A partir des observations effectuées avec la mission Cassini, une équipe d’astrophysiciens (Université Paris Diderot, CEA, CNRS, Université de Nice Sophia-Antipolis, Observatoire de la Côte d’Azur/INSU, ) a réalisé une simulation numérique des processus de formation des satellites de Saturne. Ils ont montré que ces satellites, pourtant bien distincts du système d’anneaux de la planète, en sont issus et poursuivent leur « accrétion », alors que leur formation, comme pour les planètes et les satellites du Système solaire, est réputée achevée depuis plusieurs milliards d’années. Ces travaux sont publiés dans la revue Nature du 10 juin.
Les petits satellites. © AIM. CEA. La mission Cassini (NASA), en orbite autour de Saturne depuis 2004, observe à haute résolution la planète Saturne, ses satellites et son système d’anneaux. Situés juste à l’extérieur de la ceinture principale d’anneaux, une myriade de petits satellites – Pan, Atlas, Prométhée, Pandore, Janus, Epiméthée – peuvent être repérés par leurs formes allongées. Les anneaux denses de Saturne (découverts par Galilée) s’étendent de 70 000 km à 138000 km de la planète ; les satellites orbitent au-delà, entre 138 000 km et 150 000 km et sont donc bien distincts de ce système d’anneaux. Les satellites naturels des planètes du Système solaire, par exemple la Lune satellite de la Terre, Titan satellite de Saturne, se sont formés pendant le premier milliard d’années de son histoire, dont l’âge est estimé à 4,56 milliards d’années. Les processus de formation de ces planètes et de ces satellites seraient ainsi aujourd’hui achevés.
Petits satellites de Saturne photographiés par la mission Cassini. © Cassini NASA/JPL/SSI Etrait de Porco et al., 2007.
Les observations permises par Cassini intriguent les scientifiques à double titre. D’une part, la myriade de petits satellites est actuellement relativement proche de Saturne, alors que leur distance à la planète doublerait tous les dix millions d’années environ par interaction avec les anneaux. Dans ce cas, comment pourraient-ils être aussi âgés que Saturne elle-même et se trouver à cette distance de la planète ? D’autre part, ils restent très brillants, d’une couleur spectrale proche de celle des anneaux, qui sont constitués de glace d’eau très réfléchissante ; or ils devraient subir le bombardement météoritique qui noircit les surfaces de corps du Système solaire.
Pour être si « propres » et si proches des anneaux, les satellites doivent-être beaucoup plus jeunes. Quelle est leur origine ? Comment se sont-ils formés ?
L’étude menée par des astrophysiciens du laboratoire d’Astrophysique, Instrumentalisation-Modélisation (CEA-Irfu, CNRS/INSU, Université de Paris Diderot), du laboratoire Cassiopée (Université de Nice Sophia-Antipolis, Observatoire de la Côte d’Azur/INSU, CNRS) et du Department of Applied Mathematics and Theoretical Physics de l’University of Cambridge, permet d’éclaircir ce mystère. Grâce à une simulation numérique modélisant l’évolution fluide des anneaux et la couplant aux processus de formation des satellites, ils ont montré que les petits satellites de Saturne sont en fait constitués du matériau-même des anneaux de Saturne, qui s’est spontanément étalé vers l’extérieur.
D’une certaine manière, ils sont en fait des « bouts » d’anneaux condensés en agrégats, il y a quelques millions ou dizaines de millions d’années seulement. En effet, les anneaux de Saturne, comme tout disque astrophysique, s’étalent sous l’effet de leur viscosité. Les intenses forces de marées -c’est-à-dire les interactions entre la planète et les anneaux- maintiennent les anneaux stables. Au-delà d’une certaine distance, ils deviennent instables et se condensent spontanément en agrégats. La zone de transition s’appelle « la limite de Roche », et se trouve justement aux alentours de 138 000 km, là où les anneaux principaux s’arrêtent et où l’on commence à trouver des satellites. Quand les anneaux s’étalent et franchissent cette frontière, des agrégats de matière se forment en quelques centaines d’heures. Ces petits agrégats se rencontrent et peuvent former des corps plus gros. Les chercheurs ont montré que ce processus rendait compte à la fois des masses, des tailles mais aussi de l’organisation orbitale des petits satellites de Saturne. Ce processus très lent, toujours à l’œuvre au bord externe des anneaux, explique également la faible densité et la composition chimique des satellites, proche de celle des anneaux.
Visualisation de la formation des petits satellites grâce à la simulation numérique. © CEA.
Le bord des anneaux de Saturne (anneau A) à 138700 km, l’anneau F riche en poussières et le satellite Prométhée. © Cassini NASA/JPL/SSI. « Ce nouveau mécanisme de formation de satellites pourrait avoir d’autres applications ailleurs dans le Système solaire : notre Lune se serait formée de manière très similaire par exemple, à partir du disque proto-lunaire», indique Sébastien Charnoz, du laboratoire AIM Paris Saclay. « Ces travaux montrent que les processus de formation de nouveaux objets ne sont pas achevés dans le Système solaire, et qu’au bord des anneaux principaux de Saturne, en ce moment même, des corps sont en train de naitre. » Le même processus explique également l’origine de l’anneau F de Saturne (figure 2). Riche en poussières et situé juste au-delà des anneaux principaux (à 3 000 km), il se trouve entre les orbites de Prométhée et Pandore, deux des petits satellites. Cet anneau très dynamique ne serait autre que la signature « poussiéreuse » de ce processus. Même si l’anneau F (figure 2) pourrait avoir toujours existé (car régulièrement réalimenté en petites lunes régulièrement formées), le matériau dont il est constitué ne doit pas avoir plus de dix millions d’années.
Le trou noir supermassif présent au centre de notre Galaxie a connu un passé agité ces derniers siècles. C’est son voisinage qui nous le révèle : des nuages moléculaires, dont la luminosité variable en rayonnement X et gamma reflète une forte éruption passée. Ces résultats, obtenus par une équipe internationale de chercheurs dont ceux du CNRS (IN2P3(1) et INSU(2)) et du CEA(3), sont publiés dans The Astrophysical Journal.
Les trous noirs situés dans les noyaux des galaxies actives connaissent généralement une activité intense. Pas celui de notre Galaxie, Sgr A*, qui présente une activité extrêmement réduite. Mais une équipe internationale de chercheurs, dirigée par des astrophysiciens du laboratoire Astroparticule et cosmologie de Paris (CNRS / Université Paris-Diderot / CEA / Observatoire de Paris), a pu démontrer que ce trou noir avait été actif dans un passé très récent, et qu’il n’était donc pas aussi atypique qu’il paraissait.
Grâce à XMM-Newton et INTEGRAL, deux satellites de l’ESA auxquels le CNES, le CEA et le CNRS (INSU et IN2P3) ont fortement contribué, les chercheurs ont pu observer les émissions X et gamma des nuages moléculaires de la région du centre galactique, voisins de Sgr A*. Surprise : ces émissions ont connu des variations spectaculaires, comme l’allumage progressif de l’un des nuages, entre 2004 et 2009, à une vitesse apparente trois fois plus élevée que celle de la lumière (Fig. 1).
Ce phénomène prouve que ces nuages réfléchissent le rayonnement de haute énergie produit par une activité intense du trou noir supermassif. L’écho de lumière nous arrive en effet avec un délai, par rapport à la lumière directe du trou noir, qui dépend de la position du nuage et du temps que le rayonnement emploie pour parcourir la distance entre le trou noir et le nuage. En observant la décroissance de l’émission gamma dans un autre nuage (fig. 2), les chercheurs ont estimé la durée et l’intensité de cette éruption, commencée il y a environ quatre siècles et qui s’est terminée au début du XXè siècle. Pendant trois cents ans, le trou noir supermassif de notre Galaxie a donc été un million de fois plus lumineux qu’actuellement.
© Ponti G., et al., 2010, The Astrophysical Journal, V. 714, p. 732-747
Figure 1. Images XMM-Newton de l’émission de la raie de fluorescence du fer neutre dans les nuages moléculaires autour de Sgr A* (Bridge, MC1 et MC2) entre 2004 et 2009. On voit clairement la progression de l’émission dans les sous-régions marquées par les ellipses 1, 2, 3 et 4 du Bridge. La distance parcourue par l’émission est de 15 années lumières en moins de 5 ans. L’échelle angulaire (2 arc-minutes = 15 années lumière à la distance du centre galactique) et la direction vers Sgr A* sont aussi indiquées
© Terrier R., et al., 2010, The Astrophysical Journal.
Figure 2. La région du centre galactique vue par INTEGRAL en rayons gamma de basse énergie (20-60 keV) à différentes époques, chaque bande pour une année différente entre 2003 et 2009. Les différentes sources sont généralement associées à des systèmes binaires X variables. Le cercle vert dans l’image en haut montre la position du nuage moléculaire Sgr B2. La source gamma associée montre clairement un déclin sur 7 ans
Une équipe internationale d’astronomes dirigée par Masato Onodera du Service d’Astrophysique du CEA-Irfu, travaillant dans le cadre d’un projet financé par l’Agence Nationale de la recherche (ANR)[1], a utilisé le télescope japonais Subaru[2] pour prendre un spectre infrarouge d’une galaxie elliptique massive très lointaine et extrêmement brillante. Cette galaxie est située à 10 milliards d’années-lumière de la Terre et est observée au moment où l’Univers n’avait qu’environ un quart de son âge actuel. Paradoxalement, et en contradiction avec certaines études précédentes, cette galaxie ressemble à ses cousines de notre Univers local. Ce résultat apporte une touche de complexité supplémentaire au « puzzle » de l’évolution des galaxies et montre que certaines galaxies elliptiques peuvent déjà atteindre leur taille adulte tôt dans l’évolution de l’Univers, tandis que d’autres peuvent augmenter leur volume une centaine de fois au cours du temps. Ces résultats sont publiés dans la revue The Astrophysical Journal du 20 Mai 2010.
Les galaxies elliptiques changent-elles de taille ?
Les galaxies les plus massives dans notre Univers proche sont des elliptiques géantes. Elles ont une forme ovale régulière et ne possèdent pas de disque comme les galaxies spirales dont fait partie notre propre galaxie, la Voie lactée.
Image d’une galaxie elliptique proche, la galaxie M87 dans la constellation de la Vierge à environ 50 millions d’années-lumière. Cliché AAO/Malin
En utilisant de grands télescopes, les astronomes ont maintenant identifié des galaxies elliptiques plus de dix fois plus massives que la Voie lactée et aussi loin de la Terre que dix milliards d’années-lumière. Observer la lumière de galaxies aussi lointaines permet l’étude directe de leur apparence peu après leur formation et ouvre de nouvelles perspectives sur le passé lointain de notre Univers.
Il y a cinq ans, des images extraordinairement profondes de l’Univers prises par le télescope spatial Hubble suggéraient que les galaxies elliptiques lointaines pouvaient être de deux à cinq fois plus petites que des galaxies elliptiques proches et de même masse. Si cette découverte était juste, cela signifierait que les densités des galaxies elliptiques lointaines seraient de dix à cent fois supérieures à celles des galaxies locales. Depuis, les scientifiques se sont interrogés pour savoir si ces galaxies très compactes pouvaient augmenter de volume pendant ces dix derniers milliards d’années jusqu’à occuper un volume similaire à celui de leur équivalentes locales. De nombreux chercheurs se demandaient si les mesures des tailles des elliptiques lointaines étaient précises : des erreurs de mesure ou des biais observationnels pouvaient-ils expliquer leur relative petite taille apparente ? Trop peu d’observations étaient jusqu’içi disponibles.
Peser les galaxies
L’équipe de Masato Onodera s’est tournée vers un des plus grands relevés de l’Univers lointain, le projet COSMOS,pour trouver d’éventuelles autres galaxies elliptiques géantes lointaines. Ils ont cherché des objets dotés d’une signature spectrale particulière dans le visible et le proche-infrarouge, comme celles détectées par la caméraSuprime-Cam du télescope Subaru, et la caméra WIRCAM du télescope Canada-France-Hawaii. Enfin, ils ont pû bénéficier de l’exceptionnelle base de données d’images à haute résolution du télescope spatial Hubble de l’équipe COSMOS pour trouver des objets qui avaient des formes similaires aux elliptiques locales, avec une masse équivalente. C’est cet échantillon de galaxies qui a finalement été sélectionné pour des observations avec le télescope Subaru.
A gauche : image composite d’un champ de galaxies lointaines obtenue d’après des clichés de la caméra Surprime-Cam du télescope Subaru (couleurs bleue et verte d’après les filtres B et z’) et la caméra WIRCAM du télescope CFH (couleur rouge pour le filtre Ks). La galaxie lointaine, 254025, à une distance de 10 milliard d’années-lumière, est un minuscule point rouge. A droite, un zoom sur la position de la galaxie marquée par un carré. Credits Subaru/CFH/SAp
Pour « peser » les galaxies, l’équipe de Masato Onodera a choisi d’utiliser une technique de mesure particulière, la dispersion des vitesses des étoiles qui permet d’estimer la masse d’une galaxie elliptique lointaine. La dispersion des vitesses est une mesure de la répartition des vitesses des étoiles. Plus la masse d’une galaxie est grande, plus les étoiles auront à tourner rapidement autour du centre de la galaxie pour compenser l’attraction gravitationnelle. La détermination de l’élargissement des raies spectrales dans le spectre de la galaxie peut renseigner sur la vitesse des étoiles et permettre de déduire la masse de la galaxie en comparant les informations sur sa taille avec la vitesse des étoiles.
Cependant, des raies spectrales intenses dans le proche-infrarouge sont nécessaires pour réaliser ces mesures sur des galaxies lointaines, domaine spectral dans lequel les observations sont particulièrement difficiles. Équipé de sonspectrographe et caméra infrarouge multi-objets (MOIRCS), le télescope Subaru était tout particulièrement adapté à l’étude de ces raies spectrales. Parce qu’il peut capter la lumière infrarouge d’objets multiples dans un grand champ de vision, il est capable de fournir des images et des mesures spectroscopiques de la composition de ces objets.
Le spectre dans l’infrarouge de la galaxie 254025, obtenu par l’instrument MOIRCS-Subaru et utilisé pour déterminer la dispersion de vitesse des étoiles d’après la largeur des raies des éléments chimiques Hydrogène (H), calcium (Ca) et d’hydrure de carbone (CH notés comme « G-band »), marqués par des flèches.
C’est une méthode relativement nouvelle de mesure de la masse des galaxies lointaines. De premières mesures avaient déjà été obtenues en 2009 sur une seule autre galaxie. Elles avaient révélées une grande dispersion des vitesses (plus de 500 km par seconde) qui etait cohérente avec une masse probable de 200 milliards de fois la masse du Soleil mais sous un rayon de seulement 2 500 années-lumière: des proportions, et du même coup une densité élevée, qui ne trouve pas d’équivalent parmi les galaxies locales. En utilisant la même technique, la galaxie ID 254025, trouvée et étudiée par l’équipe de Masato Onodera, a révélé une dispersion des vitesses beaucoup plus faible (environ 300 km par seconde), qui est plus en accord avec sa grande taille (environ 19 000 années-lumière). Avec une masse estimée à moins de 700 milliards de fois la masse du Soleil, cette galaxie a donc des mensurations tout à fait conformes aux galaxies locales. Ce résultat apporte la preuve que de grandes galaxies, parvenues à leur stade adulte, coexistent bien avec d’autres, plus compactes, dans l’Univers primordial.
Le mystère de la formation et de l’évolution de galaxies elliptiques reste donc entier. Quel type de galaxies prédominent dans l’univers jeune ? L’équipe de Masato Onodera se penche maintenant sur le problème de la détermination de la proportion relative de ces deux types extrêmes de galaxies elliptiques, en fonction du temps cosmique. De nouvelles observations avec l’instrument MOIRCS du télescope Subaru seront nécessaires pour contribuer à la résolution ce mystère.
Les petits satellites. © AIM. CEA. La mission Cassini (NASA), en orbite autour de Saturne depuis 2004, observe à haute résolution la planète Saturne, ses satellites et son système d’anneaux. Situés juste à l’extérieur de la ceinture principale d’anneaux, une myriade de petits satellites – Pan, Atlas, Prométhée, Pandore, Janus, Epiméthée – peuvent être repérés par leurs formes allongées. Les anneaux denses de Saturne (découverts par Galilée) s’étendent de 70 000 km à 138000 km de la planète ; les satellites orbitent au-delà, entre 138 000 km et 150 000 km et sont donc bien distincts de ce système d’anneaux. Les satellites naturels des planètes du Système solaire, par exemple la Lune satellite de la Terre, Titan satellite de Saturne, se sont formés pendant le premier milliard d’années de son histoire, dont l’âge est estimé à 4,56 milliards d’années. Les processus de formation de ces planètes et de ces satellites seraient ainsi aujourd’hui achevés.
Le bord des anneaux de Saturne (anneau A) à 138700 km, l’anneau F riche en poussières et le satellite Prométhée. © Cassini NASA/JPL/SSI. « Ce nouveau mécanisme de formation de satellites pourrait avoir d’autres applications ailleurs dans le Système solaire : notre Lune se serait formée de manière très similaire par exemple, à partir du disque proto-lunaire», indique Sébastien Charnoz, du laboratoire AIM Paris Saclay. « Ces travaux montrent que les processus de formation de nouveaux objets ne sont pas achevés dans le Système solaire, et qu’au bord des anneaux principaux de Saturne, en ce moment même, des corps sont en train de naitre. » Le même processus explique également l’origine de l’anneau F de Saturne (figure 2). Riche en poussières et situé juste au-delà des anneaux principaux (à 3 000 km), il se trouve entre les orbites de Prométhée et Pandore, deux des petits satellites. Cet anneau très dynamique ne serait autre que la signature « poussiéreuse » de ce processus. Même si l’anneau F (figure 2) pourrait avoir toujours existé (car régulièrement réalimenté en petites lunes régulièrement formées), le matériau dont il est constitué ne doit pas avoir plus de dix millions d’années.
