TOI-178 : un sytème avec 5 planètes en transit et en « résonance orbitale »

On dit qu’une planète est en transit devant son étoile quand, vue depuis un télescope, elle passe devant l’étoile. Elle fait alors une petite éclipse qui dure quelques heures. On a détecté à ce jour près de 3500 planètes en transit dans plus de 2600 systèmes planétaires.

L’immense intérêt des transits est que, si la planète a une atmosphère, une partie de la lumière de l’étoile passe à travers cette atmosphère, ce qui change alors les couleurs de cette partie de l’étoile. De ces changements de couleur on peut déduire quels gaz sont présents dans l’atmosphère de la planète. De là, déduire qu’il y a peut-être « de la vie » sur quelque planète ainsi observée est encore hasardeux. Il y a encore un grand pas à franchir car en réalité on ne sait pas extrapoler de façon fiable ce que l’observe sur Terre.

Le James Webb Telescope va observer un système à 7 planètes en transit déjà très étudié, TRAPPIST-1. Depuis sa découverte en 2016, un autre système intéressant avec trois planètes a été détecté autour de l’étoile TOI-178 par le satellite TESS de la NASA (Transiting Exoplanet Survey Satellite), dédié à la recherche de transits planétaires. Initialement repéré par un chercheur de l’Observatoire de Paris, il semblait présenter une configuration que les astronomes cherchent depuis longtemps, une possible co-orbitalité: deux planètes sur la même orbite, ayant de ce fait la même période. Cela a incité toute une équipe européenne à chercher à en savoir plus par de nouvelles observations, car bien qu’une telle configuration orbitale soit observée pour de nombreux astéroïdes orbitant Jupiter et Neptune, cela n’a jamais été observé dans un système exoplanètaire. Afin de confirmer leurs prédictions, les astronomes ont réuni de nombreuses observations au sol, avec le Very Large Telescope (VLT) européen situé au Chili en utilisant les instruments ESPRESSO, NGTS , SPECULOOS , ainsi que des observations depuis l’espace avec le satellite CHEOPS de l’Agence Spatiale Européenne (4 visites pour un total de 11,9 jours d’observation!). Et alors, ô surprise, ce système ne contient pas trois planètes dont deux co-orbitales, mais six, ayant chacune des périodes distinctes, respectivement 1.9, 3.2, 6.5, 9.9, 15.2 et 20.7 jours. Ce système planétaire présente une architecture très intéressante. car remarquable: sur les 6 planètes, 5 ont des périodes orbitales très particulières. Les cinq planètes extérieures du système TOI-178 suivent en effet une chaîne 18 : 9 : 6 : 4 : 3 , c’est à dire qu’elles forment une chaine de résonance: leurs périodes sont liées par des multiples entiers: lorsque la seconde planète fait 18 orbites autour de l’étoile, la troisième en fait exactement 9, la quatrième 6, la cinquième 4 et la sixième 3. Les systèmes planétaires en chaine de résonance sont rares et précieux car ils permettent de contraindre la stabilité du système dans le temps ainsi que la configuration orbitale et les masses des planètes à partir de l’observation de leurs transits uniquement. Cette particularité peut être un avantage précieux quand les masses ne sont pas mesurables par la méthode des vitesses radiales, comme c’est le cas pour le système TRAPPIST-1 . Petite déception, les deux planètes qui étaient supposées être sur la même orbite n’étaient qu’une erreur d’interprétation due au trop petit nombre d’observations par TESS.

Les masses des planètes ont été obtenues à partir de la méthode des vitesses radiales grâce à l’instrument ESPRESSO du VLT et leurs rayons par la méthode des transits (observés par CHEOPS, NGTS et SPECULOOS). À partir de ces deux grandeurs, les densités des planètes ont pu être estimées.

A leur grande surprise, les astronomes se sont aperçus que la densité était très variable d’une planète à l’autre, ce qui remettrait en question la compréhension actuelle de la formation et de l’évolution des systèmes planétaires en général. Contrairement à ce qui se passe dans le système solaire et dans les autres systèmes à plusieurs planètes, la densité ne décroît pas lorsqu’on s’éloigne de l’étoile, mais présente des hauts et des bas en fonction de la distance.

Cela pose de sérieux problèmes aux modèles de formation des systèmes planétaires.

L’équipe qui a découvert ce système intrigant a obtenu 24 heures d’observations sur la camera NIRSpec du JWST. La mesure des abondances relatives de diverses molécules dans ces planètes grâce aux transits permettra de contraindre les scénarios de formation du système (« migration » ou non des planètes dans le système).

Pour en savoir plus :

Cheops dévoile un système

Vidéo

Relevé du Champ Ultra Profond de Hubble avec MIRI

Extragalactique

histoire de l’univers

Relevé du Champ Ultra Profond de Hubble avec MIRI

L’univers a “explosé” il y a environ 13,8 milliards d’années. Les détails physiques de son évolution, depuis une minuscule fraction de secondes après le Big Bang jusqu’à la recombinaison de l’hydrogène.

L’univers avait alors environ 380 000 ans et était à une température de 4000 K ce qui permettait la formation d’hydrogène neutre. A ce moment-là, l’univers n’était plus opaque au rayonnement et les photons (qui sont les particules qui véhiculent la lumière) ont pu se déplacer sur de longues distantes avant d’être absorbés ou diffusés par la matière (notons que ces photons de l’époque existent toujours, ce sont eux qui forment le fameux rayonnement fossile). Le terme de recombinaison est évidemment impropre, mais provient sans doute de raisons historiques.

Extragalactique

histoire de l’univers

Relevé du Champ Ultra Profond de Hubble avec MIRI

L’univers a “explosé” il y a environ 13,8 milliards d’années. Les détails physiques de son évolution, depuis une minuscule fraction de secondes après le Big Bang jusqu’à la recombinaison de l’hydrogène.

L’univers avait alors environ 380 000 ans et était à une température de 4000 K ce qui permettait la formation d’hydrogène neutre. A ce moment-là, l’univers n’était plus opaque au rayonnement et les photons (qui sont les particules qui véhiculent la lumière) ont pu se déplacer sur de longues distantes avant d’être absorbés ou diffusés par la matière (notons que ces photons de l’époque existent toujours, ce sont eux qui forment le fameux rayonnement fossile). Le terme de recombinaison est évidemment impropre, mais provient sans doute de raisons historiques.

L’époque de recombinaison marque le début des âges sombres, appelée ainsi car aucune étoile n’existe encore. Les âges sombres prendront fin avec la « renaissance cosmique », qui est l’époque de ré-ionisation (EoR), lorsque un rayonnement dont l’origine n’est pas encore connue avec certitude a commencé à ré-ioniser de façon importante les atomes neutres qui s’étaient formés à la recombinaison. La date précise de la ré-ionisation est sujette à débat, et tout ce qu’on peut dire c’est qu’elle s’est produite entre 100 et 400 millions d’années après le Big Bang.

Une des priorités du projet JWST :

Depuis le tout début du projet JWST une des premières priorités des thèmes scientifiques était la formation des galaxies et leur évolution aux premiers âges de l’Univers observable. Et comme nous venons de le voir, un des problèmes fondamentaux à résoudre dans ce contexte a trait au début de l’EoR. Il est donc nécessaire d’étudier l’évolution de l’univers depuis un décalage vers le rouge Redshift en anglais) d’environ 1100 (époque supposée du début de la recombinaison), jusqu’à un décalage de 6 (l’univers avait 1 milliard d’années et était à 19 K).

La grande question est de savoir d’où proviennent les photons responsables de l’ionisation.

Il est fort probable que les principaux contributeurs sont les galaxies dans lesquelles se formèrent les premières étoiles. Celles-ci sont d’hypothétiques étoiles très massives (dites de population III), qui auraient brillé pendant un bref laps de temps (moins de 1 millions d’années chacune). Il est bien connu que plus une étoile est massive plus elle consomme vite son carburant thermonucléaire. Ces étoiles de population III n’existeraient donc plus depuis bien longtemps (selon certains scientifiques, elles pourraient être à l’origine des sursauts gamma très lointains).

Les galaxies qui les hébergeaient sont intrinsèquement si peu lumineuses qu’elles ne pouvaient être détectées par aucun instrument existant, avant le JWST.

HUDF

Hubble Ultra Deep Field

Cette image du HUDF montre des galaxies d’âge, de forme et de couleurs variés. Les galaxies les plus petites et les plus rouges (environ 100) sont les galaxies les plus lointaines ayant été observées par un télescope optique. Elles existaient quand l’Univers avait juste 800 millions d’années. Une région de ce champ, appelée HUDF-JD2 est mise en évidence dans le cercle situé sur les trois agrandissements à droite de l’image (en haut dans la lumière visible, au milieu dans l’infrarouge proche, en bas dans l’infrarouge thermique).

Avec une sensibilité unique pour des longueurs d’onde supérieures à 5 micron, l’instrument MIRI embarqué sur le JWST jouera un rôle prépondérant dans l’étude des différentes phases de l’EoR, et des toutes premières époques à laquelle se formèrent les galaxies. Avec MIRI, il sera possible pour la première fois:

D’obtenir une estimation non biaisée des masses stellaires dans un univers de moins de 1,5 milliard d’années (z>4).
D’évaluer les masses et âges des populations d’étoiles jeunes et moins jeunes dans un univers de moins de 600 millions d’années (z>8.5), ce qui conduira à des conclusions robustes sur l’histoire de la formation stellaire pendant l’époque de l’EoR, et par conséquent d’estimer la contribution de ces populations à l’apport des photons ionisants.
D’étudier l’hydrogène dans les sources qui peuplaient un univers d’environ 700 millions d’années (z ~ 7.5) et l’oxygène fortement ionisée dans un univers de 500 millions d’années (z ~ 10). MIRI est le seul instrument qui permettra de réaliser ces études.

Programme GTO 1283 de 60 heures

Ce programme photométrique et statistique a deux objectifs : réaliser un relevé profond d’une région précise du Champ Ultra Profond du télescope de Hubble (HUDF) avec un filtre à 5,6 micron, et obtenir des images à 10 micron des champs cosmologiques autour des galaxies sélectionnées pour une étude spectroscopique à très grand décalage vers le rouge qui fait l’objet d’un second volet de ce programme GTO.

Ce relevé effectué à une longueur d’onde de 5,6 micron permettra d’étendre la Fonction de Masse Stellaire dans les Galaxies (GSMF, pour Galaxy Stellar Mass Function) d’un autre ordre de grandeur dans la masse des étoiles en comparaison avec les études actuelles, jusqu’à des limites exhaustives de 300 millions de masse solaire à z= 3, et d’un milliard de masse solaire à z=6 – 7, ainsi que de trouver plusieurs dizaines de galaxies de plus petite masse à ces grands décalages vers le rouge. De plus, il fournira aux chercheurs la possibilité de contraindre d’une manière significative la GSMF pour des décalages vers le rouge 7 6) et était donc en pleine époque de ré-ionisation seront résolues (ie. le détail qu’il est possible de discerner sur une image dépend de la résolution spatiale du capteur utilisé.

Elle est fonction de la dimension du plus petit élément qu’il est possible de détecter ; un objet résolu, en astronomie, c’est un objet dans laquelle on peut dissocier, distinguer ses composants, en l’observant à l’aide d’un instrument d’optique suffisamment puissant.

HUDF : Hubble Ultra Deep Field

Cette image du HUDF montre des galaxies d’âge, de forme et de couleurs variés. Les galaxies les plus petites et les plus rouges (environ 100) sont les galaxies les plus lointaines ayant été observées par un télescope optique. Elles existaient quand l’Univers avait juste 800 millions d’années. Une région de ce champ, appelée HUDF-JD2 est mise en évidence dans le cercle situé sur les trois agrandissements à droite de l’image (en haut dans la lumière visible, au milieu dans l’infrarouge proche, en bas dans l’infrarouge thermique).

Avec une sensibilité unique pour des longueurs d’onde supérieures à 5 micron, l’instrument MIRI embarqué sur le JWST jouera un rôle prépondérant dans l’étude des différentes phases de l’EoR, et des toutes premières époques à laquelle se formèrent les galaxies. Avec MIRI, il sera possible pour la première fois:

D’obtenir une estimation non biaisée des masses stellaires dans un univers de moins de 1,5 milliard d’années (z>4).
D’évaluer les masses et âges des populations d’étoiles jeunes et moins jeunes dans un univers de moins de 600 millions d’années (z>8.5), ce qui conduira à des conclusions robustes sur l’histoire de la formation stellaire pendant l’époque de l’EoR, et par conséquent d’estimer la contribution de ces populations à l’apport des photons ionisants.
D’étudier l’hydrogène dans les sources qui peuplaient un univers d’environ 700 millions d’années (z ~ 7.5) et l’oxygène fortement ionisée dans un univers de 500 millions d’années (z ~ 10). MIRI est le seul instrument qui permettra de réaliser ces études.

Programme GTO 1283 de 60 heures

Ce programme photométrique et statistique a deux objectifs : réaliser un relevé profond d’une région précise du Champ Ultra Profond du télescope de Hubble (HUDF) avec un filtre à 5,6 micron, et obtenir des images à 10 micron des champs cosmologiques autour des galaxies sélectionnées pour une étude spectroscopique à très grand décalage vers le rouge qui fait l’objet d’un second volet de ce programme GTO.

Ce relevé effectué à une longueur d’onde de 5,6 micron permettra d’étendre la Fonction de Masse Stellaire dans les Galaxies (GSMF, pour Galaxy Stellar Mass Function) d’un autre ordre de grandeur dans la masse des étoiles en comparaison avec les études actuelles, jusqu’à des limites exhaustives de 300 millions de masse solaire à z= 3, et d’un milliard de masse solaire à z=6 – 7, ainsi que de trouver plusieurs dizaines de galaxies de plus petite masse à ces grands décalages vers le rouge. De plus, il fournira aux chercheurs la possibilité de contraindre d’une manière significative la GSMF pour des décalages vers le rouge 7 6) et était donc en pleine époque de ré-ionisation seront résolues (ie. le détail qu’il est possible de discerner sur une image dépend de la résolution spatiale du capteur utilisé.

Elle est fonction de la dimension du plus petit élément qu’il est possible de détecter ; un objet résolu, en astronomie, c’est un objet dans laquelle on peut dissocier, distinguer ses composants, en l’observant à l’aide d’un instrument d’optique suffisamment puissant.

(1911, p. 269)

Si nous ne pouvons pas « résoudre » ces nébuleuses, ce serait à cause de la petitesse extrême des composantes, et non pas parce que ces objets célestes sont excessivement éloignées.

H.Poincaré

Hyp. cosmogon

Par exemple, les taches blanchâtres et en apparence continues de la voie lactée se résolvent dans un puissant télescope, en un amas de points lumineux distincts).

Si une galaxie n’est pas résolue, du moins MIRI pourra fixer des limites supérieures étroites sur leurs dimensions. Ainsi, cet instrument permettra d’examiner l’emplacement de la plus grande partie des étoiles issues de l’épisode initial de la formation d’étoiles. Ce relevé jouera aussi un rôle important pour sélectionner des Noyaux Actifs de Galaxies (AGN Active Galaxy Nuclei obscurcis par les poussières, pour étudier l’assemblage des galaxies, et leur évolution morphologique.

Ce programme s’inscrit dans le cadre d’une coordination des instruments NIRCam, NIRSpec et MIRI consacrée à l’étude photométrique et spectroscopique du HUDF et des champs environnants.

NEP: un Champ Profond Observé par le JWST

Extragalactique

North Ecliptic Pole

NEP: un Champ Profond Observé par le JWST

Observations du champ de domaine temporel du Pôle Écliptique Nord à l’usage de la communauté.

Le pôle écliptique nord NEP, pour North Ecliptic Pole est l’un des deux points d’intersection de la sphère céleste avec une ligne perpendiculaire au plan de l’écliptique et passant par le centre de la sphère céleste (l’écliptique est le grand cercle tracé par le mouvement apparent annuel du centre du soleil sur la sphère céleste). Il fera l’objet de 2 programmes GTO: GTO 1176 (110 heures d’observation) et GTO 1255 (2.2 heures). Il est situé dans la zone nord que le JWST peut observer tout le temps (CVZ, pour Continuous Viewing Zone).

Extragalactique

North Ecliptic Pole

NEP: un Champ Profond Observé par le JWST

Observations du champ de domaine temporel du Pôle Écliptique Nord à l’usage de la communauté.

Le pôle écliptique nord NEP, pour North Ecliptic Pole est l’un des deux points d’intersection de la sphère céleste avec une ligne perpendiculaire au plan de l’écliptique et passant par le centre de la sphère céleste (l’écliptique est le grand cercle tracé par le mouvement apparent annuel du centre du soleil sur la sphère céleste). Il fera l’objet de 2 programmes GTO: GTO 1176 (110 heures d’observation) et GTO 1255 (2.2 heures). Il est situé dans la zone nord que le JWST peut observer tout le temps (CVZ, pour Continuous Viewing Zone).

Carte des observations

Elles seront effectuées avec tramage, c’est à dire un très faible déplacement de chaque image, pour corriger les artefacts du détecteur. Lors des réductions des données, les images d’une même région sont superposées après recentrage. Ce qui en améliore considérablement la qualité. Les 4 époques auxquelles seront réalisées ces observations sont illustrées par trois champs alignés. Les régions en bleu foncé sont celles qui feront l’objet d’observations spectroscopiques.

La région qui sera observée par le JWST avec l’instrument NIRCam est pratiquement circulaire, avec un diamètre de 14 minutes d’arc, et les observations seront focalisées dans 4 positions (« le moulin à vent » du JWST, comme l’appellent ironiquement les investigateurs du programme, illustré par la figure ci-dessus!).

C’est la seule région du ciel où le JWST peut obtenir un relevé profond non contaminé (c’est-à-dire qu’il n’y a pas d’étoiles en arrière-plan et que l’extinction par les poussières est faible), à une cadence et une orientation arbitraire. Elle ne contient d’autre part aucun objet céleste qui pourrait éblouir les détecteurs et a déjà fait l’objet de relevés profonds dans les domaines UV, visible et rouge lointain avec le télescope spatial Hubble (HST). Il est essentiel pour mener à bien ce programme de le conduire entièrement pendant le premier cycle des observations du JWST.

Le champ NEP

Le champ NEP de domaine temporel (TDF, pour Temporal-Domain Field) est une région du ciel qui contient beaucoup d’objets dont la luminosité varie avec le temps – les objets transitoires : supernovae, système solaire, étoiles éruptives, étoiles variables, etc… Ce qui en fait un champ de première importance c’est qu’il est propre, et qu’il peut être observé à n’importe quelle époque avec le JWST.

Cela permettra à la communauté de réaliser une vaste gamme de programmes scientifiques innovants et passionnants, y compris des recherches et des suivis d’objets transitoires à grands décalages vers le rouge en particulier les supernovae; des études de variabilité de sources allant des noyaux de galaxies actives (AGN, pour Active Galactique Nuclei de faible luminosité aux atmosphères de naines brunes, en passant par des objets très lointains qui subissent un effet de lentille gravitationnelle causé par des amas de galaxies qui s’interposent entre eux et notre ligne de visée, et la mesure de parallaxes d’objets extrêmement dispersés de la ceinture de Kuiper et du Nuage de Oort, ou encore les mouvements propres de naines brunes proches, d’étoiles de faible masse, et des naines blanches super-froides.

Le but de ce programme est de couvrir une large région pour en obtenir des images avec l’instrument NIRCam et des spectrogrammes avec l’instrument NIRISS, en plus de créer un champ de domaine temporel qui sera observé tout au long de la durée de vie du JWST.

En effet tout suivi des observations sera bienvenu, que ce soit dans le cadre de programmes ERS ou de programmes généraux «classiques». C’est pourquoi les résultats de ces observations seront immédiatement mis à la disposition de tous les chercheurs intéressés. C’est ainsi que seront atteints le but et le potentiel de ces programmes GTO qui sont de pouvoir être complétés et affinés ultérieurement par l’ensemble de la communauté astronomique.

La Dynamique de l’Amas des Étoiles Proches du Centre Galactique

Voie Lactée

galaxie spirale

La Dynamique de l’Amas des étoiles proches du Centre galactique

Le centre de notre Galaxie (la Voie Lactée) sera observée avec le JWST, à l’aide de l’instrument NIRCam ( programme GTO 1306). Le but de cette étude est d’étudier ou établir les orbites des étoiles qui gravitent autour du trou noir supermassif qui y réside, et d’analyser la structure du noyau de cet amas.

Cette première série d’observations préparera une seconde, prévue pour quelques années après, qui permettra de mesurer les mouvements propres des étoiles de l’amas. Ce programme constitue aussi une démonstration de la capacité du JWST à réaliser des mesures astrométriques avec une très grande précision.

Voie Lactée

GALAXIE SPIRALE

La Dynamique de l’Amas des étoiles proches du Centre galactique

Le centre de notre Galaxie (la Voie Lactée) sera observée avec le JWST, à l’aide de l’instrument NIRCam ( programme GTO 1306). Le but de cette étude est d’étudier ou établir les orbites des étoiles qui gravitent autour du trou noir supermassif qui y réside, et d’analyser la structure du noyau de cet amas.

Cette première série d’observations préparera une seconde, prévue pour quelques années après, qui permettra de mesurer les mouvements propres des étoiles de l’amas. Ce programme constitue aussi une démonstration de la capacité du JWST à réaliser des mesures astrométriques avec une très grande précision.

Une attention particulière sera portée sur les étoiles les plus faibles, qu’il est beaucoup plus difficile d’observer depuis le sol, et dont la luminosité ne saturera pas les détecteurs de l’instrument. Un diagramme indiquant la relation entre la couleur et la magnitude de chacune des étoiles observées sera construit, ce qui permettra de distinguer et de rejeter celles qui sont en avant- ou en arrière-plan du centre galactique (et qui n’appartiennent donc pas à l’amas).

Les observations seront principalement effectuées dans la partie la plus bleue du spectre couvert par NIRCam, afin d’obtenir la meilleure résolution spatiale possible (ie. plus on observe vers les courtes longueurs d’onde, meilleure est la résolution saptiale, c’est-à-dire plus ponctuelle est l’image d’une étoile).

De SIGMA à INTEGRAL

A gauche, la région la plus centrale de la Galaxie (champ de 4°x4°), observée durant toute la durée de vie de la mission SIGMA pour une durée totale de plus de 100 jours . A droite, la même région autour de la source SgrA telle que mesurée par la caméra ISGRI dans la bande d’énergie 20-40 KeV durant le printemps 2003, pour un temps d’observation équivalent à seulement 13 jours. Les images inférieures représentent le champ total de 19°x19° vus par les deux instruments. Le gain à la fois en sensibilité et en finesse d’image d’INTEGRAL est clairement visible. La position radio de SgrA, emplacement du présumé trou noir massif, est indiquée par une flèche, dans l’image supérieure d’ISGRI. Crédits CEA/DAp.

Le centre de notre galaxie

Photo impressionnante révélée le 20 août 2015 par l’ESA. Elle résulte d’une compilation de plus de 100 clichés, réalisée par des chercheurs de l’Institut Max-Planck. On y découvre le centre de notre galaxie. Ou du moins la vision qu’en a XMM-Newton, un observatoire spatial qui voit le monde en rayons X. Elle couvre une distance d’à peu près 1000 années-lumière (une seule de cette unité de distance est égale à 9460 milliards de kilomètres ; le centre de la galaxie se situe à quelque 26.000 à 28.000 années-lumière de notre soleil).

Le centre de notre galaxie

Photo impressionnante révélée le 20 août 2015 par l’ESA. Elle résulte d’une compilation de plus de 100 clichés, réalisée par des chercheurs de l’Institut Max-Planck. On y découvre le centre de notre galaxie. Ou du moins la vision qu’en a XMM-Newton, un observatoire spatial qui voit le monde en rayons X. Elle couvre une distance d’à peu près 1000 années-lumière (une seule de cette unité de distance est égale à 9460 milliards de kilomètres ; le centre de la galaxie se situe à quelque 26.000 à 28.000 années-lumière de notre soleil).

Image du centre de notre galaxie montrant les observations des faisceaux lumineux issus des quatre télescopes de 8 mètres du VLT de l’ESO (Very Large Telescope). Crédits ESO/MPE/S.Gillessen

Les Objets Proches de la Terre (NEOs)

Système Solaire

Near-Earth Objects

Les Objets Proches de la Terre (NEOs)

Les objets proches de la Terre, ou NEOs (Near-Earth Objects) revêtent un très grand intérêt pour plusieurs communautés, et ce pour diverses raisons: leur importance scientifique intrinsèque, les risques d’impact et les moyens de les réduire, les programmes d’explorations humaines, et un domaine émergeant actuellement qui a trait à l’extraction privée des ressources minières des astéroïdes.

Bien que plusieurs missions récentes aient visité certains NEO, la plupart avaient des capacités spectroscopiques limitées. Le JWST observera 2 NEO particulièrement intéressants, Phaéton et Don Quichotte (Programme GTO 1245)

Système Solaire

NEAR-EARTH OBJECTS

Les Objets Proches de la Terre (NEOs)

Les objets proches de la Terre, ou NEOs (Near-Earth Objects) revêtent un très grand intérêt pour plusieurs communautés, et ce pour diverses raisons: leur importance scientifique intrinsèque, les risques d’impact et les moyens de les réduire, les programmes d’explorations humaines, et un domaine émergeant actuellement qui a trait à l’extraction privée des ressources minières des astéroïdes.

Bien que plusieurs missions récentes aient visité certains NEO, la plupart avaient des capacités spectroscopiques limitées. Le JWST observera 2 NEO particulièrement intéressants, Phaéton et Don Quichotte (Programme GTO 1245)

Ces observations conduites avec le JWST utiliseront les instruments NIRCam, NIRSpec et MIRI.

Toutatis, le célèbre NEO, d’une forme de pomme de terre, de 4,6 km dans sa plus grande longueur qui a frôlé la Terre (1 550 000 km tout de même!)

le 29 septembre 2004

Les NEOs Phaéthon & Don Quichotte

Phaéthon

est un astéroïde Apollon dont le périhélie se situe bien à l’intérieur de l’orbite de Mercure (en 2017 il s’agissait de l’astéroïde nommé qui se rapproche le plus du Soleil), et dont l’orbite est liée à la douche de météores des Geminides (c’est d’ailleurs le seul astéroïde à présenter cette singularité).

Les astéroïdes Apollon sont une famille d’astéroïdes géocroiseurs. Elle est nommée d’après Apollon, le premier de cette famille à avoir été découvert.

Les astéroïdes sont classés dans cette famille si leur demi-grand axe est strictement supérieur à 1 unité astronomique (ua : la distance Terre – Soleil) et leur périhélie inférieur à 1,017 ua.

En janvier 2017 on connaissait 8 365 astéroïdes Apollon, dont 1 181 sont numérotés et 67 nommés.

Les Geminides sont une pluie de météores qui a lieu à la mi-décembre, formée par les débris de la comète Phaeton qui brûle dans notre atmosphère.

Ce corps céleste est inhabituel car il n’a été reconnu que récemment comme une comète. Pendant de nombreuses années, les astronomes pensaient que Phaethon était un grand astéroïde, en raison de son manque total de glace. Finalement, les chercheurs ont découvert que le manque de glace était simplement dû à la proximité de son chemin avec le soleil, et ils l’ont reclassifiée comme une comète éteinte ou une comète de roche. En fait, ce serait plutôt les restes du noyau d’une comète morte.

Parce que Phaeton est une comète étrange, le comportement de ses météorites est également un peu inhabituel.

le 13 décembre 2017

Douche des Géminides dans la Voie Lactée

Depuis Auriga (en haut) jusqu’à Puppis (en bas). On distingue Orion à droite. Photo prise depuis Quailway Cottage dans l’Arizona, près de Portal.

L’une des marques des Geminides est que, au lieu du mélange de glace, de roche et de débris spatiaux assortis, les météorites que l’on voit fuser ne sont que des morceaux de la comète. Cela signifie qu’il y en a beaucoup plus que dans d’autres pluies célèbres (les Perséides et les Léonides, par exemple), et ce qui leur permet de tomber plus profondément dans notre atmosphère et de créer également des arcs plus longs.

Douche des Géminides dans la Voie Lactée

Depuis Auriga (en haut) jusqu’à Puppis (en bas). On distingue Orion à droite. Photo prise depuis Quailway Cottage dans l’Arizona, près de Portal.

L’une des marques des Geminides est que, au lieu du mélange de glace, de roche et de débris spatiaux assortis, les météorites que l’on voit fuser ne sont que des morceaux de la comète. Cela signifie qu’il y en a beaucoup plus que dans d’autres pluies célèbres (les Perséides et les Léonides, par exemple), et ce qui leur permet de tomber plus profondément dans notre atmosphère et de créer également des arcs plus longs.

le 13 décembre 2017

Don Quichotte

est un astéroïde cométaire membre de la famille des Amor, géocroiseur, aréocroiseur (dont l’orbite croise celle de Mars, de Ares et zénocroiseur (dont l’orbite croise celle de Jupiter, de Zeus.

C’est un objet potentiellement dangereux pour nous, qui fut découvert le 26 septembre 1983 par Paul Wild. Il possède des propriétés spectrales identiques à celles des comètes, ce qui est très rare dans la population NEO.

Les astéroïdes Amor sont une famille d’astéroïdes qui croisent l’orbite de Mars mais non celle de la Terre.

Ils sont ainsi nommés d’après l’astéroïde Amor et sont aussi nommés astéroïdes géo-frôleurs (Earth-grazing asteroids, en anglais).

Ce sont des frôleurs extérieurs, c’est-à-dire qu’ils s’approchent de l’extérieur de l’orbite de la Terre, mais ne la coupent pas. Le membre le plus célèbre de cette famille est probablement Éros, qui fut à la fois le premier à être découvert et le premier astéroïde sur lequel une sonde (NEAR Shoemaker) s’est posée.

En janvier 2017, on connaissait 5 971 astéroïdes Amor dont 960 sont numérotés et 73 nommés.

L’atmosphère (ou coma) de la comète Don Quichotte, sur une image capturée par le télescope spatial Spitzer.

Trajectoire des différents types d’astéroïdes géocroiseurs : Apollon, Aten et Amor. Les astéroïdes Amor ne font que frôler l’orbite terrestre dessinée en bleu sur le schéma.

Gros Astéroïdes et Troyens

Système solaire

un troyen est un astéroïde

Gros Astéroïdes et Troyens

En astronomie, un troyen est un astéroïde (parfois une lune) partageant la même orbite qu’une planète ou un de ses satellites à des points stables appelés points de Lagrange L4 et L5. Ces points se trouvent à 60° en avant ou en arrière de l’objet principal.

Le premier astéroïde troyen fut découvert en 1906 par Max Wolf à proximité de Jupiter. Il précédait la géante gazeuse de 60° sur son orbite, illustrant pour la première fois une théorie émise 130 ans plus tôt par le mathématicien français Pierre de Lagrange. Il avait démontré en 1772 que lorsque deux corps célestes orbitent l’un autour de l’autre, il existe cinq points de l’orbite où la force de gravitation compense la force centrifuge et où un troisième corps céleste reste immobile par rapport aux deux autres. Mais seuls les points L4 et L5 donnent lieu à des orbites vraiment stables.

Système solaire

UN TROYEN EST UN ASTÉROÏDE

Gros Astéroïdes et Troyens

En astronomie, un troyen est un astéroïde (parfois une lune) partageant la même orbite qu’une planète ou un de ses satellites à des points stables appelés points de Lagrange L4 et L5. Ces points se trouvent à 60° en avant ou en arrière de l’objet principal.

Le premier astéroïde troyen fut découvert en 1906 par Max Wolf à proximité de Jupiter. Il précédait la géante gazeuse de 60° sur son orbite, illustrant pour la première fois une théorie émise 130 ans plus tôt par le mathématicien français Pierre de Lagrange. Il avait démontré en 1772 que lorsque deux corps célestes orbitent l’un autour de l’autre, il existe cinq points de l’orbite où la force de gravitation compense la force centrifuge et où un troisième corps céleste reste immobile par rapport aux deux autres. Mais seuls les points L4 et L5 donnent lieu à des orbites vraiment stables.

Depuis 1906 on a découvert des milliers d’astéroïdes sur les points de Lagrange de certaines planètes. En 2013, Jupiter se taille la part du lion avec des milliers de troyens, Mars en compte sept et Neptune neuf. Les quatre plus grands objets, Céres, Vesta, Pallas et Hygée, comprennent quasiment la moitié de la masse totale de la ceinture d’astéroïdes.

Les études récentes ont montré que les astéroïdes plus de 200 km de diamètre sont les restes intacts des touts premiers âges du Système Solaire et que ces objets possédaient une histoire dynamique avec des processus toujours en cours.

Pallas (du grec ancien Παλλάς)

est le troisième plus grand objet de la ceinture principale d’astéroïdes du Système solaire, après la planète naine Cérès et l’astéroïde Vesta. C’est le second astéroïde découvert. Il le fut fortuitement le 28 mars 1802 par Heinrich Olbers, alors que l’astronome tentait de retrouver Cérès à l’aide des prédictions orbitales de Carl Friedrich Gauss. Charles Messier avait été cependant le premier à l’observer en 1779, quand il suivait la trajectoire d’une comète, mais il prit l’objet pour une simple étoile de magnitude 7.

Pallas contient environ 7 % de la masse totale de la ceinture d’astéroïdes. À l’instar de Cérès, Junon et Vesta, il fut considéré comme une planète jusqu’à ce que la découverte de nombreux autres astéroïdes conduise à sa reclassification.

Comme celle de Pluton, l’orbite de Pallas est très fortement inclinée (34,8°) par rapport au plan de la ceinture d’astéroïdes principale, ce qui rend l’astéroïde difficilement accessible par engin spatial. Sa surface est constituée de silicates, son spectre étant similaire à celui des météorites de chondrites carbonées.

Hygée (ou Hygie)

est le quatrième plus gros astéroïde de la ceinture principale d’astéroïdes en volume et en masse. Se caractérisant par une forme oblongue et des diamètres variant de 350 à 500 kilomètres, il possède une masse estimée à 2,9 % de la masse totale de la ceinture. C’est le plus grand des astéroïdes dotés d’une surface carbonée (type C).

Programme GTO 1244

Trois des quatre plus grands astéroïdes, de faible albédo, seront observés avec le JWST.

Ces observations étendront les mesures faites sur Cérès bien au-delà des longueurs d’ondes étudiées par la mission DOWN et fourniront des mesures uniques de Pallas et Hygée qu’il est impossible d’obtenir à partir d’autres plates-formes.

Les astéroïdes Troyens sont des objets clés pour la compréhension de la dynamique des débuts du système solaire et pour la migration des planètes. Les scientifiques pensent qu’ils sont biologiquement riches, mais leurs distances et leurs faibles albédos rendent très difficile leur observation.

Les observations des astéroïdes qui seront réalisées avec le JWST amélioreront la connaissance de leur densité, qui sera combinée avec les données sur leur composition, obtenue par spectroscopie.

Un des objectifs de ce programme étant la préparation de la mission LUCY de la NASA, prévue pour 2033.

Pallas (du grec ancien Παλλάς)

est le troisième plus grand objet de la ceinture principale d’astéroïdes du Système solaire, après la planète naine Cérès et l’astéroïde Vesta. C’est le second astéroïde découvert. Il le fut fortuitement le 28 mars 1802 par Heinrich Olbers, alors que l’astronome tentait de retrouver Cérès à l’aide des prédictions orbitales de Carl Friedrich Gauss. Charles Messier avait été cependant le premier à l’observer en 1779, quand il suivait la trajectoire d’une comète, mais il prit l’objet pour une simple étoile de magnitude 7.

Pallas contient environ 7 % de la masse totale de la ceinture d’astéroïdes. À l’instar de Cérès, Junon et Vesta, il fut considéré comme une planète jusqu’à ce que la découverte de nombreux autres astéroïdes conduise à sa reclassification.

Comme celle de Pluton, l’orbite de Pallas est très fortement inclinée (34,8°) par rapport au plan de la ceinture d’astéroïdes principale, ce qui rend l’astéroïde difficilement accessible par engin spatial. Sa surface est constituée de silicates, son spectre étant similaire à celui des météorites de chondrites carbonées.

Hygée (ou Hygie)

est le quatrième plus gros astéroïde de la ceinture principale d’astéroïdes en volume et en masse. Se caractérisant par une forme oblongue et des diamètres variant de 350 à 500 kilomètres, il possède une masse estimée à 2,9 % de la masse totale de la ceinture. C’est le plus grand des astéroïdes dotés d’une surface carbonée (type C).

Programme GTO 1244

Trois des quatre plus grands astéroïdes, de faible albédo, seront observés avec le JWST.

Ces observations étendront les mesures faites sur Cérès bien au-delà des longueurs d’ondes étudiées par la mission DOWN et fourniront des mesures uniques de Pallas et Hygée qu’il est impossible d’obtenir à partir d’autres plates-formes.

Les astéroïdes Troyens sont des objets clés pour la compréhension de la dynamique des débuts du système solaire et pour la migration des planètes. Les scientifiques pensent qu’ils sont biologiquement riches, mais leurs distances et leurs faibles albédos rendent très difficile leur observation.

Les observations des astéroïdes qui seront réalisées avec le JWST amélioreront la connaissance de leur densité, qui sera combinée avec les données sur leur composition, obtenue par spectroscopie.

Un des objectifs de ce programme étant la préparation de la mission LUCY de la NASA, prévue pour 2033.

La Planète MARS sera observée avec le JWST

Système solaire

depuis plus d’un siècle

La planète Mars sera observée avec le JWST

La planète Mars a fasciné les scientifiques depuis plus d’un siècle. De nos jours, c’est un désert glacé dont la teneur en dioxide de carbone dans l’atmosphère est 100 fois plus faible que cette qui baigne la Terre. Pourtant, des indices semblent suggérer que dans les premiers temps de notre système solaire, il y a plusieurs milliards d’années, Mars avait un océan d’eau conséquent.

Le JWST étudiera cette planète dans le cadre du programme GTO (1415) qui se propose d’en apprendre plus sur le mécanisme qui a fait que la planète est passé d’un état humide à un état sec, et sur ce que cela signifie quant à son habitabilité passée et présente.

Système solaire

depuis plus d’un siècle

La planète Mars sera observée avec le JWST

La planète Mars a fasciné les scientifiques depuis plus d’un siècle. De nos jours, c’est un désert glacé dont la teneur en dioxide de carbone dans l’atmosphère est 100 fois plus faible que cette qui baigne la Terre. Pourtant, des indices semblent suggérer que dans les premiers temps de notre système solaire, il y a plusieurs milliards d’années, Mars avait un océan d’eau conséquent.

Le JWST étudiera cette planète dans le cadre du programme GTO (1415) qui se propose d’en apprendre plus sur le mécanisme qui a fait que la planète est passé d’un état humide à un état sec, et sur ce que cela signifie quant à son habitabilité passée et présente.

Mars a été visité par plus de missions spatiales que n’importe quelle autre planète de notre système solaire. A l’heure actuelle (avril 2018) pas moins de 6 vaisseaux spatiaux actifs orbitent autour de la planète, tandis que 2 véhicules, les Mars Exploration Rover MER roule sur son sol.

C’est une mission double de la NASA lancée en 2003, composée de deux robots mobiles ayant pour objectif d’étudier la géologie de la planète Mars et en particulier le rôle joué par l’eau dans l’histoire de la planète. Les deux robots ont été lancés au début de l’été 2003 et se sont posés en janvier 2004 sur deux sites martiens susceptibles d’avoir conservé des traces de l’action de l’eau dans leur sol.

Chaque rover (astromobile, ou robot d’exploration), piloté par un opérateur depuis la Terre, a alors entamé un périple en utilisant une batterie d’instruments embarqués pour analyser les roches les plus intéressantes:

MER-A

rebaptisé Spirit a atterri le 3 janvier 2004 dans le cratère Gusev, une dépression de 170 kilomètres de diamètre qui a peut-être accueilli un lac.

MER-B

renommé Opportunity s’est posé le 24 janvier 2004 sur Meridiani Planum.

Le robot d’exploration Curiosity

a découvert, à partir de l’analyse d’un échantillon de sol martien provenant de Rocknest, une zone sablonneuse située dans le cratère Gale, que le sol contenait entre 1,5 % et 3 % d’eau, ce qui est considérable. En effet, une telle teneur en eau signifie que 0,3m3 de sol martien contient en moyenne 1 litre d’eau !
Curiosity a également permis de confirmer la présence d’autres composés chimiques, notamment du dioxyde de soufre, du dioxyde de carbone et de l’oxygène.

Le robot d’exploration Curiosity

a découvert, à partir de l’analyse d’un échantillon de sol martien provenant de Rocknest, une zone sablonneuse située dans le cratère Gale, que le sol contenait entre 1,5 % et 3 % d’eau, ce qui est considérable. En effet, une telle teneur en eau signifie que 0,3m3 de sol martien contient en moyenne 1 litre d’eau !
Curiosity a également permis de confirmer la présence d’autres composés chimiques, notamment du dioxyde de soufre, du dioxyde de carbone et de l’oxygène.

Les avantages du JWST et les défis à relever

Un atout clé est de pouvoir prendre un instantané du disque entier de Mars en un clin d’oeil.

Les navettes spatiales, en revanche, prennent du temps pour faire une carte complète et peuvent donc être affectées par la variabilité quotidienne, tandis que les astromobiles ne peuvent que voir l’emplacement où ils se trouvent. Les processus diurnes (le long de l’axe Est-Ouest) et latitudinaux (entre les hémisphères), y compris les effets saisonniers pourront être mis en évidence. Le JWST bénéficie aussi d’une excellente résolution spectrale (ie. la capacité de séparer des longueurs d’onde proches), et n’a pas d’atmosphère qui pourrait affecter les mesures, comme c’est le cas pour celles faites sur la Terre.

Le JWST étudiera, grâce à des cartes obtenues à une cadence élevée (avec les instruments NIRSpec et NIRCam), les variations occurrentes dans les nuages de poussières et de glaces, et recherchera des traces de composés hydratés sur la surface Martienne. Ceci étant dit, observer Mars avec le JWST ne sera pas tâche aisée! En effet, ce télescope a été conçu pour détecter des sources extrêmement distantes et faibles. Or, Mars est proche et brillante. Les observations devront donc être très soigneusement agencées de manière à éviter d’éblouir les instruments délicats du JWST.

Ce qui est aussi très important, observer Mars permettra de tester la capacité du JWST à suivre des objets qui se déplacent dans le ciel, ce qui est d’un extrême intérêt, avec les conséquences que l’on peut imaginer, pour pouvoir étudier notre système solaire.

L’eau et le méthane

Une grande partie de l’eau que Mars avait pu retenir dans le passé s’est perdue au fil du temps à cause des rayons ultraviolet du Soleil qui en brisèrent les molécules. Les chercheurs peuvent estimer la quantité disparue en mesurant l’abondance de deux formes d’eau légèrement différentes dans l’atmosphère de la planète: l’eau normale (H2O) et l’eau lourde (HDO), dans lequel un atome hydrogène est remplacé naturellement par du deutérium. L’hydrogène s’échapperait plus facilement dans l’espace que son isotope plus lourd (le deutérium) et cela biaiserait le rapport de H2O à HDO au fil du temps.

Le JWST sera capable de mesurer ce rapport à différentes époques, saisons et endroits.

Le sol martien est la fine couche de régolithe trouvée à la surface de Mars.

Ses propriétés diffèrent significativement du sol terrestre. Sur Terre, le terme « sol » renvoie généralement à la présence de matière organique.

Bien que la plus grande partie de l’eau sur Mars soit enfermée dans de la glace, il n’en demeure pas moins qu’un peu d’eau liquide pourrait exister dans des aquifères souterrains (un aquifère est une formation géologique ou une roche, suffisamment poreuse et/ou fissurée tout en étant suffisamment perméable pour que l’eau puisse y circuler librement).

Ces réservoirs potentiels pourraient même héberger une forme de vie. Cette idée fascinante a eu un écho retentissant et a pris des proportions énormes lorsqu’en 2003, les astronomes ont détecté du méthane dans l’atmosphère de Mars. Ce méthane pourrait être produit par des bactéries, mais il pourrait aussi provenir de processus géologiques. Quoiqu’il en soit, la présence d’eau et de méthane aux mêmes endroits sur Mars est interprétée par plusieurs chercheurs comme un indice supplémentaire de la possibilité de l’existence d’une vie (voir le communiqué de presse de l’ESA).

Les données obtenues par le JWST pourraient fournir de nouveaux indices de premier plan sur l’origine de ces plumes de méthane (voir plus de détails sur l’article de l’ENS de Lyon en cliquant ici).

le 19 & 20 Mars 2003

Spectres

Spectres montrant les raies d’absorption du méthane et de de la vapeur d’eau dans l’atmosphère martienne. Les graphes B et C correspondent, respectivement. Dans les deux cas, on note que les raies d’absorption sont plus marquées pour les moyennes latitudes de l’hémisphère Nord.
(Droits réservés – © 2009 Mumma et al., Science, modifié).

Pour plus d’informations et de détails

Horizon-2020: le projet ExoplANETS-A

Exoplanètes

étude des planètes extra-solaires

Horizon-2020: le projet ExoplANETS-A

Sept instituts européens s’associent pour l’étude des planètes extra-solaires.

Sous la coordination du Département d’Astrophysique du CEA-Irfu, sept laboratoires en Europe se sont associés dans le cadre du projet européen Horizon-2020 baptisé ExoplANETS-A , pour combiner leur expertise dans l’étude des planètes extra-solaires. La réunion de lancement du projet vient de se tenir à Bruxelles et le projet se déroulera sur les trois prochaines années. Dans le cadre de ce projet, de nouveaux outils d’étalonnage et d’extraction de données, ainsi que des outils d’analyse basés sur des modèles 3D d’atmosphères d’exoplanètes, seront développés permettant d’exploiter au mieux l’ensemble des observations futures des exoplanètes, notamment par le télescope spatial James Webb dont le lancement est prévu en 2019.

Exoplanètes

ÉTUDE DES PLANÈTES EXTRA-SOLAIRES

Horizon-2020: le projet ExoplANETS-A

Sept instituts européens s’associent pour l’étude des planètes extra-solaires.

Sous la coordination du Département d’Astrophysique du CEA-Irfu, sept laboratoires en Europe se sont associés dans le cadre du projet européen Horizon-2020 baptisé ExoplANETS-A
, pour combiner leur expertise dans l’étude des planètes extra-solaires. La réunion de lancement du projet vient de se tenir à Bruxelles et le projet se déroulera sur les trois prochaines années. Dans le cadre de ce projet, de nouveaux outils d’étalonnage et d’extraction de données, ainsi que des outils d’analyse basés sur des modèles 3D d’atmosphères d’exoplanètes, seront développés permettant d’exploiter au mieux l’ensemble des observations futures des exoplanètes, notamment par le télescope spatial James Webb dont le lancement est prévu en 2019.

Le défi de l’étude des nouvelles planètes

Depuis l’annonce de la découverte de la première planète extra-solaire en 1995, les vingt années suivantes ont vu un développement exceptionnellement rapide dans ce domaine. Les exoplanètes connues, environ 4000 à ce jour, montrent déjà à quel point les planètes de notre Galaxie peuvent être diverses. Alors que la découverte croissante d’exoplanètes démontre un domaine d’activité important, le sondage et la caractérisation de leurs atmosphères viennent de commencer et se développent très rapidement.

On peut apprendre beaucoup des observations spectroscopiques d’une atmosphère d’exoplanètes; la composition moléculaire des atmosphères d’exoplanètes géantes peut retracer la formation et l’évolution de la planète; l’atmosphère des exoplanètes rocheuses peut révéler des gaz trahissant l’existence de vie. Cependant, les observations sont difficiles parce que le signal est souvent noyé dans le bruit systématique des instruments et des télescopes.

Pour faire face aux défis posés par l’observation des exoplanètes

sept laboratoires en Europe ont décidé d’unir leurs efforts et d’associer leur expertise dans ce domaine. Le projet européen Horizon-2020 ExoplANETS-A, sous la coordination du CEA Saclay, a ainsi pour but de développer de nouveaux outils pour exploiter au mieux les données existantes des archives de l’Agence spatiale européenne (ESA) (pour les observations du télescope spatial Hubble) combinées avec les archives de l’Agence spatiale étasunienne (NASA) (pour les télescopes spatiaux Spitzer et Kepler) et de produire une caractérisation homogène et fiable des atmosphères d’exoplanètes. De plus, pour modéliser avec succès l’atmosphère d’une exoplanète, il est nécessaire d’avoir une bonne connaissance de l’étoile hôte. À cette fin, le projet collectera une base de données cohérente et uniforme des propriétés pertinentes des étoiles hôtes provenant des archives spatiales de l’ESA (pour les observatoires spatiaux XMM-Newton et Gaia), combinées avec des missions spatiales internationales et des données au sol.

La planète K2-33 b

Représentée sur cette vue d’artiste, est l’une des plus jeunes exoplanètes détectées à ce jour.

Crédits NASA/JPL-Caltech

Ces catalogues d’exoplanètes et d’étoiles-hôtes seront accompagnés de modèles numériques pour évaluer l’importance des interactions étoile-planète, par exemple les effets de la «météorologie spatiale» de l’étoile sur son système planétaire.

Les connaissances acquises dans le cadre de ce projet seront publiées dans des revues scientifiques évaluées par des pairs et des outils de modélisation seront rendus publics.

Les résultats seront également largement diffusés via des conférences scientifiques internationales et des articles dans les médias scientifiques généraux. Outre la fourniture de produits de données de haut niveau, d’outils, de modèles et de publications scientifiques de pointe, le projet permettra d’exploiter rapidement les données du télescope spatial James Webb – successeur de Hubble, qui sera très productif et il sera également une excellente préparation aux missions spatiales dédiées à l’étude des atmosphères d’exoplanètes, telles que la future mission ARIEL acceptée comme mission M4 par le SPC de l’ESA, le 20 mars 2018.

Le Programme Horizon-2020

Un article d’actualité annonçant les différents scénarios pour la suite du programme H2020 ( quel avenir pour la recherche et l’innovation en Europe ?) a été publié par fournisseur-energie et peut se trouver ici.

(crédits à ®www.fournisseur-energie.com).

Contact

[1] ExoplANETS-A – Collaboration : Département d’Astrophysique (DAp) du CEA-Saclay (France), INTA (Institut national de technique aérospatiale) en Espagne, MPIA (Institut Max Planck pour l’Astronomie) en Allemagne, l’Université College de Londres, Université de Leicester au Royaume-Uni, SRON (Institut néerlandais de recherche spatiale) aux Pays-Bas et Université de Vienne en Autriche. Ce projet a été financé par le programme de recherche et d’innovation Horizon 2020 de l’Union européenne en vertu de la convention de subvention n ° 776403.

Trappist-1

Exoplanètes

Etoiles

Trappist – 1

En mai 2016, un groupe d’astrophysiciens a annoncé la détection de trois exoplanètes autour de l’étoile Trappist-1 (renommée ainsi en hommage au télescope qui a permis la découverte), une étoile faisant partie des naines rouges dites ultrafroides.

Elles sont très peu massives, et de ce fait très peu lumineuses ce qui ne les rend pas idéales pour l’observation. Cependant, les caractéristiques particulières de son système planétaire offrent des avantages importants.

Formation des étoiles

exoplanètes

Trappist – 1

En mai 2016, un groupe d’astrophysiciens a annoncé la détection de trois exoplanètes autour de l’étoile Trappist-1 (renommée ainsi en hommage au télescope qui a permis la découverte), une étoile faisant partie des naines rouges dites ultrafroides.

Elles sont très peu massives, et de ce fait très peu lumineuses ce qui ne les rend pas idéales pour l’observation. Cependant, les caractéristiques particulières de son système planétaire offrent des avantages importants.

Pourquoi avoir choisi Trappist-1b ?

De Explornova

Les intérêts scientifiques du système Trappist-1

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Comment détecter les atmosphères des planètes du systèmes Trappist-1 ?

De Explornova

La Supernova SN 1987A

Extragalactique

Grand Nuage de Magellan

La Supernova SN 1987A

SN 1987A est une supernova qui a explosé dans le Grand Nuage de Magellan, une galaxie naine proche de la Voie lactée à 51,4 kiloparsecs de la Terre (164500 années-lumière, ou 1,6 milliard de milliards de kilomètres), ce qui en fait la supernova la plus proche observée depuis SN 1604, qui avait eu lieu dans notre Voie lactée elle-même. Le Grand Nuage de Magellan est visible depuis l’hémisphère sud.

Les premières observations du phénomène ont été faites quelques heures à peine après que son éclat eut atteint la Terre, dans la nuit du 23 février 1987 par plusieurs astronomes amateurs et professionnels d’Amérique du Sud, d’Australie et de Nouvelle-Zélande.

Extragalactique

GRAND NUAGE DE MAGELLAN

La Supernova SN 1987A

SN 1987A est une supernova qui a explosé dans le Grand Nuage de Magellan, une galaxie naine proche de la Voie lactée à 51,4 kiloparsecs de la Terre (164500 années-lumière, ou 1,6 milliard de milliards de kilomètres), ce qui en fait la supernova la plus proche observée depuis SN 1604, qui avait eu lieu dans notre Voie lactée elle-même. Le Grand Nuage de Magellan est visible depuis l’hémisphère sud.

Les premières observations du phénomène ont été faites quelques heures à peine après que son éclat eut atteint la Terre, dans la nuit du 23 février 1987 par plusieurs astronomes amateurs et professionnels d’Amérique du Sud, d’Australie et de Nouvelle-Zélande.

SN 1987A s’avère être la première explosion de supernova observée à l’œil nu durant le XXe siècle, avec des conditions d’observations quasi-optimales.

SN 1987A vue avec le HST

Un système de 3 anneaux autour de la supernova fut découvert en 1991 (à gauche); l’onde de choc produite par l’explosion atteignit l’anneau équatorial intérieur en 1993, ce qui forma au fil des années un magnifique collier de perle! (l’image de droite date de 2009). L’intensité lumineuse de ce collier a commencé à décroître à partir de 2014, lorsque l’onde de choc passait au-delà de l’anneau. C’est sans doute le résultat d’une destruction, au moins partielle, des poussières.

Les étoiles donnant naissance à des supernovae de type II sont en général des géantes rouges, très différentes de Sanduleak -69° 202, l’étoile progénitrice de SN 1987A. Son évolution en supernova s’explique par une perte de masse avant son explosion, ce qui peut se traduire par un passage de supergéante rouge à supergéante bleue. Cette théorie a été confirmée par la présence de trois anneaux de gaz autour de SN 1987A. Le télescope spatial Hubble a permis de dater l’éjection de matière les constituant à environ 20 000 ans avant l’explosion. La morphologie particulière de ces anneaux est une des principales caractéristiques de SN 1987A. Les deux anneaux extérieurs et l’anneau intérieur (plus petit) forment une sorte de « sablier », l’anneau intérieur formant le col.

Plusieurs théories de la formation des anneaux sont proposées

1. Lors de la phase de supergéante bleue, les violents vents solaires auraient « sculpté » une géométrie particulière en forme de sablier dans la matière éjectée lors de la phase de supergéante rouge, il y a environ 20000 ans.

2. Si l’anneau central est toujours expliqué par les vents solaires, les deux anneaux extérieurs seraient « illuminés » par le gaz éjecté dans la supernova par un pulsar ou par un trou noir émettant comme un pulsar. Si l’on cherche à déterminer la position de ce pulsar à partir de la morphologie des anneaux extérieurs, on ne tombe pas sur la position de Sanduleak-69°202, mais sur un objet sombre à 0,3 année-lumière de celle-ci.

3. Une explication plus simple fait appel aux propriétés de la sphère de Strömgren :

l’astre très chaud crée dans un nuage constitué principalement d’hydrogène à très basse pression, une structure en première approximation de symétrie sphérique, dont la température décroît avec la distance

Après nous avoir gratifié de nombreuses « premières » (émission de neutrinos, étoile progénitrice bleue, détection d’échos, explosion asymétrique, phénomènes de mélanges des éléments chimiques, formation de poussières dans les débris), elle se transforme maintenant, « sous nos yeux », en Reste de Supernova (SNR) dont nous assistons pour la première fois à la naissance. Ceci nous procure aussi une occasion unique de pouvoir étudier le processus mécanique qui a conduit à l’explosion. Nous ne savons pas encore avec précision comment vieillissent les étoiles et comment elles explosent, comment leurs éjecta (débris) forment des poussières et des molécules, et comment l’onde de choc affecte leurs environnement.

En effet, l’onde de choc produite lors de l’explosion nous révèle la complexité du milieu circumstellaire (CSM), et les structures ainsi mises en évidence imposent de nouvelles contraintes sur l’étoile qui a implosé, ainsi que sur le processus d’implosion-explosion lui-même.

Observations

La présence de molécules dans les débris a été mise en évidence très vite après l’explosion (100 jours après, environ). S’en est suivie, en août 1988, la découverte d’une condensation de poussières grâce aux observations conduites dans l’infrarouge à l’ESO.

Celle, à partir d’observations réalisées avec le satellite infrarouge Herschel en 2010, puis confirmée par le radio télescope sub-millimétrique ALMA de l’ESO en janvier 2014, de la présence d’une énorme quantité de poussières froides dans les débris (0,25 masse solaire!) a non seulement surpris la communauté astronomique mais a aussi ravivé le débat sur l’origine des poussières dans l’Univers primordial. Mais nous ignorons encore la composition de ces poussières froides.

Vue d’artiste de la Supernova SN1987A et son environnement proche après les observations réalisées avec ALMA

(Crédit: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)/Alexandra Angelich (NRAO/AUI/NSF) )

Découverte de Poussières « Chaudes » dans l’éjecta

Dès le lendemain qui suivit l’implosion (suivie immédiatement de l’explosion) de SN 1987A, trois groupes majeurs ont débuté un suivi photométrique de la supernova dans les domaines visible et infrarouge : l’Observatoire Astronomique d’Afrique de Sud (SAAO), l’Observatoire Interaméricain de Cerro Tololo (CTIO), et l’Observatoire Européen pour des Recherches Astronomiques dans l’hémisphère Austral (ESO).

L’équipe de l’ESO annonçait un excès d’émission dans l’infrarouge dès le mois de mars 1987, et rejetait la possibilité que cet excès soit dû à un écho infrarouge (un phénomène lié au fait que des nuages de poussières s’interposent sur la ligne de visée entre un objet céleste et l’observateur), alors qu’elle postulait déjà que cet excès pouvait être attribué à une condensation de poussières dans les débris de la supernova, sans pouvoir toutefois écarter l’hypothèse d’un rayonnement continu de freinage créé par le ralentissement de charges électriques (appelé aussi rayonnement Bremsstrahlung ou free-free). Pourtant, une équipe australienne présentait en 1989 plusieurs arguments en faveur de l’interprétation par un écho.

Celle-ci fut pourtant démentie puis abandonnée après un télégramme UAI de Danziger et ses collaborateurs de l’ESO, qui donnaient des preuves, obtenues par spectroscopie dans le visible, de la formation de poussières dans les débris entre le mois d’août et le mois d’octobre 1988.

Finalement, un modèle théorique sur la condensation de poussières dans les débris fut présenté par l’équipe de l’ESO. Ce modèle, cohérent et convaincant, fut accepté par l’ensemble de la communauté astronomique. Cette condensation de poussières dans l’éjecta d’une supernova, très vite après l’explosion, fut une grande première. En effet, plusieurs scientifiques avaient déjà évoqué le fait que des poussières pouvaient se former dans l’explosion d’une supernova (ce qui pouvait expliquer leur présence dans des galaxies lointaines, donc très jeunes), mais ceci n’avait jamais encore été observé.

Les poussières chaudes dans les débris de SN 1987A. En haut, le modèle de Lucy et ses collaborateurs de l’ESO: des touffes très épaisses de silicates, qui bloquent la lumière visible, baignent dans un environnement beaucoup moins dense de poussières fines.

Plus tard (en 2001), lorsque l’onde de choc eut atteint l’anneau équatorial, elle réchauffa les poussières qui y préexistaient, ce qui contribua aussi au rayonnement dans l’infrarouge thermique. En bas, les premières images obtenues avec les télescopes de 8 m de diamètre Gemini (Oct. 20, 2003 et Dec. 26, 2006) et VLT (Nov. 2007).

L’émission infrarouge provenant de l’éjecta est maintenant trop faible pour être détectée avec les télescopes existant, et il faut donc attendre le JWST et MIRI pour pouvoir le faire.

Évolution de la luminosité

de la lumière émise par SN 1987A à différentes longueurs d’onde observée par le télescope spatial infrarouge Spitzer, ainsi que celle détectée dans les rayons-X par le télescope spatial Chandra. Jusqu’à 2009, l’émission infrarouge (provenant essentiellement de l’anneau équatorial) était proportionnelle à l’émission de rayons-X. Ce n’est plus la cas après cette date.

L’intensité de l’émission à 3,6 et 4,5 micron décroît à partir de 2012. Il est à noter que le télescope Spitzer ne peut plus observer qu’à ces longueurs d’onde depuis 2010, les ressources en hélium, nécessaire pour refroidir l’instrument qui prendrait des images dans des longueurs d’onde plus grandes, étant épuisées .(Courtoisie de Richard Arendt, Goddard Space Flight Center)

La lumière retransmise par les poussières

L’évolution de la lumière retransmise par les poussières n’a cessé depuis leur découverte.

Lorsque les premiers détecteurs bidimensionnels furent disponibles pour l’observation astronomique dans l’infrarouge thermique (2003), la première image des poussières fut obtenue avec le télescope de 8 m de diamètre de l’observatoire Gemini-Sud, bientôt suivie par une autre obtenue avec un des VLT (Very Large Telescope) de l’ESO.

Les dernières images dans l’infrarouge thermique (à 10 micron) furent obtenues en janvier 2011. La température des poussières, de 1250 K lors de leur formation, était lors des dernières observations d’environ 160 K, pour une masse de quelques dix-millièmes de masse solaire. Cette masse ne suffisait pas à expliquer le rayonnement de poussières dans des galaxies lointaines, mais une masse beaucoup plus importante, mais à une température beaucoup plus froide, fut découverte près de 30 ans plus tard à de plus grande longueurs d’onde (voir plus loin).

L’émission dans l’infrarouge thermique des poussières présentes dans les débris de SN 1987A (s’il en reste encore !) est maintenant trop faible pour pouvoir être observée avec l’instrumentation et les télescopes disponibles, et c’est donc avec impatience que la communauté attend l’avènement du JWST et MIRI pour pouvoir le faire.

Suivi bi-annuel

Un suivi bi-annuel de SN 1987A, commencé en 2003, est toujours en cours (11500 jours après l’explosion) avec le télescope spatial SPITZER à 3,6 et 4.5 micron.

Les dernières observations montrent clairement que l’intensité de la lumière émise dans l’infrarouge a atteint un pic vers 2011-2012, et qu’elle diminue depuis. Ce rayonnement infrarouge provient essentiellement de l’anneau équatorial. Alors que l’onde de choc a traversé l’anneau équatorial (vers 2015), le taux auquel de nouvelles poussières sont graduellement balayées (ou refroidies) devrait se rapprocher de zéro, et l’émission devrait continuer à diminuer. Les scientifiques pensent que les poussières que l’on voit à ces longueurs d’onde (3,6 et 4,5 micron) sont chauffées par collision avec l’onde de choc, ce qui produit aussi une émission de rayons-X dans l’anneau. Des observations réalisées beaucoup plus tôt montraient que l’émission dans l’infrarouge thermique (à 24 micron) était corrélée avec celle détectée dans les rayons-X. Ce n’est plus le cas en 2018, du moins aux longueurs d’onde mentionnées. Ceci pourrait être dû à diverses causes, y compris un mécanisme de pulvérisation des poussières, ou des changements dans la morphologie de l’anneau.

La combinaison d’observations dans les rayons-X et dans l’infrarouge est fondamentale pour pouvoir étudier la distribution spatiale, la nature, et l’évolution de ces poussières relativement chaudes, en comparaison avec celles, beaucoup plus froides découvertes par la mission Herschel et confirmée par ALMA.

De plus, il ne serait pas surprenant qu’une nouvelle émission provenant des débris de la supernova ne soit découverte, alors que ces débris (ie. l’éjecta) interagissent avec l’onde de choc inverse.

Découverte de Poussières « Froides » dans l’éjecta

Les débris de la supernova SN 1987A

Observés avec ALMA. La colonne du haut montre les images après soustraction de l’anneau équatorial (indiqué par l’ellipse en pointillé). Ces images ne laissent aucun doute sur le fait que les poussières froides qui ont été détectées par le satellite Herschel sont localisées dans l’éjecta. La colonne du bas montre l’émission de monoxyde de carbone et de monoxyde de silicium, et une image prise par le télescope spatial Hubble (HST) dans le visible. On voit que l’émission observée à 450 micron a la même élongation que celle observée dans le visible et dans le proche infrarouge ; la position du choc inverse est indiquée par l’ellipse en traits (de Indebetouw et al., 2014).

Les débris de la supernova SN 1987A

Observés avec ALMA. La colonne du haut montre les images après soustraction de l’anneau équatorial (indiqué par l’ellipse en pointillé). Ces images ne laissent aucun doute sur le fait que les poussières froides qui ont été détectées par le satellite Herschel sont localisées dans l’éjecta. La colonne du bas montre l’émission de monoxyde de carbone et de monoxyde de silicium, et une image prise par le télescope spatial Hubble (HST) dans le visible. On voit que l’émission observée à 450 micron a la même élongation que celle observée dans le visible et dans le proche infrarouge ; la position du choc inverse est indiquée par l’ellipse en traits (de Indebetouw et al., 2014).

Parallèlement, le radiotélescope submillimétrique ALMA continue à observer SN 1987A. Ces observations ont permis non seulement de confirmer et préciser la présence d’une énorme quantité de poussières (environ un quart de masse solaire) très froides (environ 26 K, soit -250 °C) dans les débris, qui avait été mise en évidence par le satellite infrarouge Herschel, mais aussi de découvrir du formylium (HCO+) dans les débris de la supernova, en quantité surprenante: il y en a énormément plus (plusieurs ordres de magnitude) que le prédisaient les modèles théoriques. Des observations sont en cours pour localiser cette molécule. L’image canonique d’une étoile en fin de vie est celle d’un oignon dont les couches sont constituées par les restes des combustions nucléaires successives qui ont eu lieu au cours de sa vie.

Si une supernova conservait cette structure (mais pourquoi le ferait-elle?) après l’explosion, le formyle ne pourrait se former puisque les atomes d’hydrogène résident dans l’enveloppe, alors que le carbone et l’oxygène se trouve en dessous de l’enveloppe d’hélium. Ce qui signifie qu’il y aurait eu un brassage des différentes couches avant ou immédiatement après l’explosion. Il est alors envisageable qu’il y aurait davantage de HCO+ que de monoxyde de silicium (SiO), pourtant détecté en quantité appréciable dans les premiers jours après l’explosion. Il y en aurait tout autant, voir un peu plus) que de monoxyde de carbone et d’hélium neutre, et tout autant (voir localisé dans une zone plus compacte) que d’hydrogène. Il est donc très important de savoir quelle est la distribution de formylium dans les débris, car ceci pourrait avoir des conséquences fondamentales sur les mécanismes hydrodynamiques et de brassage des éléments qui ont lieu lors de l’explosion.

Le milieu déjà perturbé par le passage de l’onde de choc est maintenant affecté par une onde de choc inverse qui s’approche des régions externes de l’éjecta. S’il est vrai que l’étude de SN 1987A nous a en général permis de confirmer, voire affiner, la théorie, des inconnues demeurent : par exemple, quelle est l’origine des structures circumstellaires observées ? Que pouvons-nous apprendre sur le milieu interstellaire avant même que l’étoile qui a implosé se soit formée ? Quel est le mécanisme responsable de l’émission observée dans l’infrarouge thermique, attribuée à la présence de poussières? Celles qui s’étaient condensées dans l’éjecta peu après l’explosion sont-elles maintenant détruites par l’onde de choc inverse ? Que reste-t-il au cœur de l’explosion ? Les réponses dépendent fortement de celle que nous donnerons à une question fondamentale, qui, 30 ans après l’explosion, reste toujours très débattue: l’étoile qui a donné naissance à SN 1987A faisait-elle partie d’un système binaire ? Seule la combinaison d’observations multi longueurs d’onde, des rayons-X aux ondes radio, peut nous permettre de dresser un état des lieux du CSM et de comprendre les mécanismes en jeu.

L’excellente résolution angulaire et l’extrême sensitivité de les instruments du JWST, en font le seul instrument capable d’observer la distribution des poussières dans le milieu circumstellaire et dans l’éjecta. D’autre part, l’étoile à neutron (ou le pulsar ?) qui s’est formée au moment de l’implosion de la supernova n’a toujours pas été détectée. Des modèles théoriques prévoient qu’elle pourrait l’être avec des observations effectuées dans l’infrarouge thermique.

Ces observations seront grandement complémentées et enrichies par un programme GTO (1232) qui sera conduit avec MIRI, NIRSpec et NIRCam.

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