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.
HESS, l’un des détecteurs de rayons gamma au sol les plus performants au monde, situé en Namibie, se dotera bientôt d’un cinquième télescope qui doublera ses capacités de découverte. Celui-ci sera équipé d’une caméra conçue et réalisée par des scientifiques français appartenant à la collaboration HESS, qui implique notamment plusieurs laboratoires du CNRS à travers l’IN2P3 et l’INSU, et du CEA-Irfu. D’une sensibilité augmentée, cet œil électronique possède une finesse d’image deux fois plus importante que les caméras déjà en place. Il vient d’être achevé et est aujourd’hui présenté à l’Ecole Polytechnique. Grâce à cette nouvelle caméra, l’ensemble du dispositif augmentera considérablement ses performances et pourra repousser les frontières du visible, levant le voile sur les mystères des phénomènes les plus violents de notre Univers : il sera rebaptisé HESS-II.
Supernovas, trous noirs, noyaux actifs de galaxies… : l’existence des phénomènes les plus violents de notre Univers est révélée par les rayons gamma cosmiques dont les sources font l’objet d’une traque systématique. C’est l’objectif de l’expérience HESS. Composé de quatre télescopes de 12 mètres de diamètre, cet observatoire est situé sur un haut plateau, en Namibie, au Sud-Ouest de l’Afrique. Depuis sa mise en service en 2004, HESS a ouvert une nouvelle fenêtre sur l’Univers en dévoilant de nombreuses sources de rayonnements gamma jusque-là inconnues : sur 84 sources découvertes à ce jour, 53 l’ont été par HESS. C’est aujourd’hui l’un des observatoires gamma au sol les plus performants au monde. Contrairement aux télescopes classiques qui observent les astres de manière directe, les télescopes de HESS sont à l’affût de la lumière furtive produite par l’interaction dans l’atmosphère des rayons gamma à haute énergie en provenance de l’Univers. De tels rayons gamma génèrent en effet de véritables gerbes de particules similaires à celles fabriquées grâce à des accélérateurs. Pour capturer le signal de ces interactions dans l’atmosphère, les quatre télescopes de HESS disposent de caméras électroniques de très grandes sensibilité et rapidité. HESS peut ainsi cartographier les objets célestes émettant un rayonnement gamma de haute énergie.
Afin d’augmenter la sensibilité du dispositif et de dévoiler plus profondément certains mystères de notre Univers, les chercheurs impliqués dans HESS développent un dispositif plus performant, appelé HESS-II, formé par l’adjonction au système existant d’un très grand télescope central de 28 m de diamètre. Les 596 m2 du miroir de ce télescope (contre 107 m2 pour chacun des 4 télescopes déjà en place) concentreront la lumière sur une caméra dont la construction vient de se terminer. Avec une surface sensible de 2,15 m de diamètre et une granularité deux fois meilleure que les caméras actuellement utilisées, celle-ci pourra détecter les photons gamma un par un avec un temps de réponse à l’échelle de la nanoseconde (10-9 s). Véritable œil de lynx et pièce maîtresse du cinquième télescope, elle représente ue grande partie de la contribution française dont le maître d’œuvre est l’IN2P3/CNRS. Pour sa réalisation, les laboratoires français se sont appuyés sur l’expertise acquise lors de la construction des caméras des quatre premiers télescopes, ainsi que sur un réseau d’industriels partenaires. Cette caméra subira encore des tests d’étalonnage avant d’être envoyée en Namibie pour être installée sur le cinquième télescope dont la première lumière est attendue pour l’année prochaine.
Plus sensible et couvrant une gamme d’énergie plus large, HESS-II permettra de faire de nouvelles découvertes et d’élargir le catalogue des sources hautement énergétiques. Plus précisément, avec ce nouveau réseau, le nombre de sources connues émettant des rayons gamma de haute énergie devrait s’accroître et les images d’objets célestes étendus tels que les restes de supernovae devraient être meilleures.
La collaboration internationale HESS
Leader en Europe et dans le monde, la collaboration HESS réunit actuellement 180 chercheurs issus de 28 laboratoires de 12 pays différents, principalement en Allemagne et en France. La collaboration a obtenu une riche moisson de résultats scientifiques largement reconnus au niveau international. Ces résultats ont également été possibles grâce aux moyens informatiques et humains du Centre de calcul de l’IN2P3. La collaboration HESS a notamment été récompensée en 2006 par le prix Descartes Recherche et en 2010 par le prix Bruno Rossi, décernés respectivement par la Commission européenne et par la Société américaine d’astronomie.
La caméra dont la surface photosensible de 2,15 m de diamètre a une granularité deux fois meilleure que les caméras actuellement utilisées sur HESS. © Collection Ecole Polytechnique, Philippe Lavialle.
Les laboratoires français impliqués dans HESS
- Laboratoire Astroparticule et cosmologie (CNRS/Université Paris Diderot-Paris 7/CEA/Observatoire de Paris),
- Laboratoire d’Annecy-le-Vieux de physique des particules (CNRS/Université de Savoie),
- Laboratoire Leprince-Ringuet (CNRS/École polytechnique),
- Laboratoire de physique nucléaire et de hautes énergies (CNRS/UPMC/Université Paris Diderot-Paris 7),
- Laboratoire de physique théorique et astroparticules (CNRS/Université de Montpellier 2),
- Centre d’étude spatiale des rayonnements (CNRS/Université Toulouse 3, Observatoire Midi-Pyrénées/INSU),
- Laboratoire d’astrophysique de Grenoble (CNRS, Université Joseph Fourier, Observatoire des Sciences de l’Univers de Grenoble/INSU),
- Laboratoire « Univers et théories » (Observatoire de Paris/CNRS/Université Paris Diderot-Paris 7),`
Aujourd’hui, l’équipe CoRoT annonce la découverte d’une naine brune et de six nouvelles exoplanètes aux caractéristiques très variées. CoRoT, satellite de l’Agence spatiale française (CNES), permet de découvrir des exoplanètes depuis l’espace, par la détection de leur passage devant leur étoile. L’observation de ces transits est relayée par des observations au sol, notamment avec les spectrographes HARPS de l’ESO et Sophie de l’INSU-CNRS: les astronomes obtiennent alors une mesure précise de la taille, de la masse et de l’orbite de ces nouvelles planètes, sans les voir directement. Elles sont ainsi les seules à permettre d’obtenir les informations les plus complètes sur leur nature et les modes de formation et d’évolution de ces nouveaux mondes.
« Chaque nouvelle découverte d’un système planétaire extrasolaire bouscule un peu plus les modèles théoriques expliquant la formation et l’évolution de ces systèmes. Plus nous connaîtrons de systèmes différents, plus nous pourrons étendre notre compréhension des processus réellement à l’œuvre, » déclare Magali Deleuil, chercheuse au Laboratoire d’Astrophysique de Marseille (LAM), responsable du programme exoplanètes de CoRoT.
Portrait de famille. © Patrice Amoyel.
CoRoT-8b : la plus petite de la série
C’est une planète de taille très modeste parmi les planètes en transit connues. Elle mesure 0,7 fois la taille de Saturne et pèse 0,7 fois sa masse. Sa structure interne est comparable à celles des planètes géantes de glace, comme Neptune et Uranus dans le système solaire. C’est la plus petite planète découverte par l’équipe CoRoT après la première super-Terre en transit, CoRoT-7b.
CoRoT-15b : la naine brune
CoRoT-15b a une masse de 60 fois celle de Jupiter pour un rayon à peine plus grand et donc une densité considérable, près de 40 fois celle de Jupiter. Elle est considérée par les chercheurs comme une naine brune, c’est à dire un objet intermédiaire entre une planète géante et une étoile. Les naines brunes sont beaucoup plus rares que les planètes, ce qui rend sa découverte passionnante.
CoRoT-10b : une géante à l’orbite très allongée
Pendant son « année » orbitale, qui dure 13 jours, cette planète s’approche puis s’éloigne de son étoile au point que l’énergie qu’elle en reçoit varie d’un facteur dix en fonction de son éloignement. La température de la planète varierait alors de 250 à 600°C en quelques jours.
CoRoT-11b : une géante autour d’une étoile en rotation rapide
L’étoile autour de laquelle orbite CoRoT-11b tourne très vite sur elle-même, en seulement 40 heures -c’est encore moins que la période de révolution de la planète qui est de 3 jours. Par comparaison, notre Soleil tourne sur lui même en 26 jours. La rotation extrême de l’étoile rend d’ailleurs la détection de la planète très difficile avec HARPS.
CoRoT-12b, CoRoT-13b et CoRoT-14b :
3 planètes géantes proches de leur étoile, mais avec des propriétés très différentes. CoRoT-13b a une taille plus modeste que celle de Jupiter mais sa densité est deux fois plus importante, ce qui s’explique probablement par la présence d’un noyau massif. Avec un rayon 16 fois plus grand que celui de la Terre, CoRoT-12b quant à elle, appartient à la famille des planètes gazeuses dilatées, c’est-à-dire plus grosses que Jupiter (11 fois la Terre). En tournant à très courte distance de leur étoile, ces planètes en reçoivent un intense rayonnement, qui retarde leur contraction et explique leur taille anormalement grande. Paradoxalement, CoRoT-14b, qui est encore plus proche de son étoile, a une taille similaire à Jupiter. Sa masse est 7 fois et demi celle de Jupiter, ce qui en fait une autre planète extrêmement dense (6 fois plus que Jupiter) et la seconde planète très massive et très proche de son étoile.
La détection des exoplanètes avec CoRoT par la méthode des transits (voir encadré 1) (détection de l’infime variation de l’intensité lumineuse de l’étoile lorsque la planète passe devant le disque stellaire) est une longue entreprise, avec ses observations complémentaires (voir encadré 2), mais elle présente un avantage considérable car elle permet d’obtenir le diamètre et la masse de la planète, et donc sa densité, éléments indispensables pour bien comprendre la nature des planètes détectées. Les caractéristiques de l’orbite sont aussi précisément décrites. Depuis quinze ans, 450 exoplanètes ont été découvertes; seules 82 d’entre elles présentent un transit, dont 15 ont été mises en évidence par le satellite CoRoT.
| (1) Détecter des planètes avec CoRoT : une analyse minutieuse
Depuis février 2007, le satellite CoRoT observe chaque année environ 80 000 étoiles. La variation de l’éclat d’une étoile au cours du temps, ou « courbe de lumière » dans le jargon des astronomes, est enregistrée sur une durée de 20 à 150 jours. Une équipe scientifique y recherche alors une série de micro-éclipses (ou transits) imputable au passage répété d’une planète devant son étoile. « Nous avons choisi de travailler en parallèle, avec jusqu’à 8 chercheurs qui analysent les données indépendamment et qui comparent ensuite leurs résultats ; c’est plus long, mais cela permet d’accroître le nombre de découvertes ! » précise Pascal Bordé de l’IAS, responsable de cette équipe chargée d’analyser les courbes de lumière de CoRoT.. Chaque année, cette équipe isole jusqu’à un millier de courbes de lumière présentant des transits, parmi lesquels plus d’une centaine sont potentiellement le fait de planètes… Mais une fois ces « planètes potentielles » identifiées, la tâche est loin d’être terminée. |
| (2) Le support nécessaire des télescopes terrestres
Les planètes ne sont clairement identifiées qu’une fois que tous les autres scénarios possibles ont été écartés : « Entre la détection de transits par CoRoT et l’annonce officielle de la découverte d’une nouvelle planète se cache une série d’observations complémentaires à l’aide de télescopes au sol. Réaliser et analyser ces observations peut nécessiter jusqu’à deux années entières !» explique Claire Moutou, du LAM, chargée de la coordination du programme d’observations complémentaires. Les chercheurs impliqués dans CoRoT doivent donc passer au crible de leurs télescopes terrestres la centaine de candidats détectés annuellement. Une quinzaine de télescopes1 de par le monde est utilisée pour cette tâche. Il s’agit d’abord de confirmer la position de l’étoile présentant les transits, puis d’établir que le corps qui cause ces transits est bien une planète et non une autre étoile. Cette vérification peut se faire en mesurant la masse de ce corps.
C’est un processus long, car les étoiles ne sont visibles que 5 mois par an, mais la récompense finale est de taille ! Car sans pouvoir voir directement ces planètes lointaines, les chercheurs savent mesurer leur densité -seulement pour celles qui transitent- et commencent à comprendre leurs caractéristiques.
Les différentes configurations qui peuvent produire un transit dans la courbe de lumière de l’étoile cible (en jaune): l’étoile peut être occultée par une planète mais aussi une par autre étoile. Parfois, les transits sont ceux d’une binaire proche de la cible qui laisse son empreinte dans la courbe de lumière de l’étoile cible. © Claire Moutou / Magali Deleuil.
1 Le programme exoplanète de CoRoT bénéficie de l’appui de plusieurs télescopes terrestres: Le Télescope Canada France Hawaï (INSU-CNRS, CNRC – Hawaï) ; les Télescopes IAC-80 et ESA OGS de l’Observatoire du Teide (Espagne); le télescope Suisse Euler de 1,2m à l’Observatoire La Silla de l’ESO (Chili) ; les télescopes 0,46 et 1 m de l’Observatoire Wise (Israël); le télescope TEST de l’Observatoire de Tautenburg (Allemagne) ; les télescopes BEST et BEST 2 du Deutsche Luft und Raumfahrt Gesellschaft (DLR) ; le télescope KECK de 10m avec le spectrographe HIRES (Hawaï-USA) ; le télescope de 3,6m équipé du spectrographe HARPS à l’Observatoire La Silla de l’ESO (Chili) ; les télescopes de 8,2m du Very Large Telescope avec le spectrographe UVES à l’Observatoire Paranal de l’ESO (Chili) ; les télescopes de 1,93m avec le spectrographe SOPHIE et de 1,2 m à l’Observatoire de Haute Provence de l’INSU-CNRS (France). |
La planète orbite autour de son étoile à une distance semblable à celle de Saturne au Soleil. Cette exoplanète, de neuf fois la masse de Jupiter, pourrait s’être formée de la même manière que les planètes géantes de notre Système solaire. Plusieurs images ont été obtenues, de 2003 à 2009, par une équipe internationale[1] pilotée par des chercheurs du Laboratoire d’Astrophysique de Grenoble (CNRS, Université Joseph Fourier, OSUG/INSU) et comprenant des chercheurs du Laboratoire d’Etudes Spatiales et d’Instrumentation en Astrophysique (LESIA ; Observatoire de Paris, CNRS, Université Pierre et Marie Curie, Université Paris Diderot). Pour ce faire, ils ont utilisé le système d’optique adaptative NACO du Very Large Telescope de l’ESO. Ce résultat prouve que les planètes géantes peuvent se former dans des disques de matière en seulement quelques millions d’années, une durée très brève comparée au temps cosmique. A paraître en ligne dans Science Express, le jeudi 10 juin 2010.
Seulement âgée de 12 millions d’années environ, soit moins de 0,3% de l’âge du Soleil, Bêta Pictoris est 1,75 fois plus massive que notre étoile. Située à près de 60 années-lumière dans la constellation du Peintre, elle est l’un des exemples les plus connus d’étoile entourée d’un disque de poussière (appelé disque de débris[2]). De précédentes observations ont montré un gauchissement du disque et des comètes tombant sur l’étoile. « Ces éléments suggéraient de façon indirecte la présence d’une planète massive et nos nouvelles observations le prouvent maintenant d’une façon définitive » indique la responsable de l’équipe internationale, Anne-Marie Lagrange, directrice de recherche au CNRS et membre du Laboratoire d’Astrophysique de Grenoble (LAOG : CNRS, Université Joseph Fourier, OSUG/INSU). « Puisque l’étoile est très jeune, nos résultats montrent que les planètes géantes gazeuses peuvent se former dans les disques en seulement quelques millions d’années. »
De récentes observations ont indiqué que les disques autour de jeunes étoiles se dispersent en quelques millions d’années, et que la formation de planètes géantes doit se produire plus rapidement que ce que l’on pensait. Bêta Pictoris en est la preuve.
L’équipe a utilisé l’instrument NACO[3] équipant l’un des télescopes du Very Large Telescope de l’ESO, pour étudier l’environnement proche de Bêta Pictoris en 2003, 2008 et 2009. En 2003, une source faible a été détectée à l’intérieur du disque, mais les données n’étaient pas suffisantes pour permettre d’exclure de façon définitive la possibilité que cette source soit une étoile d’arrière-plan. « Sur de nouvelles images obtenues début 2009, la source avait disparu ! » indique Anthony Boccaletti, chargé de recherche au CNRS et membre du LESIA qui a contribué à l’analyse des données. « Les observations les plus récentes, prises fin 2009, révèlent que l’objet se situe de l’autre côté du disque ce qui implique qu’il est passé derrière son étoile parente. » Ceci a permis de confirmer que la source n’était pas une étoile de fond mais une exoplanète se déplaçant autour de son étoile, donnant ainsi des éléments pour déterminer son orbite autour de l’étoile.
Images de l’exoplanète ß Pictoris b au moment des deux observations. © ESO/A.M. Lagrange.
Parmi les quelques exoplanètes (moins de 10) dont on a une image, Bêta Pictoris b est celle qui a la plus petite orbite. Elle est située à une distance comprise entre 8 et 15 unités astronomiques[4] de son étoile. « La courte période de la planète nous permettra d’enregistrer son orbite complète dans un délai relativement court à l’échelle astronomique (entre 15 et 40 ans) et les futures études de Bêta Pictoris b fourniront les éléments très importants sur la physico-chimie de l’atmosphère d’une jeune exoplanète géante, » dit Mickael Bonnefoy, doctorant au LAOG.
Images de l’exoplanète ß Pictoris b au moment des deux observations, avec annotation. © ESO/A.M. Lagrange. La masse de l’exoplanète est équivalente à 9 fois celle de Jupiter. Elle a la bonne masse et se situe au bon endroit pour expliquer le gauchissement des parties intérieures du disque. Cette découverte présente certaine similitude avec la prévision de l’existence de Neptune qu’avait réalisée Adams et Le Verrier au 19e siècle, en observant Uranus.
« Avec les exoplanètes trouvées autour de jeunes étoiles massives telles Fomalhaut et HR8799, l’existence de Bêta Pictoris b suggère que les « super-jupiter » pourraient être des sous-produits fréquents de la formation d’étoiles massives, » explique Gaël Chauvin, chargé de recherche au CNRS et membre du LAOG.
De telles planètes perturbent les disques circumstellaires, créant des structures particulières qui seront aisément observables avec ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), le grand projet international d’interféromètre radio.
D’autres images d’exoplanètes ont été obtenues, mais ces planètes sont toutes situées plus loin de leur étoile hôte que ne l’est Bêta Pictoris b. Si nous étions dans le Système solaire, ces exoplanètes se trouveraient au-delà de l’orbite de la planète la plus lointaine, Neptune. Les processus de formation de ces planètes éloignées sont susceptibles d’être très différents de ceux qui ont eu lieu dans notre Système solaire et dans Bêta Pictoris.
« Les images récentes des exoplanètes – dont beaucoup ont été faites avec le VLT – illustrent la diversité des systèmes planétaires », déclare Anne-Marie Lagrange. « Parmi celles-ci, Bêta Pictoris b est le cas le plus prometteur : une planète qui pourrait avoir été formée comme les planètes géantes du Système solaire. »
Vue d’artiste de l’exoplanète ß Pictoris b tournant autour de son étoile mère. © ESO / L. Calçada.
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
Les rayons cosmiques sont un flux de particules ayant une énergie colossale liée à leur vitesse avoisinant celle de la lumière : cette énergie, dite cinétique, est sans commune mesure avec celle que sont capables de générer les plus performants des accélérateurs de particules. Pour les scientifiques, reste une question fondamentale : d’où ces rayons qui bombardent la Terre en permanence tirent-ils cette énergie ? Les physiciens, comme l’Italien Enrico Fermi, ont très tôt supposé que celle-ci pouvait être acquise dans des régions du milieu interstellaire secouées par des chocs, comme ceux qui accompagnent l’expansion des restes de supernovæ issus de l’explosion des étoiles massives. «Avant de mourir en explosions de supernovæ, les étoiles massives s’évaporent littéralement en développant de puissants vents stellaires et donc de l’énergie cinétique. Ces vents, ainsi que les explosions, créent des ondes de chocs dans le milieu interstellaire qui sont capables d’accélérer des particules à des vitesses proches de celle de la lumière. Comme en plus les étoiles massives vivent et meurent en groupes, l’accumulation de plusieurs chocs accélèrent encore plus les particules dans le milieu interstellaire. Les particules se comportent alors comme des balles de ping-pong entre deux raquettes qui se rapprochent : elles vont de plus en plus vite à chaque aller-retour », décrit Jürgen Knödlseder du CESR, qui a dirigé ces travaux.
Pour mener leurs recherches, les scientifiques se sont donc tout naturellement tournés vers une « fabrique d’étoiles massives » : le Grand Nuage de Magellan, galaxie irrégulière qui orbite autour de la nôtre à 170 000 années-lumière. Dans cette région, une zone, appelée 30 Doradus, est notamment très propice à la formation d’étoiles massives et s’est révélée être une source importante d’émission de rayons cosmiques. « Il est facile de dévoiler ce type de rayonnement car il a une signature particulière : nous traquons la lumière gamma qui est émise lors de la décroissance des pions neutres. Ces pions neutres sont créés par la collision des rayons cosmiques avec les atomes du gaz interstellaire », détaille le chercheur. Couplées aux marqueurs de formation d’étoiles massives, ces nouvelles données recueillies par le satellite Fermi et son télescope Large Area Telescope (LAT) ont permis de faire la corrélation entre accélération des rayons cosmiques et régions formatrices d’étoiles massives, et donc, de mieux comprendre l’origine de ce rayonnement.
Le télescope LAT à bord du satellite Fermi dévoile une pouponnière d’étoiles dénommé 30 Doradus comme source brillante des rayons gamma dans le Grand Nuage de Magellan. © NASA/DOE/Fermi LAT Collaboration.
À l’issue de ces travaux, un résultat a malgré tout surpris les chercheurs. « Nous pensions que la diffusion de ces rayons cosmiques s’étendrait dans toute la galaxie, et par conséquent que toute la galaxie serait une source lumineuse de rayons gamma. Mais la luminosité gamma que nous avons observée reste en fait confinée vers la région 30 Doradus, relate Jürgen Knödlseder. Cela renforce le constat que ce sont bien les régions formant les étoiles massives qui sont la source des rayons cosmiques, mais nous ne savons pas encore comment expliquer que ceux-ci ne parviennent pas à s’échapper de ces régions accélératrices ». Hypothèses envisagées : soit le champ magnétique près de 30 Doradus pourrait retenir les rayons dans la zone, soit les rayons cosmiques ont été accélérés récemment et n’ont pas encore eu le temps de s’échapper de leur région d’accélération.
Cette question sera pour les mois à venir au cœur du travail des chercheurs du CESR. La suite de leur collaboration avec le projet Fermi, entamée en 2004 via le développement des logiciels d’analyse scientifique, permettra aussi d’étendre leurs recherches à d’autres galaxies, aux histoires différentes, telles que le Petit Nuage de Magellan ou la galaxie d’Andromède. « C’est en observant toute la diversité de ce qui se passe dans les galaxies nous entourant, et qui sont plus accessibles que la nôtre pour l’observation, que nous approcherons mieux les phénomènes qui animent notre propre Galaxie », conclut le chercheur. Ces résultats ont été publiés dans la revue Astronomy and Astrophysics.
