-chimiques de formation ont été différentes de celles que nous connaissons.

D’autres observations depuis le sol et l’espace

De nombreux télescopes ont été braqués sur la comète 3I/ATLAS. Le réseau ATLAS (celui qui détecta la comète le 1^er juillet 2025) a mesuré régulièrement l’éclat de la comète depuis le début de juillet jusqu’à la fin septembre, quelques semaines avant le passage de la comète au périhélie [4]. C’est aussi le cas du NOT (Nordic Optical Telescope) et du système de 64 télescopes robotisés HATPI, à l’observatoire de Las Campanas, au Chili, dédié à la surveillance des phénomènes célestes variables ou transitoires [5] (fig. 8). Après le passage au périhélie, la magnitude de la comète a été mesurée par le télescope spatial Hubble en décembre 2025 et janvier 2026 [6] (fig. 9). Les auteurs de l’étude ont déduit pour le noyau un rayon de 1,3 km, en supposant un albédo de 0,04.

D’autres moyens spatiaux ont été également mis à contribution. La caméra UV SWAN de l’observatoire solaire SoHO, en opération depuis 1995, a observé la comète dans la raie Ly a à 121,6 nm entre le 6 novembre et le 9 décembre 2025, donnant ainsi une mesure du taux de production d’atomes d’hydrogène et donc du taux de production de H₂O [7] (fig. 10). L’étude des molécules mères issues du noyau de la comète a été menée à deux reprises avec le JWST, le 4 novembre et le 23 décembre, mais aussi avec une nouvelle sonde spatiale lancée par la Nasa le 11 mars 2025. Il s’agit de SPHEREx, un petit spectromètre infrarouge fonctionnant entre 0,75 et 5 mm dédié à un sondage cosmologique. L’instrument a observé la comète ATLAS entre le 1^er et le 15 août 2025 [8]. Les auteurs ont pu cartographier les émissions de H₂O, CO et CO₂, mesurer les taux de production des trois molécules et mettre en évidence la signature spectrale de la glace d’eau. Les mesures sont compatibles avec un petit noyau de rayon inférieur à 2,5 km, entouré d’une coma cent fois plus brillante. Ces caractéristiques rapprochent 3I/ATLAS des comètes hyperactives 103P/Hartley et 46P/Wirtanen, riches en CO₂ et H₂O, pour lesquelles l’émission des éléments volatils provient essentiellement des grains de glace et non du noyau.

Enfin, l’étude des molécules mères de la comète 3I/ATLAS a bénéficié de deux séries d’observations, en utilisant d’une part le réseau d’antennes millimétriques ALMA entre août et septembre 2025 [9], et d’autre part le JWST en décembre 2025 [10]. Dans le premier cas, ALMA a obtenu des cartes du méthanol CH₃OH et de l’acide cyanhydrique HCN. Alors que HCN semble être émis directement par le noyau, la source de CH₃OH provient plutôt d’une source étendue dans la coma elle-même (fig. 11). Dans le second cas, l’instrument NIRSpec du JWST a enregistré le spectre de la comète entre 2,5 et 5 mm, mettant en évidence les émissions de H₂O, CH₄, CH₃OH, C₂H₆, H₂CO, CO₂ et CO (fig. 12), à une époque où la comète, s’éloignant du Soleil, s’approchait de la ligne de condensation de H₂O entre 2 et 3 ua du Soleil. CO, la molécule la plus volatile, est alors devenue l’espèce la plus abondante, devant H₂O et CO₂.

La comète 3I/ATLAS s’éloigne maintenant vers le Système solaire extérieur ; en avril, elle était déjà au niveau de l’orbite de Jupiter. Des trois objets interstellaires connus, elle aura été celui dont la trajectoire est la plus excentrique (e = 6, vitesse à l’infini : 58 km/s). Son niveau d’activité s’est montré intermédiaire entre celui de 1I/‘Oumuamua (dénué de coma) et 2I/Borissov (dotée d’une coma très développée). Le rapport ¹²C/¹³C élevé mesuré dans la comète 3I/ATLAS suggère qu’elle provient d’un système planétaire très ancien. Les trois objets interstellaires découverts à ce jour présentent donc une grande diversité ; il n’y a plus qu’à attendre les surprises que nous révéleront les futurs visiteurs interstellaires.

Article écrit par Thérèse Encrenaz |Observatoire de Paris-PSL

[Notes]

1. Five things Juice has revealed about Comet 3I/ATLAS.
2. Salazar Manzano L. E. et al., « A Direct View of the Chemical Properties of Water from Another Planetary System: Water D/H in 3I/ATLAS », arXiv:2603.07026.
3. Cordiner M. et al., « Isotopic Evidence for a Cold and Distant Origin of the Interstellar Object 3I/ATLAS », arXiv:2603.06911.
4. Tonry J. et al., « ATLAS Transient Discovery Report », arXiv:2509.05562.
5. Hartmann J. D. et al., « HATPI Pre-Perihelion Time-series Photometry of the Interstellar Comet 3I/ATLAS », arXiv:2602.21586.
6. Hui M. T. et al., « Nucleus and Postperihelion Activity of Interstellar Object 3I/ATLAS Observed by the Hubble Space Telescope », Astrophys. J. Letters, 999, L37, mars 2026.
7. Combi M. R. et al., « Water Production of Interstellar Comet 3I/ATLAS from SOHO/SWAN Observations after Perihelion », Astrophys. J. Letters, 998, L17, 2026.
8. Lisse C. M. et al., « SPHEREx Pre-perihelion Mapping of H₂O, CO₂, and CO in Interstellar Object 3I/ATLAS », Astrophys. J. Letters, 1000, L52, 2026.
9. Roth N. X. et al., « CH₃OH and HCN in InterstellarComet 3I/ATLASMapped with the ALMA Atacama Compact Array: Distinct Outgassing Behaviors and a Remarkably High CH₃OH/HCN Production Rate Ratio », Astrophys. J. Letters, 888, L32, mars 2026.
10. Roth N. X. et al., « Coma Physics of an Interstellar Object: JWST Spatial-Spectral Mapping of 3I/ATLAS », arXiv:2603.20460.

1. La comète 3I/ATLAS observée par la sonde Juice le 2 novembre 2025. (Crédit : ESA)

2. Trajectoires de la comète 3I/ATLAS et de la sonde Juice, comparées aux orbites de la Terre et de Mars. La distance entre les deux objets était minimale le 2 novembre 2025. (Crédit : ESA)

3. L’émission de H₂O observée par l’instrument MAJIS, avec l’image (en haut) et le spectre dans l’infrarouge proche, en bas. La direction du mouvement de la comète et la direction du Soleil sont indiquées en rouge sur l’image. (Crédit : ESA)

4. L’émission de CO₂ observée par l’instrument MAJIS, avec l’image (en haut) et le spectre dans l’infrarouge proche, en bas. (Crédit : ESA)

5. L’image de la comète observée en filtre rouge par la caméra JANUS de la sonde Juice le 2 novembre 2025. (Crédit : ESA)

6. Les raies d’émission de HDO (à gauche) et H₂O (à droite) observées dans le domaine millimétrique par le réseau d’antennes ALMA. (Crédit : Salazar Manzano L. E. et al. [2])

7. Les rapports D/H (à gauche) et ¹²C/¹³C (à droite) mesurés dans la comète 3I/ATLAS, comparés aux valeurs obtenues dans le Système solaire, les disques, les jeunes objets stellaires massifs (MYSO) et les protoétoiles. Les rapports D/H sont extraits de HDO/H₂O sauf indication contraire. La valeur très élevée de D/H dans Vénus est attribuée à un échappement massif de l’eau au cours de l’histoire de la planète. (Crédit : Cordiner M. et al. [3])

8. Courbe de lumière de la comète 3I/ATLAS avant le périhélie. La figure réunit les mesures obtenues par différents télescopes. (Crédit : Hartmann J. D. et al. [5])

9. Mesure de la magnitude V apparente de la comète 3I/ATLAS obtenue par le télescope spatial Hubble après le périhélie. (Crédit : Hui M. T. et al. [6])

10. Courbe de lumière obtenue à partir de la mesure de l’hydrogène dans la raie Ly α réalisée par l’instrument SWAN de la sonde SoHO. (Crédit : Combi M. R. et al. [7])

11.Cartographie des molécules HCN et CH₃OH réalisée par le réseau d’antennes ALMA en septembre 2025. En haut : HCN, 12 septembre (à gauche) et 15 septembre (à droite). En bas : CH₃OH, 18 septembre (à gauche) et 1^er octobre (à droite). (Crédit : Roth N. X. et al. [9])

12. Le spectre de la comète 3I/ATLAS enregistré par l’instrument NIRSpec du JWST le 23 décembre 2025. On remarque que les émissions de CO₂ et CO sont importantes par rapport à celle de H₂O. La diminution de la vapeur d’eau est due à la condensation progressive de l’eau à mesure que la comète s’éloigne du Soleil et que sa température décroît. (Crédit : Roth N. X. et al. [10])

Un forgeron dans l’espace ?

par Petank SORO | Juil 1, 2026 | Spatial

La nébuleuse de l’Anneau (Ring Nebula) observée avec la caméra infrarouge NIRCAM du télescope James-Webb (JWST). Elle présente une couche extérieure d’hydrogène très faible en lumière visible. (Crédit : ESA/Webb, NASA, CSA, M. Barlow (UCL), N. Cox (ACRI-ST), R. Wesson (Cardiff University))

Une nébuleuse planétaire bien connue vient de révéler l’un de ses secrets, pour le moment totalement incompris : une barre de fer semble la traverser de part en part …

Les nébuleuses planétaires font partie du milieu interstellaire ; elles ont été appelées ainsi car elles ressemblent à des planètes lorsqu’elles sont observées en basse résolution. Le mot « nébuleuse » vient du latin nebula (« nuage »). On sait maintenant qu’elles n’ont aucun rapport avec les planètes. Elles sont en fait constituées d’une coquille de gaz éjectée d’une étoile de masse comparable à celle du Soleil (de 0,8 à 8 masses solaires) en fin de vie, en train de s’effondrer lentement en passant de l’état de géante rouge à celui de naine blanche. Ce faisant, elles expulsent leurs couches externes qui s’étendent alentour à une vitesse de 20 à 30 km/s (70 000 à 100 000 km/h). Ce nuage est ionisé par la lumière de l’étoile devenue très chaude (50 000 K à 100 000 K). La majeure partie de la matière de l’étoile initiale finit réinjectée dans le milieu interstellaire.

On connaît dans la Voie lactée environ 1 500 nébuleuses planétaires. Elles jouent un rôle crucial pour la composition chimique de l’Univers en expulsant dans le milieu interstellaire les éléments synthétisés pendant la vie de l’étoile.

Elles sont très colorées, et leurs images sont souvent spectaculaires. La nébuleuse de la Lyre ou nébuleuse de l’Anneau (Ring Nebula), NGC 6720, est l’un des exemples les plus célèbres de nébuleuse planétaire. Découverte par Charles Messier en janvier 1779 (elle s’appelle d’ailleurs aussi Messier 57), elle a été observée quinze jours après lui par l’astronome Antoine Darquier de Pellepoix (ce genre de simultanéité se produit souvent en science). Elle est trop faible pour être vue à l’œil nu, mais peut être observée avec un petit télescope.

Une découverte extraordinaire

Un nouveau spectrographe, appelé WEAVE, a permis une découverte originale concernant cette nébuleuse. WEAVE a été installé en 2023 sur le télescope de 4,2 m William-Herschel (WHT) aux Canaries. Il a été cofinancé par le CNRS, l’Observatoire de Paris-PSL et l’observatoire de la Côte d’Azur. Il possède 547 fibres optiques très rapprochées qui envoient la lumière d’une zone hexagonale du ciel vers le spectrographe, où elle est analysée et enregistrée.

Une équipe d’une trentaine d’astronomes conduite par trois chercheurs de l’université de Cardiff, du département de Physique et d’Astronomie de l’University College de Londres et de l’École de physique et d’astronomie de l’université de Cardiff vient de publier un article concernant l’observation spectroscopique de la nébuleuse NGC 6780 obtenue avec WEAVE [1]. Cette observation a permis une extraordinaire découverte : la présence d’une barre verte uniquement dans le domaine de longueur d’onde voisin de 4 200 ångströms. C’est celui de raies du fer ionisé cinq ou six fois. Elle apparaît dans le domaine du vert sur un spectre visible, et seulement dans le vert, et reste invisible dans les autres domaines de longueur d’onde.

Cette figure réunit huit images de la nébuleuse de l’Anneau obtenues par spectroscopie dans plusieurs raies d’émission dont les atomes sont indiqués sur la figure. La couleur dans chaque image donne la brillance de l’émission, le brun-rouge représentant la plus intense et le bleu la plus faible. Toutes les images montrent la même forme de la nébuleuse, sauf la première en haut à gauche, qui correspond aux raies du fer et a la forme d’une barre. (Crédit : IAC/William Herschel Telescope/Wesson et al., MNRAS, 2026)

Spectre de la région de la barre montrant la détection du [FeV] à 4 227 ångströms à l’extrémité droite du spectre en noir calculé pour une température de 10 000 degrés, et une densité de 1 000 particules par cm3. En bleu, spectre observé, et en rouge, son ajustement (fit). (Crédit : IAC/William Herschel Telescope/Wesson et al., MNRAS, 2026)

Vitesses radiales mesurées à partir des raies spectrales dans la région est autour de l’étoile centrale. Les raies du [FeV] 4 224 Å et du [FeVI] 5 679 Å de la barre sont en orange, et l’on voit qu’elles sont décalées vers le rouge par rapport aux autres raies spectrales. (Crédit : IAC/William Herschel Telescope/Wesson et al., MNRAS, 2026)

Article écrit par Suzy Collin-Zahn │ Observatoire de Paris-PSL

[Notes]

1. Wesson R., Drew J. E., Barlow M. J. et al., « WEAVE imaging spectroscopy of NGC 6720: an iron bar in the Ring », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 546, Issue 1, 2026, arXiv:2601.10635.

Découverte probable d’une lune autour d’un compagnon stellaire

par Petank SORO | Juil 1, 2026 | Spatial

Le satellite Triton, le satellite Ganymède et le satellite galiléen.

Alors que le JWST vient de mettre en évidence une lune volcanique autour d’une exoplanète géante très proche de son étoile, des astronomes annoncent la découverte possible par astrométrie d’une lune autour d’une naine brune en orbite autour d’une jeune étoile massive.

Dans le Système solaire, les satellites sont très nombreux autour des planètes géantes (on en dénombre actuellement plus de 300). On les trouve aussi autour des astéroïdes de la ceinture principale et des objets transneptuniens. On peut classer les satellites planétaires en deux catégories en fonction de leur scénario de formation. Les premiers, comme la Lune, les satellites de Mars ou Triton, sont le résultat d’une collision ou d’une capture (fig. 1). Alors que les satellites des planètes terrestres sont dénués d’atmosphère, Triton en possède une très ténue, comparable à celle du transneptunien Pluton quand celui-ci est relativement proche de son périhélie. On trouve dans cette catégorie de nombreux objets, de toutes tailles et dénués d’atmosphère, autour des planètes géantes.

La seconde catégorie concerne les satellites des planètes géantes, dits « réguliers », situés dans le plan équatorial de la planète. Ils se sont formés en même temps que la planète, au sein du minidisque de gaz et de poussières l’entourant, dans un scénario proche de celui de la formation des planètes elles-mêmes au sein du disque protosolaire. Les plus gros satellites de Jupiter, Saturne et Uranus relèvent de cette catégorie (fig. 2). Au sein de cette deuxième classe d’objets, on peut établir des subdivisions. Titan, le plus gros satellite de Saturne, constitue une exception avec son atmosphère dense d’azote moléculaire. Io, très proche de Jupiter, subit des effets de marée suffisamment violents pour générer un volcanisme actif, également à l’origine d’un tore de gaz et de poussières ; lui aussi est unique dans le Système solaire. Les autres gros satellites extérieurs sont des objets glacés, dénués d’atmosphère, dont certains, comme Europe ou Encelade, abritent sans doute un océan d’eau liquide sous leur surface dans lequel, peut-être, des formes primitives de vie auraient pu apparaître. C’est la raison pour laquelle d’ambitieuses missions spatiales ont été lancées pour les explorer de plus près : Ganymède, le plus grand satellite du Système solaire, est, avec Europe, la cible de deux missions spatiales ambitieuses (Juice, lancée par l’Esa en avril 2023, et Europa Clipper, lancée par la Nasa en octobre 2024), pour une exploration du système de Jupiter au début des années 2030.

Des lunes autour des exoplanètes ?

Peut-on espérer découvrir des lunes autour des exoplanètes – des exolunes ? A priori, oui, si l’on considère la multitude et la variété des satellites du Système solaire. Quelles sortes de satellites pourrions-nous espérer détecter ? Disons tout de suite que les perspectives exobiologiques sont extrêmement limitées : il n’est pas question (au moins avant longtemps !) de rechercher la vie au fond d’éventuels océans souterrains abrités par des exolunes glacées… En revanche, la présence de nombreuses exoplanètes géantes à proximité immédiate de leur étoile hôte ouvre la porte à une nouvelle catégorie d’objets : les « exo-Ios » (fig. 3), en référence à Io et à son volcanisme alimentant un tore de matière autour de la planète. Le premier d’entre eux vient d’être découvert, grâce à son tore, autour de l’exoplanète géante Wasp-39 [1]. La proximité immédiate de l’étoile hôte augmente en effet le mécanisme d’émission des gaz du tore jusqu’à rendre celui-ci détectable depuis la Terre. Il est très probable que d’autres exo-Ios seront découverts dans un futur proche ; les planètes cibles sont les Jupiters chauds en transit autour de leur étoile, dont l’atmosphère peut être observée par le JWST.

Quant aux autres satellites, les « exo-Ganymèdes » (ainsi nommés du nom du plus gros d’entre eux dans le Système solaire) qui ne sont pas le siège d’un volcanisme actif, leur détection est beaucoup plus difficile. Les deux principales méthodes de détection d’exoplanètes – méthode des vitesses radiales et méthodes des transits [2] – ont privilégié des objets relativement proches de leur étoile hôte ; or, si l’on en croit l’exemple du Système solaire, les lunes se forment surtout autour des planètes lointaines. Mais pour détecter des exo-Ganymèdes comparables aux satellites extérieurs du Système solaire, mieux vaut utiliser une méthode donnant accès aux exoplanètes éloignées de leur étoile hôte : c’est l’imagerie directe qui permet de réaliser une astrométrie de précision des systèmes planétaires.

Sur le plan théorique, les modèles de formation planétaire prévoient bien la formation possible de satellites autour des exoplanètes, que ce soit par capture gravitationnelle ou par formation au sein de disques circumplanétaires denses. Les planètes proches de leur étoile (à une distance inférieure à l’unité astronomique) ont moins de chance d’avoir des satellites, car ceux-ci risquent d’être perturbés par les effets de marée. Par ailleurs, certains modèles prédisent que la masse des lunes pourrait croître avec celle de leur planète avec une loi en M_P^3/2, M_P étant la masse de la planète [3]. Il était donc logique de commencer la recherche autour de compagnons stellaires massifs (comme les naines brunes) éloignés de leur étoile.

Un satellite autour d’une naine brune ?

C’est ainsi que l’objet HD 206893 B, une naine brune en orbite autour d’une jeune étoile de type F, a été choisi pour une campagne de mesures d’astrométrie menées au Very Large Telescope de l’Eso, au Chili, entre 2018 et 2025. Les résultats de cette campagne, menée par un très large consortium coordonné par Quentin Kral, de l’Observatoire de Paris, viennent d’être publiés dans Astronomy and Astrophysics [4]. HD 206893 est un système stellaire complexe qui inclut une exoplanète de 10 masses joviennes (HD 206893 c) à 3,6 ua de son étoile, la naine brune d’environ 20 masses joviennes situées à environ 10 ua (HD 206893 B) et enfin, entre 30 et 180 ua, un double disque de débris [5] présentant en son centre un espace vide de 27 ua (fig. 4) dans lequel une deuxième planète pourrait être présente.

Les mesures ont été réalisées avec l’instrument GRAVITY au VLTI (Very Large Telescope Interferometer) sur le site de Cerro Paranal de l’Eso, au Chili (fig. 5). GRAVITY est un instrument interférométrique qui recombine les faisceaux provenant de quatre télescopes (soit les grands télescopes UT de 8 m, soit les télescopes auxiliaires AT de 1,8 m) pour réaliser de l’imagerie à haute résolution ou de l’astrométrie de haute précision. Dans le cas de HD 206893 B, les grands télescopes ont été utilisés. En 2024, les observations ont été réalisées à une cadence allant de la journée à quelques semaines, de façon à suivre au mieux le mouvement d’un éventuel satellite autour de la naine brune.

Si la naine brune est accompagnée d’un satellite, son orbite autour de son étoile hôte est modulée d’une quantité Δ autour de celle du centre de gravité du système [naine brune + lune] (fig. 6). Les auteurs de l’étude montrent que la masse de la lune peut être déduite de la mesure de cette modulation si l’on connaît sa période de révolution. Ils montrent qu’une sensibilité de 10 μas (microseconde d’arc) permet de détecter une lune de la masse de Neptune autour d’un objet de 10 masses joviennes, si sa période est de l’ordre de la dizaine de jours. La limite de détection pour la masse de la lune est encore plus basse si la période de la lune est plus élevée ou si la masse de la planète est inférieure à 10 masses joviennes.

À partir des données astrométriques recueillies par GRAVITY, les auteurs de l’étude ont pu préciser de manière significative les orbites de la naine brune HD 206893 B et de la planète HD 206893 c. La masse du compagnon B est de 8 masses joviennes, légèrement plus faible que l’estimation précédente, et son orbite est quasi circulaire. L’orbite de la planète HD 206893 c est également circulaire et, avec les nouveaux calculs, presque coplanaire avec l’objet B, ce qui est une configuration dynamique bien plus stable que la précédente. Dans un deuxième temps, les auteurs ont étudié les écarts résiduels entre les données astrométriques et le modèle pour en déduire la masse de la lune et sa distance à l’objet B. Les résultats convergent vers une masse de 0,5 masse jovienne et une distance de 0,22 ua ; la modulation due à la présence de la lune est alors de 0,15 milliseconde d’arc, conformément à ce qui est observé. Cependant, de l’avis des auteurs de l’étude, on ne peut pas encore conclure définitivement à la présence de l’exolune et d’autres mesures avec GRAVITY seront nécessaires pour réduire encore les incertitudes sur les paramètres de l’exolune.

De l’eau dans l’atmosphère de la naine brune

En complément aux mesures astrométriques, un spectre de la naine brune a été obtenu par GRAVITY dans l’infrarouge proche (fig. 7). Comme la naine brune est jeune (110 millions d’années) et éloignée de son étoile, ce spectre correspond à l’émission thermique de l’objet. Une comparaison avec les modèles synthétiques indique une température de 1 400 K. On note aussi la présence d’une bande d’émission très large, maximale autour de 2,2 μm, attribuée à la vapeur d’eau.

En conclusion, la tentative de détection d’une exolune obtenue avec GRAVITY est sans doute la première étape d’une piste de recherche prometteuse. L’astrométrie présente en effet des avantages certains pour rechercher des satellites autour des compagnons – exoplanètes ou naines brunes – éloignés de leur étoile hôte, dans des situations où les méthodes traditionnelles de détection sont en défaut. D’autres exoplanètes particulièrement massives, AF Lep b et b Pic b, dont les orbites sont bien connues, ont été repérées par les astrométristes comme des cibles potentielles prometteuses dans un avenir proche. La mise en place progressive de GRAVITY+, doté d’un système d’optique adaptative encore plus performant, améliorera la résolution spatiale jusqu’à la milliseconde d’arc et la précision astrométrique jusqu’à la dizaine de microsecondes d’arc. Il n’y a plus qu’à attendre la confirmation de l’existence des exolunes, cette nouvelle classe d’objets qui peuple sans doute l’Univers mais qui reste à découvrir.

Article écrit par Thérèse Encrenaz │ Observatoire de Paris-PSL

[Notes]

1. l’Astronomie n^o202, p. 10, mars 2026.
2. l’Astronomie n^o195, juillet-août 2025.
3. Batygin K. et Morbidelli A., « Formation of giant planet satellites », Astrophys. J., 894, 143, 2020.
4. Kral Q. et al., « Exomoon search with VLTI/GRAVITY around the substellar companion HD 206893 B », Astron. Astrophys., 705, A217, 2026.

Figures

1. Le satellite Triton de Neptune est un exemple de satellite résultant d’une capture par la planète. Ses propriétés physiques sont très proches de celles de Pluton, ce qui renforce l’idée qu’il s’agit d’un objet transneptunien capturé par Neptune. L’image a été prise par la sonde Voyager 2 lors de son survol de Neptune en 1989. On voit la région du pôle Sud, parsemée de traînées noires attribuées à des geysers. (Crédit : NASA/JPL,) Neptune’s Moon Triton Fosters Rare Icy Union (gemini1903a) (square crop).jpg

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2. Le satellite Ganymède, le plus gros satellite du Système solaire, est l’archétype des lunes glacées qui entourent les planètes géantes. Selon les modèles de structure interne, il doit abriter sous la surface un océan d’eau liquide. L’image a été prise le 10 juin 2021 par la sonde Juno, en orbite autour de Jupiter depuis 2016. (Crédit : NASA/JPL-Caltech/SwRI/MSSS/Kevin M. Gill)  Ganymede_-_Perijove_34_Composite.png

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3. Io, le satellite galiléen le plus proche de Jupiter, est le siège d’un volcanisme actif provoqué par les violents effets de marée que génère l’intense champ de gravité de Jupiter. L’éjection de gaz et de poussières est à l’origine d’un tore qui entoure son orbite. Un exo-Io a été découvert très récemment autour d’un Jupiter chaud à partir de l’émission de son tore. L’image a été prise par la sonde Galileo. (Crédit : NASA/JPL/University of Arizona) highest_resolution_true_color.jpg 

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4. Le système stellaire HD 206893. Le disque de poussière a été révélé par le réseau d’antennes millimétriques ALMA. (Crédit : Q. Kral et al., 2026)

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5. Le site du VLT et le réseau interférométrique VLTI qu’utilise l’instrument GRAVITY. Le VLTI peut combiner les faisceaux provenant des quatre grands télescopes (UT) ou des télescopes auxiliaires (AT) qui peuvent se déplacer sur des rails. (Crédit : ESO/G. Hüdepohl [atacamaphoto.com]) Paranal_and_the_Pacific_at_sunset_(dsc4088,_retouched,_cropped).jpg

6. Schéma de l’orbite de HD 206893 B. Celle-ci est perturbée par la présence de la lune qui induit une modulation de sa distance à l’étoile hôte. L’amplitude de la modulation  est de l’ordre de 150 microsecondes d’arc. (Crédit : Q. Kral et al., 2026)

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7. En bas : le spectre de HD 206893 B obtenu par le spectromètre de GRAVITY, intégré sur l’ensemble des observations (4 000 spectres individuels). En haut : trois modèles synthétiques. En rouge : émission de l’atmosphère en présence de CO ; en bleu foncé : émission en présence de H₂O ; en bleu clair : émission continue d’un corps dont la température est de 1 400 K. (Crédit : Q. Kral et al., 2026)

Quatorze milliards d’années d’évolution d’amas globulaires simulées sur un supercalculateur

par Petank SORO | Juil 1, 2026 | Spatial

1. Simulation d’un amas globulaire initialement en rotation rapide, contenant 1,5 million d’étoiles. Il est vu sur cette image comme s’il était observé, à un âge de 12 milliards d’années, à une distance de 800 kpc, par l’instrument NIRCam du télescope spatial James-Webb. (Crédit : Bianchini et al. [1])

Les mouvements des étoiles d’un amas globulaire se font sous l’influence des autres étoiles de l’amas. En première approximation, elles tournent autour du centre de l’amas. Mais comment ? Tournent-elles toutes dans le même sens ou dans des directions quelconques ? Comment leurs vitesses se répartissent-elles ? Des observations effectuées à partir des années 2010 ont montré que malgré la forme sphérique des amas globulaires, la vitesse des étoiles n’est pas dirigée uniformément dans toutes les directions (on dit que la distribution des vitesses est anisotrope), et que les amas globulaires sont en rotation. C’est-à-dire que les étoiles ont tendance à tourner autour du centre de l’amas dans le même sens.

Cependant, les étoiles ne tournent pas sagement sur des orbites elliptiques. Elles interagissent les unes avec les autres de manière complexe. Dans les régions denses en étoiles, des interactions à très courte distance sont possibles, entraînant la formation d’étoiles doubles (captures) ou, au contraire, l’éjection d’étoiles hors de l’amas. Les étoiles ou les supernovae résultant de leur explosion peuvent aussi acquérir des vitesses importantes. Les étoiles de l’amas évoluent aussi sous l’influence gravitationnelle de la galaxie autour de laquelle ces amas évoluent. En effet, lorsque l’amas est proche de sa galaxie, des différences notables de force de gravitation exercées par la galaxie entre des côtés opposés de l’amas peuvent le distordre (effet de marée) et arracher des étoiles à l’amas. Celles-ci forment alors comme une sorte de ruban d’étoiles dans le sillage de l’amas, que l’on appelle un courant de marée.

Des simulations des amas globulaires effectuées actuellement tiennent compte de l’évolution des étoiles de l’amas, depuis leur création jusqu’à leur transformation en naines blanches, en étoiles à neutrons ou en trous noirs, mais aussi de leurs mouvements dans l’amas, pouvant inclure la création et l’évolution des systèmes d’étoiles doubles. Des simulations tiennent compte également du mouvement des étoiles sous l’influence de la galaxie hôte. Tout cela est possible à présent avec des supercalculateurs, même en prenant en compte un nombre réaliste d’étoiles, lequel est de l’ordre du million.

Les simulations ont montré qu’au commencement de l’évolution des amas globulaires, des instabilités entraînent une migration des étoiles des régions internes de l’amas à des distances encore plus proches du centre. On parle d’effondrement du cœur. Cela accroît significativement la densité d’étoiles dans les régions centrales de l’amas, alors que les régions externes gardent une densité en étoiles plus faible. De plus, les étoiles de forte masse (y compris les trous noirs) sont entraînées plus efficacement que les étoiles légères dans cet effondrement. On appelle ce phénomène la ségrégation de masse. Cette ségrégation tend à regrouper les étoiles massives vers le centre de l’amas, en laissant les étoiles plus légères dans les régions moins denses de la périphérie.

Lorsque la densité au cœur de l’amas est assez élevée pour que les interactions entre étoiles proches permettent la formation d’un assez grand nombre d’étoiles doubles, la dynamique change, et l’effondrement du cœur cesse progressivement.

Comme il a été établi que les amas globulaires sont généralement en rotation, un groupe d’astronomes, dont plusieurs travaillent à l’observatoire de Strasbourg, s’est intéressé à l’influence de la rotation des amas globulaires sur leur évolution. Leurs simulations [1], au nombre de 25, ont permis de calculer l’évolution d’amas globulaires comprenant entre 250 000 et 1,5 million d’étoiles, sur une durée de 12 ou 14 milliards d’années. C’est presque l’âge de l’Univers ! Les simulations se distinguaient les unes des autres par leur taux initial de rotation, par la densité d’étoiles, et plusieurs champs de marée (dus à la galaxie voisine) ont été simulés [2].

La comparaison de l’état des amas globulaires à la fin des simulations avec les amas globulaires observés actuellement a permis de caractériser rétrospectivement comment devaient être ces amas il y a 12 ou 14 milliards d’années.

2. Évolution temporelle d’un amas globulaire en rotation. Simulation du même amas globulaire que sur la figure 1, toujours comme s’il était observé avec le JWST à 800 kpc de distance. De droite à gauche, l’âge de l’amas est de 0, 1 et 12 milliards d’années. L’amas est vu sous un autre angle que sur la figure 1. (Crédit : Bianchini et al. [1])

Les simulations ont montré que la rotation joue un rôle essentiel dans l’évolution des amas globulaires. Les amas avec un taux de rotation initial plus élevé subissent un effondrement du cœur plus rapide et plus marqué. Il se produit seulement en quelques centaines de millions d’années contre un milliard d’années pour un amas en rotation lente. La ségrégation de masse y est aussi plus importante, favorisant la présence des étoiles les plus massives dans le cœur de l’amas.

L’effondrement du cœur et la ségrégation de masse n’empêchent cependant pas que de nombreuses étoiles s’échappent de l’amas. Les pertes de masse sont très importantes dans le premier milliard d’années d’existence de l’amas, avec des valeurs typiques de 30 % de la masse totale initiale. Elles sont majoritairement dues à des processus liés à l’évolution des étoiles. Les effets de marée causés par la galaxie hôte deviennent dominants plus tard. Au bout de quelques milliards d’années, la perte de masse est alors assez variable, souvent proche de 40 % ou 50 % au total, sauf dans des conditions particulières propices aux effets de marée causés par la galaxie.

Les amas actuellement les plus massifs sont ceux qui ont gardé un taux de rotation parmi les plus élevés, c’est-à-dire dans les amas où les étoiles ont toutes tendance à tourner dans l’amas dans le même sens. Cela est compatible avec les observations des taux de rotation des amas globulaires actuels, les moins massifs ayant des taux de rotation très faibles.

En conclusion, les simulations menées dans cette étude ont montré le rôle déterminant de la rotation dans les phases initiales de l’évolution des amas globulaires.

Article écrit par Fabrice Mottez│ CNRS, Observatoire de Paris-PSL

[Notes]

1. Bianchini P. et al., « How supercomputers are rewriting the history of globular star clusters », Astronomy and Astrophysics, 708, A10, 2026.
2. Ces simulations ont été effectuées avec un code dit à N-corps qui traite du mouvement des étoiles, tout en incorporant des ingrédients liés à l’évolution des étoiles et à l’interaction avec le champ de gravitation de la galaxie hôte. Les simulations ont tourné sur le supercalculateur Jean-Zay (Genci-Idris), situé sur le plateau de Saclay au sud de Paris, sur une durée de 3 années. Le nombre d’heures de calcul cumulées sur tous les processeurs graphiques (GPU) a été de 350 000 heures. La plus grosse des 25 simulations a tourné durant 400 jours en utilisant entre 12 et 48 GPU.