L’abondance de lithium dans les étoiles anciennes (le plateau des Spite) a été considéré comme un des indicateurs primaires de la densité baryonique de l’Univers, pendant plus de vingt ans. Il a été, en fait, considéré comme un des piliers qui soutient la cosmologie du Big Bang. La mesure précise de la densité baryonique, par l’étude des fluctuations du fond cosmologique à micro-ondes a fourni un valeur beaucoup plus élevée que prévu par le plateau des Spite. Plusieurs solutions de ce « problème du lithium cosmologique » ont été envisagées. Certaines postulent une physique nouvelle dans l’Univers primordial, d’autres une évolution spécifique de notre Galaxie, ou une déplétion du lithium dans les atmosphères des étoiles anciennes. Pour éclaircir ce problème, une équipe de chercheurs, incluant un membre de l’Observatoire de Paris, a utilisé le télescope de 8.2m de l’ESO, VLT-Kueyen, pour mesurer, pour la première fois, le lithium dans une galaxie externe: omega Centauri. Le résultat est surprenant, les étoiles de omega Centauri montrent un plateau des Spite, comme les étoiles de notre Galaxie. Toute solution du « problème du lithium cosmologique » doit forcément tenir compte de l’universalité du plateau des Spite.
La composition chimique du Soleil et du système Solaire est le résultat d’une évolution complexe, dans laquelle les différents éléments sont produits progressivement par les générations d’étoiles. Quand on observe des étoiles de plus en plus vieilles on observe des abondances décroissantes de tous les éléments, carbone, oxygène, fer, etc. Avec une importante exception: le lithium. Au début des années 1980 Monique et François Spite, de l’Observatoire de Paris, ont découvert que toutes les étoiles vieilles de notre Galaxie ont la même abondance de lithium. En fait si on fait un graphique des abondances de lithium en fonction de l’abondance d’un autre élément, par exemple le fer, on trouve un plateau, qui est appelé le plateau des Spite. L’explication, la plus simple, du plateau est que le lithium observé dans ces étoiles a été produit pendant le Big Bang, en même temps que la majorité de l’hélium présent dans l’Univers. Dans ce cas la quantité de lithium produit est une fonction du rapport entre baryons et photons, donc de la densité baryonique de l’Univers. Pendant plus de vingt années la concordance des abondances primordiales mesurées des isotopes produits dans le Big Bang, deuterium, les deux isotopes stables de l’helium 3He et 4He, et 7Li, avec une seule valeur de la densité baryonique a été considerée un des piliers de la cosmologie du Big Bang. Pourtant cette concordance était basée sur des erreurs plutôt grandes, des mesures des abondances primordiales. La mesure très précise de la densité baryonique obtenue par l’étude des fluctuations du fond cosmologique de micro-ondes, couplée avec la théorie standard de la nucleosynthèse dans le Big Bang implique une tension avec le plateau des Spite (Fig. 1)
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Figure 1: L’abondance primordiale de lithium prédite par la nucleosynthèse dans le Big Bang, en fonction du rapport entre le nombre de baryons et le nombre de photons (fig de Bonifacio 2004). Les lignes bleues sont les erreurs à un sigma. La ligne horizontale épaisse est le niveau observé du plateau des Spite, les lignes fines indiquent l’erreur à un sigma, les lignes en tirets sont la somme des erreurs statistiques et systématiques. Les lignes verticales rouges sont les valeurs du rapport déduit à partir des fluctuations du fond cosmologique avec son erreur de un sigma (lignes verticales en tirets).
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Beaucoup de solutions ont été proposées pour ce « problème du lithium cosmologique » et parmi celles-ci quelques unes qui postulent la destruction d’une partie du lithium produit dans le Big Bang. Un scénario postule que 50% du matériel qui forme le halo de la Galaxie a été processé à l’intérieur d’une génération d’étoiles massives, qui ont détruit le lithium (Piau et al. 2006). D’autres introduisent un mécanisme physique, comme la diffusion, pour mélanger profondément la matiére des atmosphères stellaires, ce qui entraîne la dépletion du lithium (Richard et al. 2005).
Une nouvelle perspective s’ouvre quand on étudie une galaxie externe, avec une histoire évolutive différente de celle de la Voie Lactée. Dans chaqun des scénarios ci-dessus, on peut s’attendre à une situation différente pour les abondances de lithium, soit l’absence d’un plateau des Spite, soit un plateau, mais à un niveau différent.
Omega Centauri (Fig.2) est ce qui reste d’une galaxie satellite, capturée par la Voie Lactée. Elle a sûrement perdu une grande partie de sa masse par effet de marée, néanmoins elle a une masse qui est dix fois plus grande que les amas globulaires les plus massifs. Elle héberge un mélange compliqué de populations stellaires d’âges et métallicités différents. Les étoiles du « turn-off » et les sous-géantes sont observables à des magnitudes de 17.5 jusqu’à 18, très faibles, mais observables avec un télescope de 8 mètres.
Figure 2 Une image composée de omega Centauri obtenue avec le Wide Field Imager et le télescope 2.2m MPI/ESO à La Silla (Chili, copyrightESO).
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Pour mesurer l’abondance de lithium dans ces étoiles, 19 heures d’intégration ont été nécessaires sur le télescope ESO VLT-Kueyen et l’instrument Flames/Giraffe (construit au GEPI). Il en résulte des spectres de qualité excellente qui ont permis une mesure précise de l’abondance du lithium. Les chercheurs ont été plutôt surpris de découvrir un exemple typique du plateau des Spite, comme dans notre Galaxie. |
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Figure 3 Le plateau des Spite dans omega Centauri, tel qu’il est révélé par les observations Flames/Giraffe. Toutes les étoiles observées ont la même abondance de lithium, quelle que soit leur métallicité ou température. Ce résultat rend impossible n’importe quelle solution du « problème du lithium cosmologique » qui postule une évolution spéciale pour notre Galaxie, comme le modèle de Piau et al. En même temps il pose de fortes contraintes à tous les modèles qui postulent la déplétion du lithium dans les atmosphères stellaires, puisqu’il est nécessaire de trouver la même déplétion pour les étoiles d’âge, masse et métallicité différents. L’intervalle d’âges couvert par les étoiles observées est matière à débats, néanmoins, selon l’analyse de Villanova et al. (2007) cet intervalle est de 5 milliards d’années. Il est clair que des explications qui reposent sur des phénomènes lents et dépendant du temps, comme la diffusion, auront du mal à expliquer cette homogéneité. Si les explications « stellaires » du « problème du lithium cosmologique » ont des difficultés, peut être il serait intéressant de chercher du côté d’une nouvelle physique au moment de la nucléosynthèse. Toute le monde attend avec impatience les nouvelles découvertes attendues du Large Hadron Collider ! |
En scrutant le ciel dans le cadre du relevé « VISTA Magellanic Cloud » de l’ESO, des astronomes ont maintenant pu obtenir une image spectaculaire de la nébuleuse de la Tarentule, située dans notre galaxie voisine, le Grand
Nuage de Magellan. Cette image panoramique, prise dans l’infrarouge proche, révèle la nébuleuse de manière très détaillée ainsi que la riche région du ciel environnante. Cette image a été obtenue au début du très ambitieux sondage ciblant nos voisines galactiques – les nuages de Magellan – et leur environnement.
Maria-Rosa Cioni (Université d’Hertfordshire, Royaume Uni), responsable de l’équipe qui réalise ce sondage, explique que : « cette image montre l’une des plus importantes régions de formation stellaire de l’Univers local – la spectaculaire région 30 Doradus, aussi appelée la nébuleuse de la Tarentule, où des étoiles sont en train de se former. Au cœur de cette nébuleuse il y a un grand amas d’étoiles, appelé RMC 136, dans lequel se trouvent quelques unes des étoiles les plus massives que l’on connaisse à ce jour. »
Le télescope VISTA de l’ESO est un nouveau télescope dédié aux grands relevés situé à l’Observatoire Paranal au Chili. VISTA est équipé d’une très grande caméra qui détecte la lumière dans la partie infrarouge proche du spectre, révélant une profusion de détails sur les objets astronomiques et nous donnant ainsi un aperçu des processus internes en jeu dans les phénomènes astronomiques. La lumière infrarouge proche a une plus grande longueur d’onde que la lumière visible et nous ne pouvons donc pas la voir directement à l’œil nu, mais elle peut traverser une partie importante de la poussière qui occulte normalement notre vision. Ceci rend VISTA particulièrement utile pour étudier des objets comme les jeunes étoiles qui sont encore enfouies dans les nuages de gaz et de poussière à partir desquels elles se sont formées. La grande zone de ciel qu
e la caméra de VISTA peut capturer à chaque prise de vue est également une des caractéristiques qui fait sa force.
Cette image est la dernière prise de vue du relevé « VISTA Magellanic Cloud » (VMC). Le projet « balayera » une large zone – 184 degrés carrés du ciel (ce qui correspond pratiquement à mille fois la surface apparente de la pleine Lune)
incluant nos voisines galactiques, le Grand et le Petit Nuages de Magellan. Le résultat final sera une étude détaillée de l’histoire de la formation stellaire et une vision tridimensionnelle du système Magellanique.
Chris Evans, de l’équipe du VMC ajoute : « Les images de VISTA vont nous permettre d’étendre nos recherches au-delà des régions intérieures de la Tarentule, dans la multitude des plus petites nurseries stellaires voisines, qui abritent également une riche population de jeunes étoiles massives. Armés de ces nouvelles images infrarouge extrêmement précises, nous pourrons sonder les cocons dans lesquels les étoiles massives sont, encore aujourd’hui, en train de se former, tout en regardant leur interaction avec les étoiles plus vieilles situées dans une région plus large. »
Cette image à grand champ montre une quantité d’objets différents. La zone brillante juste au dessus du centre est la nébuleuse de la tarentule elle-même avec, en son cœur, l’amas d’étoiles massives RMC 136. A gauche il y a l’amas d’étoiles NGC 2100. A droite, on peut voir les minuscules restes de la supernova SN1987A . En dessous du centre, il y a une série de régions de formation stellaire parmi lesquelles NGC 2080 – surnommée la « nébuleuse de la Tête de Fantôme » - et l’amas d’étoiles NGC 2083.
Le relevé « VISTA Magellanic Cloud » est l’un des six gigantesques relevés du ciel austral en proche infrarouge qui occuperont la majorité des cinq premières années d’opérations de VISTA.
En utilisant le très grand télescope (VLT) de l’ESO, des astronomes ont obtenu pour la première fois une image en trois dimensions de la distribution de la matière la plus profonde expulsée par une étoile récemment explosée. D’après les nouveaux résultats, l’explosion originelle n’a pas seulement été puissante. Elle a également été concentrée dans une direction particulière, ce qui indique de manière significative que la supernova a dû être très mouvementée, confirmant les modèles numériques les plus récents.
Contrairement au Soleil, dont la mort sera plutôt douce, les étoiles massives qui arrivent à la fin de leur courte vie explosent en supernovae en éjectant une importante quantité de matière. Dans cette catégorie d’étoile, la supernova 1987A (SN 1987A) dans le Grand Nuage de Magelan, situé relativement proche de nous, occupe une place très spéciale. Détectée en 1987, ce fut la première supernova observée à l’œil nu depuis 383 ans et du fait de sa relative proximité, elle a permis aux astronomes d’étudier l’explosion d’une étoile massive et ses conséquences bien plus en détail que jamais auparavant. Il n’est donc pas surprenant que peu d’événements de l’astronomie moderne aient rencontré une attention aussi enthousiaste de la part des scientifiques.
SN 1987A a été une aubaine pour les astrophysiciens. Elle a en effet permis plusieurs grandes premières observationnelles significatives comme la détection de neutrinos provenant de l’effondrement du cœur intérieur de l’étoile qui déclenche l’explosion, la localisation de l’étoile sur des plaques photographiques d’archive avant son explosion, les signes d’une explosion asymétrique, l’observation directe d’éléments radioactifs produits pendant l’explosion, l’observation de la formation de poussière dans la supernova tout comme la détection de matière circumstellaire et interstellaire.
Les nouvelles observations, en utilisant un instrument unique, SINFONI [1], sur le VLT de l’ESO ont fourni des informations encore plus approfondies sur cet événement exceptionnel puisque les astronomes sont maintenant capables d’obtenir la toute première reconstruction en 3D de la partie centrale de la matière ayant explosé.
Cette nouvelle image révèle que l’explosion a été plus forte et plus rapide dans certaines directions par rapport à d’autres, conduisant à une forme irrégulière avec certaines parties qui s’étendent plus loin dans l’espace.
La matière éjectée en premier par l’explosion voyage à la vitesse incroyable de 100 millions de km par heure ce qui correspond à un dixième de la vitesse de la lumière ou à une vitesse 100 000 fois plus rapide qu’un avion de ligne. Même à cette vitesse « grand V » il lui a fallu 10 ans pour atteindre un disque de gaz et de poussière expulsé préalablement par l’étoile en train de mourir. Cette image démontre également qu’une autre vague de matière voyage dix fois moins vite et est chauffée par les éléments radioactifs créés pendant l’explosion.
« Nous avons établi la distribution de la vitesse des éjections les plus centrales de la supernova 1987 A » précise Karina Kjær, premier auteur de l’article scientifique. « On ne comprend pas encore très bien comment une supernova explose exactement, mais la manière dont l’étoile explose est imprimée sur cette matière centrale. Nous pouvons voir que cette matière n’est pas éjectée symétriquement dans toutes les directions, mais semble plutôt avoir une direction préférée. De plus, cette direction est différente de ce qui était attendu à partir de la position de l’anneau. »
De tels comportements asymétriques étaient prédits par certains des modèles numériques les plus récents de supernovae qui ont trouvé que des instabilités à grande échelle se déroulaient pendant l’explosion. Ces nouvelles observations sont donc les premières confirmations directes de ce genre de modèles.
SINFONI est le meilleur instrument de sa catégorie et seul le niveau de détail qu’il atteint a permis à cette équipe de dresser leurs conclusions. Les systèmes d’optique adaptative permettent de corriger les effets brouillant de l’atmosphère terrestre alors que la technique dite de la spectroscopie intégrale de champ a permis aux astronomes d’étudier simultanément plusieurs parties du cœur chaotique de la supernova, conduisant à l’élaboration de l’image 3D.
« La spectroscopie intégrale de champ est une technique spéciale où pour chaque pixel nous avons des informations sur la nature et la vitesse du gaz » dit Karina Kjær. « Cela signifie qu’en plus de l’image normale nous avons également la vitesse le long de la ligne de vue. Comme nous connaissons le temps écoulé depuis l’explosion et comme la matière se déplace librement vers l’extérieur, nous pouvons convertir cette vitesse en distance. Cela nous donne une image des éjections internes comme si nous les regardions de face et par le côté. »
Notes
L’équipe a utilisé l’instrument SINFONI (Spectrograph for INtegral Field Observations in the Near Infrared) installé sur le VLT de l’ESO. SINFONI est un spectrographe intégral de champ proche infrarouge (1,1-2,5 µm) équipé d’un module d’optique adaptative.
Une nouvelle image spectaculaire prise par la caméra WFI de l’ESO, à l’Observatoire de La Silla au Chili, montre la brillante et peu commune étoile WR 22 et son environnement coloré. WR 22 est une étoile très chaude et lumineuse qui répand son atmosphère dans l’espace à un rythme des millions de fois plus rapide que le Soleil. Cette étoile se trouve dans la spectaculaire nébuleuse de la Carène où elle s’est formée.
Les étoiles très massives vivent intensément et meurent jeunes. Certains de ces « phares » stellaires ont un rayonnement tellement intense qui traverse leur atmosphère épaisse sur la fin de leur vie, qu’ils dispersent de la matière dans l’espace des millions de fois plus rapidement que les étoiles relativement plus modérées comme le Soleil. Ces rares objets massifs et très chauds sont appelés des étoiles Wolf-Rayet [1], du nom des deux astronomes français qui ont les premiers identifié ce type d’étoiles au milieu du 18e siècle. L’une des plus massives étoiles de ce type mesurées jusqu’à présent est connue sous le nom de WR 22. Elle est visible au centre de cette image réalisée à partir de clichés pris avec des filtres rouge, vert et bleu et la caméra WFI (Wide Field Imager) installée sur le télescope de 2,2 mètres MPG/ESO à l’Observatoire de La Silla de l’ESO au Chili. WR 22 fait partie d’un système d’étoiles doubles et a une masse d’au moins 70 fois celle du Soleil.
WR 22 se trouve dans le ciel austral dans la constellation de la Carène qui est une partie de la coque d’Argo, le bateau de Jason dans la mythologie grecque. Bien que cette étoile se trouve à plus de 5 000 années-lumière de la Terre, elle est si lumineuse que dans de bonnes conditions elle peut pratiquement être vue à l’œil nu. WR 22 est l’une des nombreuses étoiles exceptionnellement lumineuses associées à la magnifique nébuleuse de la Carène (aussi connue sous le nom de NGC 3372) et les parties extérieures de cette gigantesque région de formation stellaire de la Voie Lactée australe constituent l’arrière-plan coloré de cette image.
Les couleurs subtiles de cette riche tapisserie d’arrière-plan sont le résultat des interactions entre l’intense rayonnement ultraviolet émis par les étoiles chaudes et massives et les vastes nuages de gaz, principalement d’hydrogène, à partir desquels elles se sont formées. La partie centrale de cet énorme complexe de gaz et de poussière se trouve sur le côté gauche de cette photo, comme on peut le voir sur l’image . On trouve également dans cette zone la remarquable étoile Eta Carinae dont il a été question dans un précédent communiqué de presse (eso0905).
Notes
Plus d’information sur les étoiles Wolf-Rayet : http://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89toile_Wolf-Rayet
Une équipe internationale comprenant des chercheurs français a obtenu la première image d’un disque de poussière autour d’une étoile massive en cours de formation grâce à l’utilisation simultanée de plusieurs télescopes du VLT de l’ESO. Cette découverte fait l’objet d’un article dans le numéro de Nature du 15/07/2010.
L’équipe d’astronomes européens, comprenant des chercheurs appartenant au laboratoire Hippolyte Fizeau à Nice et au Laboratoire d’Astrophysique de Grenoble a examiné l’étoile IRAS 13481-6124 avec une précision inégalée grâce au mode interférométrique du Very Large Telescope de l’ESO et de l’instrument AMBER, construit par un consortium international dirigé par ces deux laboratoires français associés au CNRS. Cet astre est situé dans la constellation du Centaure à plus de 10 000 années-lumière. Il s’agit d’une jeune étoile massive, 20 fois la masse du Soleil et 5 fois son rayon, en cours de formation. Son âge est estimé à 60 000 ans et elle est encore entourée des restes de son cocon géniteur qui ont fait l’objet d’une détection directe par AMBER.
Utilisant des images d’archives obtenues par le télescope infrarouge de la NASA Spitzer ainsi que des observations obtenues avec le radiotélescope APEX de l’ESO, cette équipe a aussi découvert une éjection de matière. Cette éjection de matière est souvent considérée comme un indicateur de la présence d’un disque circumstellaire. Ces disques sont un ingrédient essentiel dans la formation des étoiles ayant une masse comparable à celle du Soleil. Jusqu’à présent il n’était pas évident que le mode de formation des étoiles massives soit identique à celui des étoiles de type solaire. Le rayonnement puissant (ici de l’ordre de 30 000 fois plus brillant que le Soleil) de cet embryon d’étoile déjà massif aurait pu empêcher la matière de continuer à spiraler vers l’étoile pour la rendre encore plus massive.
Image de la matière qui entoure la jeune étoile massive IRAS 13481-6124 (à gauche) obtenue avec l’instrument AMBER sur le VLTI. Cette matière est localisée dans un disque de matière en rotation autour de l’étoile centrale (à droite). 20 UA (UA = unité astronomique) correspond à une extension de 20 fois le rayon de l’orbite de la Terre autour du Soleil. Les parties internes du disque sont évaporées par le rayonnement de l’étoile centrale et la partie incurvée brillante correspond au bord interne du disque illuminé par l’étoile. © Kraus et al. Nature.
En mélangeant la lumière infrarouge reçue de cet astre par trois télescopes auxiliaires de 1,8 m du VLTI (Very Large Telescope Interferometer) de l’ESO, l’instrument AMBER permet d’observer des détails que seul un télescope géant d’un diamètre de 85 m pourrait détecter. Pour illustrer la puissance de ces observations, on peut dire que leur résolution permettrait de voir, depuis la Terre, chacun des phares d’un camion situé sur la Lune.
Ce type d’observation devient relativement commune de nos jours grâce aux équipements comme le VLT en mode interférométrique, mais ce qui l’est moins c’est la capacité à reconstruire une image. L’image publiée dans Nature, sans être la première image obtenue par AMBER, est la première image d’une étoile jeune massive et permet de mieux comprendre la nature de ce type d’objet.
Sous l’influence du rayonnement intense du cœur stellaire, ce disque qui s’étend sur un rayon de 130 fois la distance Terre-Soleil et qui pèse approximativement 20 fois la masse du Soleil ne devrait pas survivre longtemps. C’est donc une chance qu’il ait pu être observé, en particulier sa partie interne qui semble dépourvue de poussières. L’autre aspect important de ce résultat est d’avoir montré qu’un même mécanisme de formation peut être à l’origine des étoiles de toutes masses.
Une étoile de 300 masses solaires dévoilée
En utilisant une combinaison d’instruments du VLT de l’ESO, une équipe d’astronomes a découvert l’étoile la plus massive connue à ce jour avec une masse à la naissance supérieure à 300 fois la masse de notre Soleil, soit deux fois les 150 masses solaires considérées actuellement comme la masse maximale pour une étoile. L’existence de ces monstres – des millions de fois plus lumineux que le Soleil, perdant de la masse en émettant des vents très puissants – pourrait apporter une réponse à la question suivante : « quelle masse maximale les étoiles peuvent-elles atteindre ? »
Une équipe d’astronomes dirigée par Paul Crowther, Professeur d’astrophysique à l’Université de Sheffield, a utilisé le VLT (Very Large Telescope) de l’ESO ainsi que des données d’archives du télescope spatial Hubble (ESA/NASA), pour étudier en détail deux jeunes amas d’étoiles, NGC 3603 et RMC 136a. NGC 3603 est une usine cosmique où les étoiles se forment en quantité dans le nuage étendu de gaz et de poussière de la nébuleuse, situé à 22 000 années-lumière du Soleil (eso1005). RMC 136a (plus souvent connu sous le nom de R136) est un autre amas de jeunes étoiles massives et chaudes, situé à l’intérieur de la nébuleuse de la Tarentule, dans une de nos galaxies voisines, le Grand Nuage de Magellan, à 165 000 années-lumière du Soleil (eso0613).
Cette équipe a trouvé plusieurs étoiles ayant des températures de surface supérieures à 40 000 degrés, soit plus de sept fois plus chaudes, quelques dizaines de fois plus grandes et plusieurs millions de fois plus brillantes que notre Soleil. Les comparaisons avec les modèles impliquent que plusieurs de ces étoiles sont nées avec des masses de plus de 150 masses solaires. L’étoile R136a1, trouvée dans l’amas R136, est l’étoile la plus massive jamais observée avec une masse actuelle d’environ 265 masses solaires et avec une masse à la naissance atteignant 320 fois la masse du Soleil.
Dans NGC 3603, les astronomes ont également pu mesurer directement les masses de deux étoiles qui appartiennent à un système d’étoile double , ce qui a permis de valider les modèles utilisés. Les masses de naissance estimées des étoiles de types A1, B et C de cet amas sont au dessus ou proches de 150 masses solaires.
Les étoiles très massives produisent des vents très puissants. « Contrairement aux humains ces étoilent naissent « grosses » et perdent du poids en vieillissant » dit Paul Crowther. « Etant âgée d’un peu plus d’un million d’années, l’étoile la plus extrême, R136a1, est déjà à la moitié de sa vie et a déjà subi un intense régime amaigrissant, perdant un cinquième de sa masse initiale pendant cette période, ce qui correspond à plus de cinquante masses solaires. »
Si R136a1 remplaçait le Soleil dans notre système solaire, son rayonnement par rapport à celui du Soleil serait autant de fois plus lumineux que le rayonnement actuel du Soleil l’est par rapport à celui de la pleine Lune. « Sa grande masse réduirait la durée de l’année terrestre à trois semaines et elle arroserait la Terre de rayonnements ultraviolet incroyablement intenses, rendant la vie impossible sur notre planète, » dit Raphael Hirschi de la Keele University, un des membres de l’équipe.
Ces étoiles « super-poids-lourds » sont extrêmement rares, se formant uniquement dans les amas d’étoiles les plus denses. Distinguer les étoiles de manière individuelle – ce qui vient d’être fait pour la première fois – requiert l’extrême pouvoir de résolution des instruments infrarouge du VLT .
Cette équipe a également estimé la masse maximum que les étoiles de ces amas peuvent atteindre ainsi que le nombre relatif des plus massives. « La masse des plus petites étoiles ne peut être inférieure à plus de quatre-vingts fois celle de Jupiter, en dessous ce sont des « étoiles ratées » ou «naines brunes » précise un autre membre de l’équipe, Olivier Schnurr de l’Astrophysikalisches Institut Potsdam. « Notre découverte confirme la vision antérieure indiquant qu’il y a aussi une limite supérieure à la grosseur des étoiles, toutefois cette limite augmente d’un facteur deux pour atteindre maintenant les 300 masses solaires. »
Il y a seulement quatre étoiles dans R136 qui avaient une masse supérieure à 150 masses solaires à leur naissance, mais elles totalisent près de la moitié du vent et du pouvoir radiatif de l’amas dans son ensemble, comprenant approximativement 100 000 étoiles au total. R136a1 à elle seule injecte cinquante fois plus d’énergie dans son environnement que l’amas de la nébuleuse d’Orion, la région de formation d’étoiles massives la plus proche de la Terre.
Comprendre comment les étoiles de grande masse se forment est assez compliqué, du fait de leur courte durée de vie et de leurs vents puissants, l’identification de ce genre de cas extrêmes, tel que R136a1, ne fait que repousser encore plus loin le défi pour les théoriciens. « Soit elles sont nées aussi grosses soit des étoiles plus petites ont fusionné pour produire ces cas extrêmes, » explique Paul Crowther.
Les étoiles ayant une masse entre 8 et 150 masses solaires explosent en supernovae à la fin de leur courte vie, laissant derrière elles des restes exotiques qui sont soit des étoiles à neutron soit des trous noirs. L’existence d’étoiles de masses comprises entre 150 et 300 masses solaires étant maintenant établie, les découvertes de cette équipe augmentent la perspective de l’existence de « supernovae d’instabilité de paire» exceptionnellement brillantes qui se volatilisent complètement en explosant, ne laissant derrière elles aucun reste et dispersant jusqu’à dix masses solaires de fer dans leur environnement. Quelques candidates à de telles explosions ont déjà été proposées ces dernières années.
R136a1 est non seulement l’étoile la plus massive jamais observée, mais elle a également la plus grande luminosité, proche de 10 millions de fois celle du Soleil. « En raison de la rareté de ces monstres, je pense qu’il est peu probable que ce nouveau record soit battu prochainement, » conclut Paul Crowther.
Des astronomes ont obtenu la première image d’un disque de poussière encerclant de près une étoile massive récemment née, apportant la preuve directe que les étoiles massives se forment de la même manière que leurs sœurs plus petites. Cette découverte, réalisée grâce à plusieurs télescopes de l’ESO, est présentée cette semaine dans un article de la revue Nature.
« Nos observations révèlent un disque environnant une jeune étoile massive à l’état embryonnaire, qui est maintenant totalement formée » déclare Stefan Kraus, le responsable de cette étude. « Certains diront que le bébé est sur le point d’être mis au monde ».
L’équipe d’astronomes a observé un objet connu sous le nom énigmatique d’IRAS 13481-6124. La jeune étoile centrale, qui est toujours entourée par son cocon prénatal, a une masse d’environ 20 fois celle du Soleil et un rayon cinq fois plus grand. Elle se situe dans la constellation du Centaure, à 10 000 années-lumière de la Terre.
A partir d’images d’archives obtenues par le satellite Spitzer de la NASA et par des observations effectuées avec le Télescope submillimétrique APEX de 12 mètres de diamètre, les astronomes ont découvert la présence d’une trace d’éjection de matière.
« De tels jets sont couramment observés autour de jeunes étoiles de faible masse et indiquent généralement la présence d’un disque, » précise Stefan Kraus.
Les disques circumstellaires sont des éléments essentiels dans le processus de formation des étoiles de faible masse comme notre Soleil. Cependant, nous ne savons pas si ces disques sont également présents durant la formation des étoiles de masse supérieure à dix fois celle du Soleil, car le rayonnement puissant qu’elles émettent pourrait empêcher la matière de tomber sur l’étoile. Il a ainsi été proposé que les étoiles massives pourraient se former lorsque des étoiles plus petites fusionnent.
Afin de découvrir et de comprendre les propriétés de ce disque, les astronomes ont utilisé le mode interférométrique du VLT, le VLTI (Very Large Telescope Interferometer), de l’ESO. En combinant la lumière de trois des télescopes auxiliaires de 1,80 mètre du VLTI avec l’instrument AMBER, cet équipement permet aux astronomes d’observer des détails aussi précis que s’ils avaient un télescope avec un miroir de 85 mètres de diamètre. La résolution obtenue correspond à 2,4 millisecondes d’angle, ce qui équivaudrait à distinguer la tête d’une vis de la station spatiale internationale, ou encore à plus de dix fois la résolution atteinte avec les télescopes spatiaux actuels observant dans le visible.
Avec cette capacité exceptionnelle, complétée par des observations réalisées avec un autre télescope de l’ESO, le télescope NTT de 3,58 mètres de diamètre à La Silla, Stefan Kraus et ses collègues ont été capables de détecter un disque autour d’IRAS 13481-6124.
« C’est la première fois que nous pouvons prendre une image de la région interne d’un disque autour d’une étoile massive » précise Stefan Kraus « Nos observations montrent que la formation se passe de la même manière pour toutes les étoiles, quelle que soit leur masse. »
Les astronomes ont déterminé que le système était âgé de 60 000 années-lumière et que l’étoile avait atteint sa masse finale. A cause de la lumière intense de l’étoile qui est 30 000 fois plus lumineuse que le Soleil, le disque va bientôt s’évaporer. Ce disque évasé s’étend sur 130 fois la distance Terre-Soleil (130 Unités Astronomiques) et a une masse similaire à celle de l’étoile, soit environ vingt fois celle du Soleil. De plus, les parties internes du disque apparaissent dépourvues de poussière.
« De prochaines observations avec ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), en cours de construction au Chili, pourraient fournir plus d’informations sur ces parties internes et nous permettre de mieux comprendre comment les étoiles massives « nouveaux nés » deviennent grosses, » conclut Stefan Kraus.
En combinant les observations effectuées avec le VLT de l’ESO et le télescope à rayons X Chandra de la NASA, des astronomes ont découvert la paire de jets la plus puissante jamais observée, émise par un trou noir stellaire. Cet objet, également connu comme un microquasar, propulse une gigantesque bulle de gaz de 1000 années lumière de diamètre, deux fois plus grande et dix fois plus puissante que celles des autres microquasars connus. Cette découverte est présentée cette semaine dans la revue Nature.
« Nous avons été surpris par la quantité d’énergie injectée dans le gaz par le trou noir », déclare Manfred Pakull, le premier auteur de l’article scientifique. « Ce trou noir ne fait que quelques masses solaires mais c’est une véritable version miniature des quasars les plus puissants et des radiogalaxies qui contiennent des trous noirs ayant une masse de quelques millions de masses solaires. »
Les trous noirs sont connus pour éjecter une quantité prodigieuse d’énergie quand ils absorbent de la matière. On supposait que la majorité de l’énergie sortait sous forme de radiations et principalement en rayons X. Toutefois, cette nouvelle découverte montre que certains trous noirs peuvent émettre au moins autant d’énergie et peut être plus encore sous forme de jets directifs de particules à grande vitesse. Ces jets rapides entrent en collision avec le gaz interstellaire environnant, l’échauffant et déclenchant l’expansion de la bulle. Cette bulle gonflée contient un mélange de gaz chaud et de particules à très grande vitesse à différentes températures. Des observations dans différents domaines du spectre (visible, radio, rayons X) aident les astronomes à calculer à quel rythme le trou noir chauffe son environnement.
Les astronomes ont pu observer l’endroit où les jets percutent le gaz interstellaire situé autour du trou noir et découvrir que la bulle de gaz chaud s’enfle à une vitesse voisine du million de kilomètres par heure.
« La longueur des jets dans NGC 7793 est surprenante comparée à la taille du trou noir qui les émet, » précise Robert Soria , un des coauteurs de l’article scientifique. « Si le trou noir était rapporté à l’échelle d’un terrain de foot, chaque jet s’étendrait de la Terre jusqu’au-delà de l’orbite de Pluton. »
Cette recherche va aider les astronomes à comprendre les similitudes entre les petits trous noirs nés de l’explosion des étoiles et les trous noirs super massifs situés au centre des galaxies. Des jets très puissants émis par des trous noirs super massifs ont été observés, mais l’on pensait qu’ils étaient moins fréquents dans la catégorie des plus petits microquasars. Cette nouvelle découverte suggère qu’un bon nombre d’entre eux n’a tout simplement pas été détecté jusqu’à présent.
Ce trou noir soufflant sa bulle de gaz se situe à 12 millions d’années lumière de la Terre, à la périphérie de la galaxie spirale NGC 7793. A partir de la taille et de la vitesse d’expansion de la bulle, les astronomes ont découvert que l’activité des jets dure depuis au moins 200 000 ans.
Pour la première fois, des astronomes ont mesuré une super-tempête dans l’atmosphère d’une exoplanète, le très étudié Jupiter chaud HD209458b. Les observations de très grande précision du monoxyde de carbone montrent que ce gaz est en train de s’écouler à très grande vitesse du côté jour, extrêmement chaud de cette planète, vers son côté non éclairé, plus froid. Ces observations ont également permis une autre « première » très intéressante : la mesure de la vitesse orbitale de l’exoplanète elle-même, permettant ainsi de déterminer sa masse de manière directe.
Ce résultat est publié cette semaine dans le journal Nature.
« HD209458b n’est résolument pas un endroit pour les âmes sensibles. En étudiant le gaz toxique de monoxyde de carbone avec une très grande précision, nous avons trouvé des signes indiquant la présence de vents puissants, soufflant à une vitesse allant de 5 000 à 10 000 Km/heure, » déclare Ignas Snellen, le responsable de cette équipe d’astronomes.
HD209458b est une exoplanète dont la masse correspond à 60% de celle de Jupiter. Elle est en orbite autour d’une étoile semblable au Soleil, située à 150 années-lumière de la Terre, dans la constellation de Pégase. Elle tourne autour de son étoile à une distance de seulement un vingtième de la distance Terre-Soleil. Cette planète est donc chauffée de manière intense par son étoile et sa température de surface atteint 1 000 degrés Celsius de son côté chaud. Mais, comme c’est toujours la même face de la planète qui est exposée au rayonnement de son étoile, elle a un côté très chaud alors que l’autre est beaucoup plus froide. « Sur Terre, les grandes différences de température conduisent inévitablement à des vents très violents et comme le révèlent nos nouvelles mesures, la situation n’est pas différente sur HD209458b, » précise Simon Albrecht, un des membres de l’équipe.
HD209458b a été la première exoplanète à transit détectée : tous les 3,5 jours, la planète passe devant son étoile, bloquant une petite partie de sa lumière durant une période de trois heures. Pendant ces transits, une infime partie de la lumière de l’étoile filtre à travers l’atmosphère de la planète, laissant une empreinte. Une équipe d’astronomes venant de l’Université de Leiden, du Netherlands Institute for Space Research (SRON) et du MIT aux Etats-Unis a utilisé le VLT de l’ESO et son puissant spectrographe CRIRES pour détecter et analyser cette « empreinte digitale » à peine visible en observant la planète pendant cinq heures, alors qu’elle passait devant son étoile. « CRIRES est le seul instrument au monde capable de fournir des spectres suffisamment précis pour déterminer la position de la raie du monoxyde de carbone avec une précision d’un millième de pourcent » précise Remco de Kok, un autre membre de l’équipe. « Cette grande précision nous a permis de mesurer la vitesse du gaz de monoxyde de carbone pour la première fois en utilisant l’effet Doppler. »
Ces astronomes ont réalisé plusieurs autres « premières ». Ils ont mesuré de manière directe la vitesse de l’exoplanète le long de son orbite autour de son étoile. « En général, la masse d’une exoplanète est déterminée en mesurant les oscillations de l’étoile et en supposant une certaine masse théorique pour cette étoile. Dans ce cas, nous avons aussi été capables de mesurer le mouvement de la planète et nous avons ainsi pu déterminer à la fois la masse de l’étoile et celle de la planète, » dit Ernst de Mooij, un des co-auteurs de l’article.
Pour la première fois également, ils ont mesuré la quantité de carbone présent dans l’atmosphère de cette planète. « Il semble que HD209458b soit en fait aussi riche en carbone que le sont Jupiter et Saturne. Cela pourrait indiquer qu’elle s’est formée de la même manière » dit Ignas Snellen. « Dans le futur, les astronomes devraient être capables d’utiliser ce type d’observations pour étudier l’atmosphère de planètes semblables à la Terre et pour déterminer si la vie existe aussi ailleurs dans l’Univers. »
Cette magnifique image de la région autour de l’étoile R Coronae Australis a été réalisée à partir d’images prises avec la caméra WFI à l’Observatoire de La Silla de l’ESO au Chili. R Coronae Australis se trouve au cœur d’une région de formation d’étoiles proche et est entourée par une délicate nébuleuse par réflexion tirant sur les bleus, enfouie dans un gigantesque nuage de poussière.
L’étoile R Coronae Australis se trouve dans une des plus proches et des plus spectaculaires régions de formation d’étoiles. Ce portrait a été pris par la caméra WFI (Wide Field Imager) installée sur le télescope MGP/ESO de 2,2 mètres à l’Observatoire de La Silla au Chili. Cette image est une combinaison de douze photos différentes prises avec des filtres rouge, vert et bleu.
Cette image s’étend sur une partie du ciel pratiquement équivalente à la taille de la pleine Lune. Compte tenu de la distance de la nébuleuse, située à quelques 420 années-lumière de la Terre dans la petite constellation de la Croix du Sud, cela correspond à environ quatre années-lumière. Le complexe porte le nom de l’étoile R Coronae Australis, qui se trouve au centre de l’image. C’est l’une des multiples étoiles de cette région appartenant à la catégorie des très jeunes étoiles qui varient en luminosité et qui sont encore entourées par les nuages de gaz et de poussière au sein desquels elles se sont formées.
L’intense radiation dégagée par ces jeunes étoiles chaudes interagit avec le gaz qui les entoure et est soit réfléchie, soit réémise à une longueur d’onde différente. Ces processus complexes, déterminés par la physique du milieu interstellaire et les propriétés des étoiles, sont à l’origine des magnifiques couleurs de la nébuleuse. La légère nébulosité bleue que l’on voit sur cette image est principalement due à la réflexion de la lumière stellaire par de petites particules de poussière. Les jeunes étoiles du complexe de R. Coronae Australis ont une masse similaire à celle du Soleil et n’émettent pas assez de rayonnement ultraviolet pour ioniser une fraction substantielle de l’hydrogène environnant. Ceci signifie que le nuage ne doit pas briller avec la couleur rouge caractéristique que l’on voit dans de nombreuses régions de formation stellaire.
Sur cette image, le gigantesque nuage de poussière dans lequel est enfouie cette nébuleuse par réflexion est révélé de manière extrêmement détaillée. Avec les couleurs subtiles et les textures variées des nuages de poussière, cette image ressemble à une peinture impressionniste. Une bande noire proéminente traverse l’image du centre vers le coin inférieur gauche. Sur cette zone, la lumière émise dans le visible par les étoiles en formation à l’intérieur du nuage est complètement absorbée par la poussière. Ces objets ne peuvent être détectés qu’en observant à de plus grandes longueurs d’onde, en utilisant une caméra qui peut détecter le rayonnement infrarouge.
L’étoile R Coronae Australis n’est elle-même pas visible à l’œil nu, mais la toute petite constellation en forme de diadème dans laquelle elle se trouve est facile à repérer depuis les sites obscurs du fait de sa proximité dans le ciel avec une plus grande constellation, le Sagittaire et les abondants nuages d’étoiles du centre de notre Galaxie, la Voie Lactée.
