astronomie

Publié le 14 Septembre 2024 par Céphéides

Publié dans : #astronomie

DE L'ASTRONOMIE : la tension de Hubble

Dans un article plus ancien (l'expansion de l'Univers) nous avons eu l’occasion d’évoquer l’accélération de l’expansion de l’univers : Brian Schmidt, prix Nobel de physique en 2011 et, contrairement à l’opinion qui prévalait à l’époque, mit en effet en évidence que non seulement la vitesse d’expansion de l’Univers n’allait pas en ralentissant mais, bien au contraire, s’accélérait sans cesse. Cela n’allait pas de soi car on pensait jusqu’alors que si, depuis le Big bang, expansion il y avait, elle devait être forcément ralentie par les forces de gravitation. Comment expliquer cette apparente contradiction ? Quelles forces contraires pouvaient donc bien intervenir ? l’énergie noire si recherchée et jamais mise en évidence ? autre chose ?

Autre problème et non des moindres : pour calculer la vitesse de cette expansion, on a eu recours à deux grandes méthodes de mesure mais – et c’est là que le bât blesse – celles-ci donnent des résultats sensiblement différents (d’environ 8% d’écart entre les deux) au point que certains scientifiques en sont venus à douter de la validité de la physique classique ! On a appelé la divergence entre ces deux types de mesures, la « tension de Hubble » mais, ne nous affolons tout de même pas, il est possible que l’on n'ait peut-être pas besoin de reconstruire toute la physique moderne car, récemment, le télescope spatial James Webb (JWST) semble avoir relativisé les dites différences… Explications.

La constante de Hubble

C’est en l’honneur d'Edwin Hubble, le premier scientifique à avoir mis en évidence que l’univers s’étendait en dehors de notre propre galaxie et qu’il était en expansion, que l’on a appelé « constante de Hubble » (H_O) cette vitesse d’expansion. La valeur de cette constante a été historiquement calculée à partir de deux paramètres s’appuyant sur des objets lointains : tout d’abord, le décalage vers le rouge du spectre des galaxies qui s’éloignent de nous (le fameux Redshift des anglo-saxons) et comme plus elles sont éloignées, plus ces objets s’éloignent vite, en négligeant leur vitesse propre.

Redshift, décalage spectral vers le rouge, fuite des galaxies — plus une galaxie est lointaine et plus le décalage vers le rouge de son spectre est intense car elle s'éloigne de plus en plus vite

Le deuxième moyen de calcul est de connaître la distance réelle de ces galaxies ce qui est plus sujet à caution, nous aurons l’occasion d’y revenir.

Dans les années 1950 et suivantes, la valeur de la constante de Hubble était estimée entre 50 et 100 km/s/Mpc (Mpc veut dire mégaparsec, soit un million de parsecs, le parsec étant une unité en astronomie valant 3,26 années-lumière), une valeur ramenée à 70 km/s/Mpc dans les années 2000.

Méthodes de mesure de l’expansion de l’univers

Au début du XXIème siècle, les scientifiques peuvent utiliser deux types principaux de mesure :

1. une méthode directe par l’observation des chandelles standards (les « phares de l’espace »), c’est-à-dire des objets astronomiques qui possèdent une

étoiles variables, calcul des distances galactiques, expansion univers — céphéides RS Puppi

luminosité connue, notamment les céphéides qui sont (voir sujet dédié) des géantes et/ou supergéantes jaunes dont l’éclat varie de façon connue et selon une période précise pour chacune d’entre elles. Il est alors possible de dresser une carte de ces céphéides, des galaxies qui les abritent et donc d’obtenir ainsi des mesures assez précises mais seulement dans un rayon de 30 Mpc car de simples étoiles, même géantes, comme les céphéides ne peuvent pas être observées sur de trop grandes distances.

Pour les galaxies plus éloignées (jusqu’à 400 Mpc), les scientifiques se tournent alors vers la mesure de luminosité des supernovas de Type Ia (qui ont une luminosité maximale standard) en appliquant la loi de Tully-Fisher qui établit une relation entre la luminosité intrinsèque d’une galaxie spirale et l’amplitude de sa courbe de rotation. Ces relevés sont difficiles à interpréter car parfois imprécis : tout dépend de la qualité de l’instrument d’observation.

Dans certains cas, on peut également avoir recours à l’étude des lentilles gravitationnelles : en observant les effets de ces lentilles où la lumière d’une galaxie lointaine est courbée par une galaxie intermédiaire, on peut estimer les distances et les vitesses de récession galactique, fournissant ainsi une autre mesure de H_O.

2. l’observation du rayonnement diffus cosmologique « le rayonnement fossile » (voir l’article spécialisé) qui a validé le modèle cosmologique du Big bang est une deuxième possibilité : les programmes d’observation s’appuient alors sur l’observatoire spatial de la NASA, le WMAP (pour "Wilkinson Microwave Anisotropy Probe") qui étudie l’anisotropie du rayonnement fossile (L'anisotropie est la caractéristique que possède un matériau dans lequel une certaine propriété physique varie avec la direction. Ainsi, un matériau anisotrope va présenter des attributs différents en fonction de son orientation.).

rayonnement fossile , staelkllite NASA WMAP 2012 — fonds diffus cosmologique (NASA 2012)

Les scientifiques peuvent également se tourner vers le télescope spatial Planck de l’Agence Spatiale Européenne qui cartographie avec minutie les infimes variations de température du fond diffus cosmologique.

Seulement voilà : les résultats obtenus avec ces deux méthodes ne concordent pas vraiment : 73 km/s /Mpc avec la première méthodes contre 67 km/s/Mpc avec la seconde… On a beau agiter le problème dans toutes les directions, les écarts de mesure sont significatifs (cinq écarts-types) et, jusqu’à peu, plus on étudiait de façon précise, plus on observait la réalité de la différence.

Le télescope spatial James-Webb semble rebattre les cartes

Grâce au JWST (télescope James Webb) qui est spécialisé dans l’infrarouge, les scientifiques ont réalisé de nouveaux calculs portant sur dix galaxies proches en se basant pour chaque galaxie sur trois types d’objets astronomiques :

1. une céphéide et donc une étoile aux variations régulières connues,

2. une étoile carbonée de type C, c'est-à-dire une géante rouge dont la composition voit le carbone dominer à la place de l’oxygène et dont la particularité est de pulser sur des périodes de l’ordre de l’année, On peut donc s’en servir comme chandelle standard car elles ont des luminosités constantes dans le proche infrarouge justement accessible au JWST,

3. une étoile dite TRGB (pour Tip of the Red Giant Branch) qui sont des géantes rouges de population II, c'est-à-dire très vieilles (elles ont souvent plus de 12 milliards d’années) et pauvres en métaux. Leur luminosité intrinsèque dans l’infrarouge est stable et bien définie : le JWST est ici aussi un instrument particulièrement performant pour leur étude.

les étoiles TRGB se trouvent en haut, sur la droite du diagramme de Hertzsprung-Russell (étoiles de type II)

Voilà dont trois méthodes qui, grâce au nouveau télescope spatial permettent d’évaluer une nouvelle valeur pour le taux d’expansion de l’univers et elles vont toutes les trois dans le même sens : la valeur trouvée par le JWST avec les trois méthodes que nous venons d’évoquer aboutissent toutes à une valeur commune pour la constante de Hubble : environ 70 km/s/Psc ce qui est parfaitement compatible avec celle déterminée par l’étude du rayonnement fossile. Du coup, il n’existerait plus de tension de Hubble !

La « tension de Hubble » n’existe-t-elle vraiment plus ?

Peut-on donc affirmer que la question de la vitesse d’expansion de l’univers est définitivement réglée par les dernières informations obtenues grâce au nouveau télescope spatial ? Les spécialistes de la question restent prudents et attendent la confirmation des résultats par de nouvelles mesures. Tout de même, les scientifiques reprennent espoir : il ne sera peut-être pas nécessaire de jeter aux orties le modèle global du Big bang qui prévaut encore aujourd’hui et, avec lui, la physique fondamentale telle qu’on la connait…

Sources ::

* Encyclopaedia Britannica (tension de Hubble)

* Wikipedia France, Wikipedia US (constante de Hubble)

* futura-sciences.com (Est-ce la fin de la « crise » en cosmologie avec la tension de Hubble grâce au télescope James-Webb ?)

* cieletespace.fr

Images :

1 expansion de l’univers (sources : amazon.fr)

2. Redshift (sources : BBC.co.uk)

3. céphéide (sources : trustmatscience.com)

4. fonds diffus cosmologique 2012 (Wikipedia)

5. diagramme de Hertzsprung-Russell et étoiles TRGB 'Wikipedia)

Sujets apparentés sur le blog

1. l’expansion de l’Univers

2. Hubble le découvreur

3. fonds diffus cosmologique

4. céphéides

5. étoiles géantes

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Publié le 7 Août 2024 par Céphéides

Publié dans : #astronomie

DE L’ASTRONOMIE : étoiles, planètes, météores, nébuleuses, superamas et galaxies

Voici quelques courts articles parus sur le site Facebook du blog

L’ÉTOILE DE FEU

run-away-star, étoile en fuite, géante bleue variable, nébuleuse IC 405 — AE Aurigae et son environnement

Loin de la Terre on peut observer AE Aurigae, l’étoile de feu (également appelée « l’étoile flamboyante »). Elle trône au centre d’une région qui, elle-même, paraît en feu. Bien sûr, il n’en est rien (pour qu’il y ait feu, il faudrait une présence abondante d’oxygène ce qui n’est pas le cas). C’est de l’hydrogène interstellaire contenant des grains de poussière riches en carbone qui donne cette impression de fumée.

Située à environ 1500 années-lumière de nous, en regard de la constellation du Cocher, AE Aurigae est visible un peu à droite du centre de l’image. C’est une jeune étoile bleue si chaude que sa lumière arrache des électrons au gaz qui l’entoure et donne cette teinte rouge à la nébuleuse par émission voisine (baptisée IC 405). Il s’agit de ce que les anglo-saxons appellent une « run away star », c’est-à dire une étoile en fuite qui pourrait avoir été éjectée à la suite d’une collision entre deux systèmes d’étoiles binaires.

AE Aurigae est une étoile bleue variable présentant des transformations éruptives irrégulières dites de type Orion. 23 fois plus massive que le Soleil, elle s’éloigne de nous à la vitesse radiale de 57 km/s. Elle ne possède aucun compagnon en raison de sa nature d’étoile en fuite.

Crédits-Photo : Robert Nemiroff (MTU) & Jerry Bonnell (UMCP)
ASD de NASA / GSFC & Michigan Tech. U.

EXPLOSION AU RALENTI

étoile de Wolf-Rayet, stade précurseur de supernova, MI-67 — WR 124

Elle est située à environ 15 000 années-lumière de nous, en regard de la constellation de la Flèche. C’est une étoile de type Wolf-Rayet nommée WR 124. Nous avons déjà évoqué ce type d’objet, à savoir une étoile très chaude d’une masse équivalent à plusieurs dizaines de celle de notre Soleil et qui, durant une très courte période (environ un million d’années), crache sa matière sous la forme de vents solaires extrêmement rapides. Lorsqu’il ne reste plus qu’un noyau dénudé, l’étoile explose alors en supernova.

WR 124 (qu’on peut apercevoir au centre de l’image) est entourée par la nébuleuse qu’elle a créée (M1-67 est son appellation astronomique) qui s’étend sur plus de 6 années-lumière. WR 124 expulse un même nuage de matière depuis près de 20 000 ans sans qu’on connaisse réellement les raisons de ce ralentissement plutôt inhabituel. Elle nous offre en tout cas un superbe spectacle photographique.

Crédits-photo : Robert Nemiroff (MTU) & Jerry Bonnell (UMCP)
ASD de NASA / GSFC & Michigan Tech. U

JUPITER DANS TOUTE SA SPLENDEUR

planète géante gazeuse, système solaire — Jupiter par Juno

La plus grosse planète de notre système solaire est longtemps restée un mystère. La sonde Juno lancée en 2011 par la NASA a pour but d’en savoir plus et depuis cette date elle tourne autour de la géante gazeuse. Dans cette photo composite prise d’assez près (lors du 17ème passage de la sonde), on peut distinguer la grande tache rouge (en haut à droite) qui est une immense tempête évoluant depuis des siècles et qui, selon les observations de la sonde, s’étendrait jusqu’à 300 km de profondeur, sa base étant plus chaude que son sommet. Des ceintures de nuages clairs entourent la planète alors que leur fait face une bande plus sombre contenant un curieux nuage ovale et blanc.

Juno a vu sa mission prolongée jusqu’en septembre 2025 tant elle est précieuse pour la compréhension de Jupiter mais cela seulement si elle arrive à résister à l’intense ceinture de radiations joviennes (ce qui, jusqu’à présent, semble le cas). La sonde a déjà permis de calculer que certains nuages sont épais de plus de 3000 km et que le champ magnétique de la planète – si utile pour protéger la Terre de certains astéroïdes – est étrangement irrégulier.

Crédits-photo : Robert Nemiroff (MTU) & Jerry Bonnell (UMCP)
ASD de NASA / GSFC & Michigan Tech. U.

L’AMAS OUVERT DE LA CARÈNE

amas globulaire ouvert, amas stellaire ouvert — amas globulaire NGC 3324

À 7500 années-lumière du système solaire, en regard du bord de la constellation de la Carène, on peut apercevoir un étrange nuage cosmique sculpté par le rayonnement des jeunes étoiles de l’amas ouvert 3324. Rappelons qu’un amas ouvert regroupe quelques centaines d’étoiles toutes nées ensemble et liées par les forces gravitationnelles mais qui finissent par se séparer avec le temps. Les vents stellaires aidant, on peut voir des nuages de poussière se détachant sur le gaz atomique rendu luminescent par ces nouvelles étoiles.

Les différentes couleurs représentent des atomes ionisés différents : hydrogène en vert, soufre en rouge et oxygène en bleu. Dans quelques centaines de millions d’années, tout aura disparu et il sera impossible de savoir d’où venaient ces différentes étoiles.

Crédits photo : NASA (ASD de NASA / GSFC & Michigan Tech. U.)

GALAXIE GÉANTE

galaxie barrée géante (400 000 années-lumière de diamètre) — UGC 2885

En début 2020, le télescope spatial Hubble nous a fait le cadeau de cette superbe photo d’UGC 2885, une galaxie immense, peut-être la plus grosse de notre espace local. Qu’on en juge : située en regard de la constellation de Persée à 232 millions d’années-lumière de nous, elle s’étire sur 463 000 années-lumière (pour mémoire la Voie lactée ne dépasse pas les 100 000 années-lumière). Du coup, elle contient beaucoup d’étoiles : on évalue leur nombre à deux mille milliards…

Au-delà de l’aspect esthétique de cette magnifique spirale barrée, un mystère demeure. La forme parfaite de la galaxie UGC 2885 nous apprend que, par le passé, elle a probablement vécu une existence relativement tranquille et n’a notamment pas eu à fusionner avec d’autres galaxies, un événement qui laisse toujours des traces. Du coup, une question s’impose aux scientifiques : pourquoi est-elle si grosse ? Pas de réponse pour l’instant mais les astronomes n’ont pas dit leur dernier mot : ils vont compter les amas stellaires en périphérie de la géante. S’ils sont nombreux, cela voudra certainement dire que, dans un passé lointain, UGC 2885 a quand même phagocyté de nombreuses petites galaxies.

Crédit-photo : UGC 2885 photographiée par Hubble © NASA/ESA/B. Holwerda (University of Louisville) in revue Ciel & Espace (www.cieletespace.fr)

LES LYRIDES

météores, radiant météorique, Deneb (alpha du Cygne) — un météore des Lyrides et l'étoile Deneb

Chaque année vers la fin du mois d’avril, et pour une durée d’une dizaine de jours, notre planète traverse une zone de l’espace où habite un important essaim de météores : c’est un moment où l’on peut admirer – pour peu que le ciel soit dégagé et la Lune pas trop brillante – une pluie d’étoiles filantes, jusqu’à une vingtaine par heure au plus fort de la rencontre.

Cet essaim de météores s’appelle les Lyrides car son radiant se situe en regard de la constellation de la Lyre. Rappelons que le radiant d’un essaim de météores désigne le point de la voûte céleste d’où, par un effet de perspective, il semble provenir (par exemple, Persée pour les Perséides et, ici, la lyre)

Sur la photo ci-dessus fournie par la NASA, le photographe était en train d’observer la grande nébuleuse dite « Amérique du Nord » du côté de la constellation du Cygne lorsqu’un des météores des Lyrides est venu zébrer le ciel. L’étoile que, dans la partie supérieure de sa trajectoire, notre météore donne l’impression de frôler est Deneb (ou alpha du Cygne).

Crédits-Photo : Robert Nemiroff (MTU) & Jerry Bonnell (UMCP)
ASD de NASA / GSFC & Michigan Tech. U

PROTOSUPERAMAS HYPERION

Comment les galaxies se sont-elles formées ? Voilà une question à laquelle aimeraient bien répondre les astronomes. Pour cela, les scientifiques ont utilisé le Très Grand Télescope (VLT) au Chili pour étudier une partie du ciel nocturne et compter les galaxies lointaines, très lointaines, autrement dit lorsque notre univers était très jeune.

Ils ont ainsi mis en évidence une gigantesque agglomération de galaxies représentant approximativement 5000 fois la masse de la Voie lactée et s’étendant sur plus de 300 millions d’années-lumière. Il s’agit d’un protosuperamas (résultant de l’effondrement d’un groupe de galaxies jeunes sous l’effet de la gravitation pour créer des superamas) qu’ils ont nommé Hypérion.

Un protosuperamas est donc constitué de plusieurs superamas, eux-mêmes composés de plusieurs amas galactiques. Chaque amas de galaxies renferme des centaines de galaxies qui, à leur tour, sont composées de milliards d’étoiles : on comprend l’infinitésimalité de notre Soleil comparé à ces grands ensembles…

Dans l’image ci-dessus, les galaxies les plus massives sont représentées en blanc. Par contre, en bleu, ce sont les galaxies plus petites qui existent en grande quantité. Connaître ces dispositions anciennes qui ne nous sont perceptibles que par la limitation de la vitesse de la lumière alors qu’elles n’existent plus, est un moyen donné à l’Homme de comprendre l’évolution de l’Univers dans lequel il vit.

Visualisation : Crédit : ESO, L. Calçada & Olga Cucciati et al.
ASD de NASA / GSFC & Michigan Tech. U.

L’ŒIL DE SAURON

galaxie de Seyfert, trou noir central supermassif — NGC 4151

Il y a quelques mois, nous avions évoqué "l’œil de Sauron" comme étant le rémanent d'une supernova. Il en existe un autre qui se situe quant à lui en dehors de la Voie lactée.

Il s'agit d'une galaxie spirale à la forme très particulière (cf la photo ci-dessus) découverte par William Herschel le 17 mars 1787 et répertoriée sous le sigle NGC 4151. Observable en regard de la constellation des Chiens de chasse, NGC 4151 est une galaxie de Seyfert, c'est-à-dire une galaxie dont le centre très compact et très brillant émet d'intenses rayonnements électromagnétiques. L'explication en est très simple : NGC 4151 possède un gigantesque trou noir central supermassif, l'un des plus proches de notre galaxie. Ce trou noir en pleine expansion est en réalité double, ses deux éléments pesant respectivement 40 et 10 millions de masses solaires. Ils tournent l'un autour de l'autre selon une période de 16 ans.

De ce fait, l'apparence de NGC 4151 est bien particulière et ressemble à l’œil maléfique du Seigneur des Anneaux.

Crédits-photo : Wikipedia

LA GALAXIE DE BODE

M81, constellation de la Grande Ourse — galaxie de Bode M81

Voici encore l’image d’une belle galaxie, celle-ci étant connue sous le sigle M 81 ou l’appellation de galaxie de Bode (du nom de son découvreur l’astronome allemand Johann Elert Bode le 31 décembre 1774). C’est une des galaxies les plus brillantes vues de la Terre.

Située en regard de la constellation de la Grande Ourse, elle est distante d’un peu moins de 12 millions d’années-lumière (estimation assez précise obtenue par l’observation par le télescope spatial Hubble d’une trentaine de céphéides). On peut observer son noyau jaune vif (abritant un trou noir de 40 à 60 millions de masse solaire) qu’entourent des bras-spirales bleutés et de vastes régions de couleur rose où se forment les nouvelles étoiles.

Ce qui la rend différente des autres galaxies spirales, ce sont de longues bandes de poussière cosmique qui traversent le disque galactique (notamment à gauche de son centre) et qu’on attribue à sa rencontre avec sa petite galaxie satellite M 82. Sa taille est légèrement inférieure à celle de la Voie lactée.

Crédits-photo : Robert Nemiroff (MTU) & Jerry Bonnell (UMCP)
ASD de NASA / GSFC & Michigan Tech. U.

UN PAYSAGE HÉTÉROCLITE

M78, NGC 2071, nébuleuse McNeil, ceinture d'Orion — nébuleuse M78

Au nord de la ceinture d’Orion, on peut observer la superbe nébuleuse M 78, ici située en plein centre de l’image. Elle est éloignée de nous d’environ 1500 années-lumière et cette nébuleuse par réflexion bleutée mesure quant à elle 5 années-lumière. Ce sont de toutes nouvelles et brillantes étoiles bleues de type spectral B qui lui donnent cette teinte si caractéristique.

À sa gauche se distingue une autre nébuleuse par réflexion, NGC 2071, tandis que des bandes sombres de poussière parsèment ce superbe paysage céleste. Sur la droite de M 78 on peut apercevoir une autre nébuleuse, dite nébuleuse Mc Neil, associée quant à elle à la formation d’une nouvelle étoile de type solaire, c’est-à-dire une naine jaune. L’ensemble de ces nébuleuses est entouré par d’immenses étendues d’hydrogène atomique repérables par leur couleur rouge.

M 78 n’est pas facile à observer : avec des jumelles et sous des conditions favorables, elle n’apparaît que sous la forme d’une toute petite tache. L’image ci-après a été obtenue après une longue exposition..

Crédit Image : Fabian Neyer
ASD de NASA / GSFC & Michigan Tech. U.

LE CRÉPUSCULE TOMBE SUR NGC 891

NGC 891, William Herschel (1784) — galaxie NGC 891 vue par la tranche

La bande sonore du film de John Carpenter, « l’étoile noire », est intitulée « quand le crépuscule tombe sur NGC 891 (When Twilight falls on NGC 891) » en raison de l’aspect étrange que lui donne une épaisse bande de poussière qui semble couper la galaxie en deux.

Située à environ 29 millions d’années-lumière de la Voie lactée, en regard de la constellation d’Andromède, NGC 891 est une grande galaxie spirale vue presque par la tranche et d’à peu près 100 000 années-lumière de diamètre. Elle a été découverte par William Herschel en 1784. C’est une galaxie active présentant un faisceau d’ondes radio probablement en rapport avec la présence d’un trou noir central.

Alors qu’elle devrait ressembler à notre propre galaxie, ce qui la rend particulière, c’est effectivement cet important banc de poussière qui la traverse. Cette poussière, bien visible sur l’image dessus, s’étend très au-delà de son disque central. On suppose qu’elle a été projetée hors du disque galactique en direction du halo par plusieurs explosions de supernovas. Très fine, cette poussière fait l’objet de l’attention des scientifiques car ce phénomène qui n’a été étudié que récemment reste encore très mystérieux pour beaucoup…

Crédit & Copyright: Jean-Charles Cuillandre (CFHT), Hawaiian Starlight, CFHT
ASD de NASA / GSFC & Michigan Tech. U.

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Publié le 16 Juin 2024 par Céphéides

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DE L’ASTRONOMIE : galaxies, nébuleuses, amas stellaires et rémanents

Voici quelques courts articles parus sur le site Facebook du blog

LES SOURIS GALACTIQUES

fusion galactique — galaxies NGC 4676 A et B

Il s’agit en fait de deux galaxies qui s’entredéchirent et donnent l’image assez curieuse ci-dessus. L’ensemble est catalogué NGC 4676 (A et B) et est situé à 300 millions d’années-lumière de nous, en regard de la constellation de la Chevelure de Bérénice.

On a surnommé ces deux galaxies « les souris galactiques» en raison de leurs queues (créées par les effets de marée gravitationnels) qui s’étirent sur de très longues distances (plusieurs centaines de milliers d’années-lumière).

Le choc frontal entre les deux galaxies s’est produit il y a plusieurs centaines de millions d’années mais l’immensité des espaces concernés est telle que les scientifiques estiment que cet étrange ballet va se prolonger encore plus d’un milliard d’années avant que la fusion définitive ne se fasse. Il est vrai que l’espace entre les étoiles est si grand qu’il n’y a aucune chance pour que deux d’entre elles se percutent lors de cette fusion, même dans les régions centrales pourtant relativement peuplées. En revanche, des masses de gaz et de matière peuvent se heurter et fusionner en donnant à chaque fois une ribambelle de nouvelles étoiles…

Crédits-Photo : Robert Nemiroff (MTU) et Jerry Bonnell (UMCP)
ASD de NASA / GSFC & Michigan Tech. U.

HYADES ET PLÉIADES

amas stellaires ouverts — hyades et Pléiades

La constellation du Taureau contient deux amas ouverts d’étoiles fort célèbres : les Hyades et les Pléiades.

     Sur la photo ci-dessus, on peut apercevoir les Pléiades, en haut à droite, groupe d’environ 3 000 étoiles mais ce sont les neuf plus brillantes, des étoiles bleutées dont la lumière diffuse au travers d’une fine poussière, qui ont donné son nom à l’amas. Situé à environ 400 années-lumière de nous, il devrait se disperser dans 250 millions d’années.

     En bas de l’image, au centre droit, on trouve l’amas des Hyades qui est beaucoup plus proche puisque situé à 150 années-lumière. Il est composé d’environ 300 à 400 étoiles mais les plus dominantes visuellement (et participant à la constellation) sont toutes des géantes rouges. C’est l’amas ouvert le plus proche de nous.

     Enfin, située apparemment au centre de l’amas des Hyades, se trouve Aldébaran qui est l’étoile la plus brillante de la constellation du Taureau mais qui n’a rien à voir avec l’amas : il s’agit d’une géante rouge en fin de vie située à 66 années-lumière de nous (donc bien plus près) et qui accessoirement est la 13ème étoile la plus brillante du ciel.

Crédits-Photo : Robert Nemiroff (MTU) et Jerry Bonnell (UMCP)
ASD de NASA / GSFC & Michigan Tech. U.

LES TREILLES D’EUROPE

Europe, une des principales lunes de Jupiter, a été survolée et photographiée notamment par la sonde Galileo (1995-2003). L’aspect de la surface de la planète avait surpris : d’immenses failles entaillent la couche de glace donnant à l’ensemble un aspect de treillis qu’on avait quelque peine à expliquer.

Récemment, les photos ont été retravaillées, notamment par une nouvelle calibration des couleurs : de ce fait, on perçoit Europe comme si l’on était en train de la survoler. Cette approche originale a conduit à une interprétation inédite des images, les longues entailles dans la glace laissant supposer qu’un océan immense se trouve en dessous d’elle.

Un océan liquide dans tout ce froid ? Oui car il s’explique par les mouvements de marée que subit la planète dans son orbite elliptique autour de la géante gazeuse. Plus encore : bien que le rayonnement solaire soit ici très faible, l’influence de Jupiter sur sa lune pourrait fournir l’énergie nécessaire à la présence de la Vie. En tout cas, Europe est, avec Titan, satellite de Saturne, un des endroits du système solaire le plus propice à la recherche de la vie extra-terrestre : à la NASA, des équipes entières travaillent sur cette idée.

Crédits-Photo : Robert Nemiroff (MTU) et Jerry Bonnell (UMCP)
ASD de NASA / GSFC & Michigan Tech. U.

(Voir aussi sur le blog : « Europe et Titan, des terres de vie ? »

LA TÊTE DE SORCIÈRE

Rigel, étoiles T Tauri — nébuleuse de la Tête de Sorcière

La nébuleuse de la Tête de Sorcière se situe à environ 800 années-lumière du système solaire. IC 2118 (son appellation astronomique) est une nébuleuse par réflexion qui n’est visible que grâce à la présence de Rigel, une supergéante bleue (dont la luminosité est 40 000 fois celle du Soleil) qui occupe le coin sud-est de la constellation d’Orion.

Toutefois, le bleu de la Tête de Sorcière est non seulement dû à la couleur bleue de Rigel mais également au fait que le bleu du spectre de cette étoile est également diffusé par la fine poussière de la nébuleuse. Un phénomène bien connu sur Terre puisqu’il explique la couleur bleue du ciel : cependant, sur notre planète, ce sont les molécules d’oxygène et d’azote qui diffusent le bleu du spectre solaire.

La Tête de Sorcière qui regarde fixement Rigel et, au-delà, le cosmos, est une zone de création d’étoiles puisqu’on en a repéré certaines qui seront bientôt sur la séquence principale de la classification stellaire (diagramme de Hertzsprung-Russel) ainsi que des étoiles T Tauri âgées de moins de 10 millions d’années.

Crédit Photo : Digitized Sky Survey (POSS II) ; traitement : Utkarsh Mishra
ASD de NASA / GSFC & Michigan Tech. U.

NGC 4921, LA GALAXIE ANÉMIQUE

céphéides, amas de Coma, Sydnet van den Bergh — NGC 4921

     NGC 4921 est une belle galaxie qui fait partie de l’amas galactique de Coma, en regard de la constellation de la Chevelure de Bérénice ; elle est située à environ 300 millions d’années-lumière de nous.

     Pourquoi anémique alors qu’elle est la plus brillante de son groupe de douze galaxies ? Parce que, en 1976, l’astronome canadien Sidney van den Bergh trouva qu’elle avait un taux de rayonnement très bas, des bras spiraux diffus et surtout qu’elle formait peu de nouvelles étoiles.

     Au centre de l’image, le noyau est lumineux et possède une bande centrale brillante. En regardant vers la périphérie, on rencontre d’abord un imposant anneau de poussière puis quelques amas d’étoiles bleues donc nouvellement formées. Vers l’extérieur, quelques galaxies naines compagnons sont visibles ainsi que d’autres galaxies lointaines en arrière-plan. Bien entendu, les étoiles qu’on observe sur cette photo font partie de la Voie lactée.

Connaître exactement à quelle distance se trouve NGC 4921 nous serait très précieux car cela permettrait de mieux apprécier la vitesse d’expansion de l’univers visible. C’est l’objet d’une étude effectuée par le télescope spatial Hubble qui a photographié à plusieurs reprises des céphéides présentes dans cette galaxie puisque ces étoiles variables à la rythmicité parfaitement connue permettent d’estimer finement les distances dans l’univers..

Crédit-Photo : Robert Nemiroff (MTU) et Jerry Bonnell (UMCP)
Pris de vue : Hubble’s Advanced Camera for Surveys
ASD de NASA / GSFC & Michigan Tech. U.

CASSIOPÉE A

rémanent stellaire, étoile à neutrons — Cassiopée A

Située en regard de la constellation de Cassiopée, dans l’hémisphère nord, à 11 000 années-lumière de nous, il s’agit des restes de l’explosion d’une supergéante rouge d’environ 8 masses solaires. Après étude de la vitesse d’expansion des couches éjectées par cette supernova, on estime que son explosion a eu lieu en 1667 (non observée à l’époque, elle ne fut identifiée qu’en 1947), soit il y a un peu moins de 12 000 ans en temps galactique.

Cassiopée A est donc le rémanent d’un cadavre d’étoile. Le nuage de débris en expansion s’étend sur environ 30 années-lumière et montre des nœuds et des filaments encore chauds. Les différentes couleurs permettent de reconnaître le soufre (jaune), le silicium (rouge) le fer (violet) et le calcium (vert), tous éléments qui participeront à la formation de nouvelles étoiles. L’onde de choc externe, toujours en expansion, est de couleur bleue.

Au centre, une tache brillante correspond à une étoile à neutrons, restes hyperdenses du noyau central de l’étoile. Cassiopée A est la source radio (émission d’une formidable quantité d’énergie électromagnétique dans la bande de fréquence des ondes radio) la plus intense de notre environnement après le Soleil. Ce rémanent est célèbre puisqu’il est le tout premier objet photographié par le télescope américain Chandra qui est un observatoire de rayons X.

Crédits-Photo : Robert Nemiroff (MTU) & Jerry Bonnell (UMCP)
ASD de NASA / GSFC & Michigan Tech. U.

L’AMAS DE GALAXIES D’ANTLIA

amas galactiques, univers lointain — amas de galaxies d'Antlia

Des galaxies il y en des milliards autour de nous mais regroupées en amas. Les plus proches sont les amas de la Vierge et du Fourneau et, en troisième position, l’amas d’Antlia (ou Abell S0636).

L’amas d’Antlia est célèbre pour sa compacité mais aussi parce qu’il contient une grande proportion de galaxies elliptiques par rapport aux galaxies spirales. Situé à environ 130 millions d’années-lumière de nous, on peut l’observer en regard de la constellation de la Machine Pneumatique. Il comprend 237 galaxies et s’étend sur près de 2 millions d’années-lumière.

Visibles sur la photo, on peut distinguer deux groupes principaux dans l'amas galactique d'Antlia, un en haut à gauche et le second légèrement en dessous du centre de l’image. Toutefois, toutes ces galaxies sont d’importance voisine et il n’existe pas de supergalaxie dominante (ou pas encore ?) susceptible d'attirer progressivement toutes les autres.

Le ruban rouge de gaz qu’on aperçoit en haut et au centre gauche appartient à la Voie lactée et n’a évidemment rien à voir avec l’amas : il s’agit des dernières traces laissées par l’explosion ancienne d’une supernova.

Cette photographie est assez rare puisqu'il s'agit d'une mosaïque prise en Nouvelle-Zélande qui a demandé environ 150 heures d’exposition sur une durée de plus de six mois. Un véritable exploit.

Image Crédit & Copyright: Rolf Olsen
ASD de NASA / GSFC & Michigan Tech. U.

GALAXIES EN FUSION

forces gravitationnelles galactiques — ARP 194

Normalement, lorsque des galaxies s’entrecroisent, des flambées de nouvelles étoiles apparaissent mais elles se cantonnent aux disques de ces galaxies, voire, dans certains cas, aux traînes engendrées par les forces de marée gravitationnelles.

Ce n’est pas le cas d’ARP 194, une galaxie où des chapelets de nouvelles étoiles parsèment le pont qui l’unit à la galaxie située au-dessous. Cette photographie prise par le télescope spatial Hubble a été particulièrement étudiée par les scientifiques au moyen de simulations. L’explication la plus probable de ce phénomène plutôt inhabituel réside dans le fait que la galaxie du dessous a traversé l’autre au cours des 100 derniers millions d’années. De ce fait, un flux de gaz tombe à présent vers cette galaxie inférieure : la disparition de la turbulence créée lors de la collision a eu pour conséquence l’explosion de naissances stellaires.

Dans environ un milliard d’années, ces galaxies vont fusionner pour n’en former plus qu’une seule, gigantesque, selon un processus que nous avons souvent évoqué ici.

Sources : Robert Nemiroff (MTU) & Jerry Bonnell (UMCP)
ASD de NASA / GSFC & Michigan Tech. U.

GALAXIE DE SEYFERT M106

Les galaxies dites de Seyfert sont des galaxies spirales dont le noyau central est très compact et étincelant. Ce sont les sources de rayonnement électromagnétique les plus importantes de l’Univers. Longtemps restées mystérieuses, ces rayonnements extrêmes sont à présent corrélés à la présence d’un trou noir supermassif. Ce type de galaxies est également connu pour présenter de fortes émissions dans les domaines ultraviolet, infrarouge, radio et des rayons X. (l’autre source de rayonnements analogues est représentée par les quasars).

M 106 (également notée NGC 4258) est une galaxie spirale située en regard de la constellation des Chiens de Chasse. Située à un peu plus de 20 millions d’années-lumière de nous, elle s’éloigne à la vitesse de 537 km par seconde. Son diamètre est le 1/3 de celui de notre Voie lactée, soit environ 30 000 années-lumière. Sur l’image, on distingue parfaitement ses bras spiraux avec de nombreuses régions de formation d’étoiles bleues très chaudes et très jeunes entourées par des nuages rouges de gaz ionisé.

M 106 est classée galaxie de type Seyfert en raison de son fort rayonnement dans le domaine des ondes radio.

Crédits-Photo : NASA, ESA, the Hubble Heritage Team (STScI/AURA), and R. Gendler (for the Hubble Heritage Team)

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mise à jour : 18 juin 2024

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Publié le 20 Avril 2024 par Céphéides

Publié dans : #astronomie

DE L'ASTRONOMIE : les étoiles Wolf-Rayet

étoile Wolf-Rayet WR 124

En 1876, à l’observatoire de Paris, deux astronomes français, Charles Wolf et Georges Rayet s’interrogèrent sur la nature de trois étoiles étranges situées en regard de la constellation du Cygne. Étranges car la spectrométrie (une technique encore balbutiante) révélait qu’elles étaient différentes de toutes les autres étoiles observées : leur spectre présentait des bandes étroites de couleur (spectre d’émission) au lieu de spectres continus de presque toutes la gamme des couleurs (spectre d’absorption). Comment expliquer cette étrangeté ? Débutait ainsi une énigme qui allait occuper les scientifiques durant de nombreuses décennies. Récemment le télescope spatial James Webb nous en a appris un peu plus sur ces objets si particuliers.

Les étoiles Wolf-Rayet

On sait aujourd’hui que les étoiles Wolf-Rayet sont en réalité les descendantes des étoiles de type spectral O ou B, c’est-à-dire les étoiles les plus massives existantes puisque leur masse est comprise entre 10 et plus de 200 masses solaires (la plus massive jamais observée, R136a1, située en regard de la constellation de la Dorade, atteint 315 fois la masse du Soleil).

Rappelons que le type spectral d’une étoile est caractérisé par quatre éléments : sa température de couleur, sa gravité de surface, sa masse et sa luminosité, des éléments qui sont liés entre eux mais difficilement mesurables directement.

La couleur d’une étoile, comme nous avons déjà eu l’occasion de l’évoquer (voir le sujet "la couleur des étoiles") est en rapport avec sa température : allant du rouge (les « moins » chaudes) aux bleues et violettes. En effet, plus un corps est chaud, plus les photons qu’il émet sont énergiques

et, parallèlement, plus leur longueur d’onde est faible. Les étoiles de type spectral B sont de couleur bleue tandis que celles du type spectral O sont violettes, donc les plus chaudes (avec parfois une température de surface qui peut atteindre 100 000K). C’est précisément en étudiant la relation entre la luminosité et la température que fut bâti le diagramme de Hertzsprung-Russell (diagramme HR) qui est en quelque sorte la carte de vie des étoiles.

les étoiles Wolf-Rayet et le diagramme HR

classification des étoiles — diagramme de Hertzsprung-Russell

Le diagramme HR nous montre une plage centrale, dite séquence principale, ou se situe la majorité des étoiles, un endroit où la plupart d’entre elles passeront l’essentiel de leur vie tranquillement, transformant leur hydrogène en hélium : par exemple, le Soleil est à mi-parcours de sa vie et se situe donc logiquement au milieu de la séquence principale du diagramme.

Lorsque tout l’hydrogène d’une étoile est consommé, les plus légères d’entre elles terminent leur vie sous la forme de naines blanches c’est-à-dire d‘astres dégénérés de la taille approximative d’une planète dont la chaleur et la luminosité finissent par décroître au fil des milliards d’années. Les plus massives, en revanche, grossissent jusqu’à devenir des géantes ou des supergéantes rouges qui finissent par exploser, leur cœur s’effondrant en étoiles à neutrons ou, pour les plus grosses, en trous noirs.

Preuve qu’elles sont bien particulières, les étoiles WR se situent quant à elles à l’extrémité supérieure de la séquence principale du diagramme HR (en haut, à gauche) mais sans avoir complètement rejoint l’emplacement des géantes.

les étoiles Wolf-Rayet, des géantes très spéciales

Puisqu’elles quittent progressivement la séquence principale HR, cela veut dire que ces étoiles WR ne brûlent plus d’hydrogène mais, par étapes progressives, d’autres éléments, à savoir d’abord l’hélium puis le carbone, l’oxygène, etc. Durant un bref moment (en termes astronomiques), environ un million d’années, ces étoiles se mettent à expulser la matière qui entoure encore leurs noyaux sous la forme de vents stellaires à grande vitesse et ce n’est que lorsque ces noyaux seront à nu qu’elles exploseront en supernovas.

Une des caractéristiques de ces étoiles WR est le fait que les vents stellaires qu’elles engendrent finissent par occulter complètement l’étoile jusqu’à en cacher son spectre stellaire. Voilà l’explication des spectres si particuliers des étoiles WR : le spectroscope n’enregistre pas chez elles leur spectre véritable (celui de la surface de l’étoile) mais celui des couches du nuage qui les entoure…

étoile de Wolf-Rayet, stade précurseur de supernova, — étoile de Wolf-Rayet et ses vents stellaires

La matière éjectée par les vents stellaires est en fait très importante : on parle parfois « d’ouragan stellaire » tant ces vents sont intenses puisqu’ils s’écoulent à plusieurs milliers de km par seconde (soit 1% de la vitesse de la lumière !). La conséquence d’un tel phénomène est par ailleurs majeure sur l’espace galactique environnant : enrichissement du vide interstellaire en éléments nouveaux et en énergie. De ce fait des bulles se créent tandis que les vastes nuages de gaz rencontrés se compriment et s’échauffent. Toutefois, une autre conséquence importante de cette activité hors norme semble plutôt paradoxale : les étoiles WR créent de la poussière, nous y reviendrons.

évolution des étoiles Wolf-Rayet

Les étoiles WR sont parmi les plus rares que l’on puisse rencontrer dans une galaxie : pour la Voie lactée, on estime qu’il en existe environ 6000 (sur un total de 180 à 200 milliards d’étoiles) soit une pour un milliard d’étoiles ce qui, au fond, n’est guère surprenant puique l’on observe ici le stade évolutif très court d’une catégorie d’étoiles géantes.

Nous l’avons déjà signalé : les étoiles WR, selon leur masse, peuvent donner naissance à des étoiles à neutrons ou à des trous noirs mais pas seulement… Elles sont impliquées dans l’apparition de nombreux objets astrophysiques remarquables d’où, d’ailleurs, l’intérêt de leur étude. En réalité, il existe deux cas bien différents selon que l’étoile WR est isolée ou associée à une compagne dans ce que l’on appelle un système binaire.

* isolée, l’étoile WR évolue classiquement en étoile à neutrons ou en trou noir, on vient de le dire ;

* plus intéressante est l’éventualité où elle a une compagne. En pareil cas, lorsque la WR explose en supernova, il existe deux possibilités :

le système se dissocie et, tandis que la WR se transforme en étoile à neutrons ou en trou noir à haute vélocité projetés dans l’espace, sa compagne est propulsée en sens inverse pour éventuellement devenir « une étoile en fuite ».

si le système binaire reste lié (« en contact »), l’explosion lui confère une grande vitesse spatiale associant trou noir et/ou étoile à neutrons ce qui va immanquablement attirer l’étoile secondaire si celle-ci est de taille relativement modeste (quelques masses solaires), le phénomène amenant à la création d’un disque d’accrétion produisant quantités de rayons X. Si la WR est devenue une étoile à neutrons, le nouvel ensemble est appelé « binaire X de grande masse ». Dans le cas d’un trou noir, on parlera de microquasar. (l’équivalent à l’échelle stellaire d’un quasar à l’échelle galactique).

Il existe un cas encore plus bizarre : si l’étoile compagne est massive, elle évoluera logiquement en géante rouge qui pourra alors « absorber » l’étoile à neutrons qui risque de rester prisonnière à l’intérieur de de la géante rouge et de remplacer son cœur (on parle alors d’objet de Thome-Zytkow). Qui a dit que la Nature était trop prévisible et incapable d’inventer des scénarios bizarres ?

une poussière fertilisant l’espace

Le télescope spatial James Webb (JWST) a étudié les étoiles WR et ce fut même une de ses premières missions en 2022. Il s’est plus précisément intéressé à l’étoile Wolf-Rayet WR 124 (voir l'image d'en-tête) et a précisé la structure noueuse de ces objets et surtout de leurs éjections intermittentes. JWST, grâce à sa grande compétence dans le domaine de l’infrarouge, a précisé la nature, dans les nuages nébuleux entourant la WR, de cette poussière que nous avions évoquée plus avant.

En effet, la nature de cette poussière avait toujours intrigué les scientifiques. On savait qu’elle se compose de minuscules particules émanant du gaz stellaire qui, en s’agglomérant, se condensent pour aboutir à la formation de nouvelles étoiles. Mais pourquoi autant de poussière autour de ce type particulier d’étoiles ? Normalement, la poussière se forme préférentiellement dans les endroits tranquilles où la température est plutôt faible… Tout le contraire du voisinage d’une étoile WR

étoile de Wolf-Rayet et vents violents en panache — étoile Wolf-Rayet et sa coquille

dont on connait le désordre incandescent s’accompagnant d’un bombardement massif en rayons ultraviolets ! C’est la présence d’une étoile compagnon qui donne la réponse : en effet, près de l’étoile WR le gaz est très dense mais brûlant tandis que, à l’inverse, plus loin, il est froid mais dilué. C’est lorsque, porté par les vents stellaires, le gaz entre en contact avec celui de la compagne que l’ensemble peut se condenser sous la forme d’un bol ou d’une coquille puis s’échapper en une sorte de spirale, de panache : c’est le cas de plusieurs étoiles WR à présent bien étudiées comme WR 104, WR 98a ou encore WR 112.

Avec un luxe de détails inédits, le télescope spatial a donc décrit la formation de cette poussière cosmique, riche en éléments lourds et notamment en carbone.

Voilà comment les supernovas ensemencent l’univers en briques élémentaires qui conduiront (entre autres) à la Vie telle que nous la connaissons.

les étoiles de Wolf-Rayet : le bien et le mal

Ensemencer l’univers ? Voilà effectivement une action qu’on peut classer parmi les plus positives. On pense souvent à l’explosion d’une supernova pour expliquer la formation d’étoiles nouvelles à partir d’une nébuleuse de gaz interstellaire : c’est même l’explication avancée par de nombreux scientifiques pour la création du Soleil lui-même… et de son cortège de planètes. Avec, pour la troisième d’entre elles, l’importance du carbone dans l’apparition de la Vie.

Malheureusement, comme le dit l’antique adage, toute médaille a son revers et les étoiles WR sont aussi source d’inquiétude. En effet, on les soupçonne fortement d’être, lors de leurs fins brutales, responsables des sursauts gamma, notamment ceux qui durent longtemps (plus de deux secondes). Or si l’on sait que les supernovas dites classiques n’agissent que sur leur entourage stellaire immédiat, c’est bien différent pour les étoiles WR : l’énergie qu’elles produisent se trouve confinée dans d’étroits et puissants faisceaux et si, par malheur, leur alignement vise notre système solaire, il peut y avoir un danger certain pour la vie biologique. Certains scientifiques attribuent d’ailleurs la première extinction de masse sur notre planète (celle de l’ordovicien il y a 445 millions d’années) à l’émission d’une salve de rayons gamma associée à un réchauffement climatique (et non pas une glaciation comme on le pensait jusqu’à présent).

Notre connaissance des étoiles Wolf-Rayet a récemment bien progressé au point que, pour la première fois, des données relativement fiables concernant leur alignement ont pu être analysées et, malheureusement pour nous, il semblerait bien que WR 104 pointe directement sur notre système solaire…

Sources

* Encyclopaedia Universalis

* Wikipedia France : fr.wikipedia.org/

* Revue Pour la Science, n° 554, décembre 2023, 44-51

Images :

1. WR 124 (sources : apod.nasa.gov)

2. étoile de type O (sources : science-et-vie.com)

3. diagramme HR (sources : astronomie.savoir.fr)

4. étoile WR et ses vents stellaires (sources : actu.fr)

5. microquasar (sources : fineartamerica.com)

6. étoile Wolf-Rayet et sa coquille (sources :bilimseldunya.com)

Sujets apparentés sur le blog

1. mort d'une étoile

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Publié le 14 Février 2024 par Céphéides

Publié dans : #astronomie

DE L'ASTRONOMIE : planètes, nébuleuses et galaxies

Voici quelques courts articles parus sur le site Facebook du blog

LES TOURBILLONS DE JUPITER

Tourbillons de Jupiter, sonde Juno — surface de Jupiter vue par Juno

Jupiter, la géante du système solaire, affiche des teintes variées dans ses nuages sans que les scientifiques expliquent vraiment leurs origines. Dans la photo ci-dessus prise en 2018 par la sonde Juno de la NASA (dont l’activité a été prolongée jusqu’en 2025) lors de son quatorzième passage, on distingue clairement des oppositions de couleurs.

On sait que l’abondante atmosphère de Jupiter est principalement composée d’hydrogène et d’hélium mais, compte-tenu de la très basse température locale, ces deux éléments restent invisibles. Les spécialistes recherchent donc les oligo-éléments susceptibles de colorer ainsi les nuages joviens, retenant l’hydrosulfure d’ammonium comme meilleur candidat mais en réalité rien n’est certain.

Ce qui est sûr, par contre, c’est que plus un nuage est clair, plus il est situé haut. On peut noter que, sur l’image, des nuages légers s’effilochent en tourbillons sur les régions rougeâtres (en bas, à droite) tandis que, en haut, à droite, ils semblent recouvrir des nuages sombres.

La sonde Juno plonge au plus près de la géante gazeuse tous les 53 jours mais en explorant une région légèrement différente chaque fois.

Crédit Photo : NASA, Juno, SwRI, MSSS ; (traitement et license : Matt Brealey, Sean Doran)
ASD de NASA / GSFC & Michigan Tech. U.

REGARDS LOINTAINS SUR LA TERRE

Cela ne fait que quelques années que nous pouvons voir notre planète depuis loin dans l’espace. Et comprendre combien elle est petite et fragile.

Le 19 juillet 2013, deux sondes spatiales ont photographié le même jour la Terre de loin. La photo de droite nous montre la Terre telle qu’elle peut être aperçue depuis Mercure, la planète la plus proche du Soleil, (sonde Messenger à 98 millions de km) tandis que celle de gauche distingue notre planète depuis les anneaux de Saturne (sonde Cassini à un peu moins de 1,5 milliard de km).

Nous sommes dans le système solaire et notre planète n’est qu’un point minuscule. L’espace est immense : pour mieux l’apprécier, imaginons que nous posions sur le sol une orange censée représenter le Soleil. La Terre serait alors une bille minuscule de la taille d’une tête d’épingle placée à 15 m de l’orange, Jupiter une bille de la taille d’une olive à 77 m et Neptune un petit pois à 450 m. Et l’étoile la plus proche, Proxima du Centaure ? Eh bien, elle serait à environ… 4000 km. !

Notre galaxie contient à peu près 150 milliards d’étoiles et il existe des milliards de galaxies comme elle dans l’univers visible. Oui, la Terre est vraiment toute petite.

Crédits-Photo : Robert Nemiroff (MTU) et Jerry Bonnell (UMCP)
ASD de NASA / GSFC & Michigan Tech. U.

LE SOURIRE DU CHAT DU CHESHIRE

lentille gravitationnelle du Chat de Chesthire — une lentille gravitationnelle bien particulière

La photo ci-dessus nous dévoile une remarquable lentille gravitationnelle. Elle est baptisée selon le chat de « Alice au pays des merveilles » auquel elle ressemble étonnamment.

L’image est celle de deux grandes galaxies elliptiques (les yeux) entourées par des arcs. En réalité, chaque galaxie est la plus lumineuse d’un groupe galactique tandis que les arcs sont les images déformées de galaxies situées en arrière-plan et bien plus lointaines. Cette déformation des images lointaines est la conséquence de la courbure de l’espace accentuée par la masse considérable des deux groupes de galaxies du premier plan. Située en regard de la constellation de la Grande ourse, le « Chat du Cheshire » est situé fort loin dans l’espace, à plus de 4,6 milliards d’années-lumière de la Terre.

Le Chat du Cheshire qui, face à une Alice éberluée, disparaît par moments afin de ne plus laisser voir que son sourire, est l’un des rares personnages du livre à ne pas être fou mais au contraire pourvu de raison : dans le même ordre d’idées, la lentille gravitationnelle qui porte ici son nom est une preuve de la validité de la théorie de la relativité générale d’Einstein qui permit enfin de comprendre la structure de l’univers.

Crédits-Photo : Robert Nemiroff (MTU) & Jerry Bonnell (UMCP)
ASD de NASA / GSFC & Michigan Tech. U.

LA DANSEUSE ESPAGNOLE

Visible de l’hémisphère sud, la galaxie NGC 1566 présente une superbe vue de face et ses deux bras en spirale l’ont fait appeler « galaxie de la Danseuse Espagnole ». Elle est située en regard de la constellation de la Daurade à près de 70 millions d’années-lumière de nous.

NGC 1566 contient des centaines de milliards d’étoiles et certainement encore bien plus de planètes. Ses deux bras sont représentés par d’immenses amas d’étoiles bleues, donc très jeunes, et des trainées sombres de poussière.

Le centre de la Danseuse est flamboyant, occupé par un trou noir géant en train de dévorer toutes étoiles et champs de matière passant à sa portée (c’était en tout cas ainsi il y a 70 millions d’années). Une galaxie possédant comme elle un noyau extrêmement brillant et compact est appelée « galaxie de type Seyfert ». Ce noyau (le trou noir central en pleine activité) est une des plus importantes sources de rayonnement électromagnétique de tout l’univers connu.

Crédits-Photo : Robert Nemiroff (MTU) et Jerry Bonnell (UMCP)
ASD de NASA / GSFC & Michigan Tech. U.

L’ŒIL DE SAURON

Plaquée dans le ciel, en regard de la constellation de la Mouche (l’une des constellations la plus au sud de la voûte terrestre), la nébuleuse du Sablier (MyCn 18) rappelle un peu l’œil de Sauron du Seigneur des Anneaux.

Il s’agit d’une nébuleuse planétaire (terme historique), c’est-à-dire les derniers moments de vie d’une étoile de type solaire. Bientôt (dans quelques centaines de milliers d’années, ce qui est fort peu à l’échelle de l’Univers), l’étoile mourante aura épuisé son carburant nucléaire et, se transformant en géante rouge, elle éjectera définitivement ses couches externes tandis que son cœur central deviendra une naine blanche composée de matière dégénérée qui s’éteindra progressivement au fil des milliards d’années pour devenir une naine noire.

L’image montre les différentes couches externes de l’étoile éjectées au cours de ses sursauts convulsifs. Les anneaux de gaz colorés correspondent à l’azote (en rouge), à l’hydrogène (en vert) et à l’oxygène (en bleu). La forme en sablier est attribuée à l’expansion d’un vent stellaire intense et rapide au sein d’un nuage plus dense aux équateurs qu’aux pôles.

Crédits-photo : Robert Nemiroff (MTU) & Jerry Bonnell (UMCP)
ASD de NASA / GSFC & Michigan Tech. U.

NUIT SUR PLUTON

En juillet 2015 la sonde New Horizons a pris une série de photos lorsqu'elle est passée tout près de la lointaine petite planète. L'image ci-dessus nous montre l'hémisphère plutonien plongé dans la nuit, le Soleil étant masqué par lui. La sonde se trouve alors à 21 000 km de Pluton, s'éloignant de ce petit monde qu'elle vient de frôler 19 minutes plus tôt.

On remarque autour de la planète une fine atmosphère en définitive bien plus complexe qu'on n’aurait pu l'imaginer. En haut de l'image, on devine que le jour se lève avec l'arrivée d'un croissant de paysage : les terres que l’on voit ainsi apparaître sont les plaines australes d'azote gelé de Sputnik Planum avec, au centre, les montagnes de glace de Norgay Montes qui les dominent.

Crédits-photo : Robert Nemiroff (MTU) et Jerry Bonnell (UMCP)
ASD de NASA / GSFC & Michigan Tech. U.

TRANSIT MERCURE-SOLEIL

transit étoile-planète — le point minuscule sur la surface du Soleil est la planète Mercure

En astronomie, un transit, c’est le passage d’un objet, par exemple une planète, devant un objet plus gros, par exemple, une étoile. Il y a quelques mois – très exactement le 11 novembre 2019 – ce fut le cas de Mercure, la planète la plus proche de notre étoile, qui se profila, point minuscule, sur l’immensité solaire.

Ce jour-là le Soleil était parfaitement calme, ne présentant aucune de ces taches brunes qui viennent régulièrement parsemer sa surface. Du coup, la planète Mercure est seule visible, infinitésimale, sur le fond orangé, un peu à droite du centre de la photo. Si une même image de la Terre en transit face au Soleil pouvait être contemplée par un observateur extérieur, situé disons sur Mars, il aurait une vue quasi-identique à celle que nous avons ici de Mercure tant la taille des planètes est insignifiante par rapport à celle de leur étoile.

On peut également apercevoir sur la circonférence solaire des protubérances qui sont des jets de plasma prisonniers du champ magnétique local. Le prochain transit de Mercure devant le Soleil est prévu pour le 13 novembre 2032.

Crédits : Robert Nemiroff (MTU) & Jerry Bonnell (UMCP)
ASD de NASA / GSFC & Michigan Tech. U.

LES CRATÈRES DE LA LUNE

Ne possédant aucune atmosphère, notre satellite n’a jamais été protégé des multiples météorites qui sont venus s‘écraser sur sa surface d’où son aspect tourmenté. À l’inverse de ce qui se passe pour la Terre, les stigmates de ces événements cataclysmiques sont évidemment protégés de toute érosion.

Sur la photo ci-dessus, on peut voir deux célèbres cratères de notre satellite. Sur la gauche se distingue le cratère Langrenus qui mesure près de 130 km de diamètre, associant un bord en terrasse et un pic central d’une hauteur de 3 km. À droite se profile le cratère Petavius, d’un diamètre de 180 km et qui possède la particularité de présenter une nette fracture (d’origine inconnue) reliant son bord à son promontoire central. Tout ce qu’on sait de ce dernier, c’est qu’il date d’environ 3,9 milliards d’années, une époque où les chutes d’astéroïdes étaient bien plus fréquentes.

Ces cratères sont parfaitement observables de la Terre, notamment quelques jours après la nouvelle Lune lorsque l’éclairage rasant accentue tout particulièrement les ombres. Ils subsisteront sur notre satellite aussi longtemps que lui.

Crédits-Photo : Robert Nemiroff (MTU) et Jerry Bonnell (UMCP)
ASD de NASA / GSFC & Michigan Tech. U.

UNE SŒUR DE LA VOIE LACTÉE

M100 / NGC 4321 — une galaxie semblable à la Voie lactée

Cette superbe galaxie est M 100 (ou NGC 4321) et est à ranger, comme la Voie lactée, dans la catégorie des galaxies spirales. Située à 53 millions d’années-lumière de nous, en regard de la constellation de la Chevelure de Bérénice, elle fait partie de l’amas de la Vierge. M 100 est un peu plus étendue que notre galaxie puisque son diamètre est estimé à 120 000 années-lumière (contre un peu moins de 100 000 pour la Voie lactée).

Les bras spiraux de M 100 sont à dominante bleue car ils sont peuplés d’étoiles nouvelles en raison des interactions gravitationnelles que la galaxie entretient avec ses voisines. Durant le siècle dernier, quatre supernovas ont été décrites dans cette galaxie ce qui est rare, d’autant que la dernière, en 1979, atteignit une magnitude de 11,6 cas rarissime pour un objet situé si loin. Rappelons pour mémoire qu’aucune supernova n’a été observée dans la Voie lactée depuis l’apparition des premiers instruments optiques d’observation (la dernière date de 1604) : incertitude et hasard des statistiques…

M 100 est célèbre chez les scientifiques car c’est elle qui servit à tester le télescope spatial Hubble et révéla ses défauts optiques lors de sa mise en service en 1990, défauts corrigés par la mission de la navette spatiale Endeavour en 1993.

Crédit : NASA, ESA, Hubble / Robert Nemiroff (MTU) et Jerry Bonnell (UMCP)
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TRACES DANS LE CIEL

NGC 5907 (galaxie de l'Écharde ou du Tranchant — galaxie de l'Écharde

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La galaxie de l’Écharde NGC 5907 (également appelée galaxie du Tranchant) est située à un peu plus de 42 millions d’années-lumière de nous, en regard de la constellation du Dragon. C’est une galaxie spirale tout à fait comparable à la Voie lactée mais qu’on aperçoit par la tranche ce qui lui confère son apparence « affilée ».

Elle présente toutefois une particularité : si l’on a recours à d’assez longs temps de pose, on voit se dessiner des structures en forme de rubans tout autour d’elle, des boucles presque transparentes qui s’étendent jusqu’à plus de 150 000 années-lumière de la galaxie elle-même. En observant de plus près, on s’aperçoit que ces rubans sont formés d’étoiles et de gaz qui, par le jeu d’un effet de marée gravitationnelle, semblent encercler NGC 5907.

L’explication la plus logique à cette image inhabituelle est que les bandes qui entourent la galaxie appartiennent au fantôme d’une ancienne galaxie, une galaxie naine qui a été progressivement démembrée puis phagocytée par NGC 5907, bien plus grosse qu’elle. L’affaire remonte à environ 4 milliards d’années mais il reste encore des courants d’étoiles orphelines qui orbitent autour de la galaxie principale.

La galaxie de l’Écharde NGC 5907 est une parfaite illustration de ce que les scientifiques soupçonnent depuis toujours : les galaxies grossissent par accrétion, en fusionnant leurs voisines plus petites avec elles. C’est bien sûr également le cas de notre propre galaxie.

Crédits-Photo : Robert Nemiroff (MTU) et Jerry Bonnell (UMCP)
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Publié le 4 Septembre 2023 par Céphéides

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DE L'ASTRONOMIE : où sont les extraterrestres ?

paradoxe de Fermi — Enrico Fermi (1901-1954) prix Nobel de physique 1938

Depuis les années 1950 et l’avalanche de « soucoupes volantes » aperçues à cette époque, bien des gens se posaient cette angoissante question : « sommes-nous seuls dans l’Univers et, si non, pourquoi n’a-t’on pas encore rencontré d’extraterrestres ? ».

Les scientifiques, interrogés, ne savaient pas vraiment quoi répondre et certains n’hésitaient pas à les soupçonner de dissimuler « la » vérité dans une approche qu’on ne qualifiait pas encore de complotiste. Pourtant, de nombreux astronomes et/ou astrophysiciens réputés se posaient effectivement la question comme en témoigne le compte-rendu d’un célèbre repas.

Le paradoxe de Fermi

Durant l’été 1950, les physiciens Emil Konopinski, Herbert York, Edward Teller et Enrico Fermi déjeunaient dans la cafeteria du Laboratoire National de Los Alamos, un laboratoire multidisciplinaire situé aux USA, dans l’état du Nouveau-Mexique. Enrico Fermi, prix Nobel de physique en 1938, avait émigré aux USA en 1939 et participait avec ses collègues au projet « Manhattan » qui devait aboutir à la mise au point de la première bombe atomique. Dans le feu de la conversation, il prononça ce jour là une phrase à la fois provocante et pourtant sérieuse : « Mais où sont-ils donc, tout ces extraterrestres ? ». La question était tout à fait

voie lactée — Voie lactée : l'univers est certes immense mais où sont-ils ?

d’actualité et intéressait beaucoup de gens qui croyaient voir des soucoupes volantes un peu partout. C’est cette phrase qui est à l’origine de ce qu’il est aujourd’hui convenu d’appeler le paradoxe de Fermi : on devrait « les » voir mais on ne « les » voit pas...

Ce n’est qu’en 1966 que la question de Fermi fut redécouverte par l’astronome américain Carl Sagan qui pensa alors qu’une civilisation assez ancienne pourrait avoir le temps de coloniser entièrement la Galaxie et serait d’ailleurs déjà présente sur Terre mais son (court) article resta sans lendemain et le paradoxe de Fermi retomba dans l’oubli… jusqu’en 1975 où deux scientifiques, Michael Hart et David Viewing, reprirent les arguments des uns et des autres pour arriver à la conclusion que les civilisations extraterrestres n’existent pas. Conclusion définitive ? Certainement pas.

Le paradoxe de Fermi s’appuie donc sur deux postulats contradictoires :

a) La vie sur Terre n’est certainement pas exceptionnelle et de nombreuses autres formes de vie doivent exister dans un univers aussi vaste (des milliards et des milliards d’étoiles et de planètes rien que pour la seule Voie lactée),

b) Il n’existe aucune preuve réelle de la venue présente ou passée d’extraterrestres sur Terre et, depuis les innombrables sondes envoyées dans l’espace explorer les autres planètes du système solaire, on sait qu’il en est de même pour elles.

La deuxième branche du paradoxe ne souffre guère de débats et c’est plutôt la première (a) qui autorise une discussion plus poussée.

On peut faire la constatation suivante : savoir si une civilisation extraterrestre avancée a eu le temps de venir nous rendre visite relève d’un calcul assez simple. En effet, la Voie lactée mesure approximativement 100 000 années-lumière et elle s’est formée avec l’Univers il y a un peu plus de 13 milliards d’années. Si l’on suppose qu’une civilisation extraterrestre a trouvé les moyens de se déplacer à, disons, 300 km/seconde, soit un millième de la vitesse de la lumière ce qui est du domaine du possible, et qu’elle soit apparue il y a cinq milliards d’années, elle aurait déjà eu la possibilité de venir sur Terre et ce de quelque partie de la Galaxie qu’elle provienne. Ajoutons que nous évoquons ici une seule civilisation mais que si la vie n’est pas si exceptionnelle, c’est un grand nombre d’extraterrestres que nous aurions dû déjà rencontrer. Dès lors, comment expliquer ce paradoxe ?

Quelles solutions au paradoxe de Fermi ?

De nombreux scientifiques et/ou auteurs de science-fiction se sont penchés sur le problème et si les hypothèses sont nombreuses (et parfois farfelues), il est difficile de choisir la plus crédible d’autant qu’il est parfaitement possible que certaines soient associées. Il est donc tout à fait impossible d’être exhaustif mais les principales théories peuvent être réunies selon quatre groupes principaux :

1. Les civilisations extraterrestres n’existent pas

La vie sur Terre est un phénomène unique (ou si rare que cela revient au même) car il dépend de la conjonction de nombreux facteurs (voir le sujet : vie extraterrestre) et l’absence de l’un d’entre eux compromettrait son apparition. 0n peut néanmoins opposer comme argument que cette hypothèse ne concerne que la vie sur Terre, la seule que nous connaissons, et que d’autres formes de vie ont parfaitement pu se développer sous d’autres conditions physicochimiques…

Nous venons d’évoquer la vie mais la vie, ce n’est pas forcément l’intelligence et on peut dès lors parfaitement imaginer que certaines planètes plus ou moins lointaines renferment une forme de vie (bactéries, virus, autre chose d’assez primitif ?) et nous ne pouvons évidemment pas communiquer avec elle. Ici, c’est l’intelligence qui est rare.

Il existe par ailleurs bien des raisons pour empêcher l’apparition de la vie sur une planète.

En 2021, le spécialiste des exoplanètes David Kipping a avancé une hypothèse qu’il a baptisé le paradoxe du ciel rouge en partant de la constatation évidente que l’immense majorité des étoiles sont – nous l’avons souvent souligné – des naines rouges qui, de plus, vivent dix fois plus longtemps que les naines jaunes comme le Soleil. Un simple calcul permet donc d’établir que l’apparition de la vie autour d’une naine jaune est cent fois moins probable. La vie sur Terre est-elle si particulière qu’elle invalide les statistiques ?

Nous venons de parler chiffres comme si ces deux types d’étoiles étaient strictement comparables ce qui n’est, en réalité, pas le cas. D’abord, nous le savons aujourd’hui, une naine rouge possède rarement de géantes gazeuses dans son cortège de planètes. Or ces planètes géantes sont « protectrices », empêchant les météorites trop volumineuses de passer leur « barrage ». C’est bien le cas dans le système solaire où Jupiter et Saturne ont certainement limité

irrégularités des étoiles naines rouges — les naines rouges semblent peu favorables pour la vie

fortement le risque pour la Terre (voir le sujet: vie extraterrestre). Par ailleurs, comme l’a récemment montré l’étude d’une naine rouge proche (en l’occurrence Proxima du Centaure), ce type d’étoiles est parfois sujet à de brusques instabilités peu favorables à la conservation de la vie, du moins celle que nous connaissons sur Terre. Les naines jaunes sont donc éventuellement plus propices à l’apparition de la vie et elles représentent quand même 10% des étoiles de la Galaxie, soit entre 10 et 40 milliards d’astres… Est-ce suffisant ?

De la même façon que les météorites que nous venons d’évoquer sont parfois destructrices, il existe bien d’autres dangers pour une vie biologique fondée sur quelque chose qui ressemble à l’ADN ou autres acides nucléiques : les étoiles géantes, par leurs émissions intenses notamment de rayons ultraviolets, sont évidemment un endroit à éviter. Mais il existe également les sursauts gamma qui détruisent toute vie sur des milliers d’années-lumière, l’explosion d’une supernova un peu trop proche, etc… En somme, l’Univers est hostile et la Terre a peut-être eu de la chance…

2. La vie met longtemps à apparaître

Il ne faut pas oublier que, sur Terre, la vie a mis plus de quatre milliards d’années pour apparaître, ce qui n’est pas rien. Suivis de trois cent millions d’années avec la domination des dinosaures dont on peut certainement affirmer qu’ils n’auraient jamais réussi à bâtir une civilisation technologique, puis un hasard (un coup de chance ?) avec la chute d’une météorite géante qui a ouvert la voie aux mammifères et donc à l’Homme. Mais encore 65 millions d’années pour en arriver à aujourd’hui…

Une fois la vie apparue, il faut donc beaucoup de temps pour atteindre « l’intelligence », c’est-à-dire le niveau technologique suffisant pour communiquer. En revanche, le passage d’une vie primitive à une civilisation technologique est bien plus rapide, trop peut-être. Plusieurs centaines d’années si l’on en juge par notre cas personnel… Ce qui, à l’échelle de l’univers est plus bref qu’un battement de paupière et peut expliquer la difficulté pour que deux civilisations puissent se trouver en phase et communiquer entre elles.

3. Les aléas d’une civilisation technologique

civilisation extraterrestre — existent-ils quelque part dans l'Univers ?

Bien des hypothèses peuvent être avancées pour expliquer les raisons pour lesquelles une civilisation avancée ne se manifeste pas.

. le facteur temps : nous avons déjà évoqué la disparition d’une civilisation avant qu’elle puisse communiquer par la présence d’éléments extérieurs destructeurs (un pulsar à proximité par exemple) mais il peut également exister un problème de ressources locales : leur épuisement prématuré empêche la civilisation concernée d’aboutir à son minimum technologique.

. la civilisation extraterrestre ne souhaite pas communiquer et plusieurs explications sont ici possibles :

la civilisation extraterrestre a les moyens de communiquer mais elle ne le veut pas par une sorte de peur presque paranoïaque d’une confrontation avec l’inconnu ;

variante : les ressources disponibles dans l’Univers sont forcément limitées et une civilisation avancée est susceptible d’entrer en conflit avec ses concurrents potentiels (une éventualité développée par Liu Cixin sous le nom de « syndrome de la forêt sombre ») et donc de se mettre en danger ;

afin de « laisser faire la nature », la civilisation extraterrestre attend que l’autre civilisation atteigne son propre niveau technologique. L’idée ici est qu’une technologie avancée se mérite et ne se « donne » pas à des esprits insuffisamment formés ;

la civilisation avancée se rend compte que la « poursuite du progrès » suppose un lourd investissement en termes de ressources naturelles, éventuellement de surpopulation, de désordres climatiques, etc. Le bouleversement de son milieu naturel paraît trop important et la civilisation choisit de rester technologiquement modérée ;

la Terre est une planète banale et peu développée qui n’intéresse pas une civilisation avancée…

l’exemple que donne notre civilisation technologique ne peut que nous amener à nous interroger sur l’avenir de ce type d’organisation : et si l’état d’avancement d’une civilisation – à supposer que toute civilisation passe par les mêmes étapes qu’on pourrait alors qualifier « d’universelles » - portait en lui-même les germes de son autodestruction ? Un certain nombre de pièges est alors à éviter : armes atomiques, bactériologiques, gaspillage et destruction des ressources…

4. la communication est tout simplement impossible

L’écoute d’une production extraterrestre est certainement loin d’être aisée : on peut par exemple avancer que les extraterrestres sont si différents de nous que nous ne

civilisations extraterrestres — SETI (Search for Extra-Terrestrial Intelligence)

savons peut-être pas repérer leurs différentes productions. De nombreux organismes, au premier rang desquels, le projet SETI (voir le sujet dédié), sont « à l’écoute », certains depuis de nombreuses années mais sans succès jusqu’à présent : n’y a-t-il rien à écouter ou ne savons nous tout simplement pas le faire ?

Une fois encore rappelons les distances immenses qui nous séparent des éventuelles planètes abritant une vie intelligente : s’il faut beaucoup de temps pour accéder à une technologie avancée, et compte-tenu du fait que les moyens de communications voyagent moins vite que la lumière, il est possible que des émissions aient actuellement lieu mais qui mettront des millénaires pour parvenir dans notre environnement. Idem pour une éventuelle réponse… On se retrouve ici, avec ces distances quasi-infranchissables, dans le cas des voyages interstellaires, à la différence près, il est vrai, qu’une communication n’a pas besoin de ressources propres pour subsister comme le demande un moyen de transport physique.

Le paradoxe de Fermi n’est pas résolu

Nous écoutons l’Univers depuis à présent plusieurs décennies sans résultats probants. Cela ne décourage pas les scientifiques, conscients que les quelques années « d’écoute » actuelles ne représentent rien par rapport à l’âge de l’Univers et que, d’autre part, les moyens étant limités, ne sont retenus que certains types d’étoiles dans une fenêtre d’observation forcement étroite.

D’autres initiatives sont en cours, notamment depuis qu’ont été observées des exoplanètes en nombre croissant : c’et peut-être en obervant la composition de leurs atmosphères (et leur modification non naturelle) que viendra une réponse qui permettrait alors de focaliser tous les moyens dans une direction bien précise. En effet, l’analyse de la lumière qu’émet une planète après avoir absorbé ou réfléchi celle de son étoile donne un spectre lumineux permettant d’analyser les gaz atmosphériques : la présence de méthane, d’oxygène ou d’ozone pourrait trahir l’existence d’organismes vivants. La qualité des outils d’observation progressant sans cesse, c’est peut-être un moyen d’obtenir une réponse au moins partielle…

Sources ::

* Encyclopaedia Britannica

* Wikipedia France

* revue « pour la Science », Hors-Série 120, 0823, 71-78

* École polytechnique fédérale de Lausanne : https://epfl.ch

* futura-sciences.com

Images :

1 Enrico Fermi (sources : thefamouspeople.com)

2. la Voie lactée par Serge Brunier

3. soucoupe volante (sources : ici.radio-canada.ca)

4. naine rouge (sources : futura-sciences.com)

5. vue d'artiste d'une civilisation extraterrestre (sources : futura-sciences.com)

6. le projet SETI (sources : bathtubbulletin.com)

Sujets apparentés sur le blog

1. vie extraterrestre (1)

2. vie extraterrstre (2)

3. sursauts gamma

4. planètes extrasolaires

Mots-clés : Enrico Fermi - Carl Sagan - ufologie/OVNI - paradoxe du ciel

rouge - civilisation technologique - projet SETI

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Publié le 30 Avril 2023 par Céphéides

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DE L'ASTRONOMIE : ciel lointain (14)

Voici quelques courts articles parus sur le site Facebook du blog

GALAXIE MASQUÉE (IC 342)

Notre galaxie, la Voie lactée, fait partie d’un groupe d’une soixantaine de galaxies appelé le groupe local. Des milliards d’autres groupes galactiques parsèment le cosmos et l’un des plus proches de nous est le groupe IC 342/Maffei qui se situe en regard de la constellation de la Girafe.

Dans ce groupe voisin du nôtre prédominent deux énormes galaxies (analogues à la galaxie d’Andromède chez nous). L’une (Maffei 2) est très difficile à observer car vue par la tranche et cachée par son plan galactique. L’autre est IC 342 (photo ci-dessus), vue de face mais également très difficile à voir car presque totalement occultée parle plan de notre propre galaxie.

Située à environ 10 millions d’années-lumière de nous (contre 2,5 millions d'années-lumière pour Andromède), IC 342 est une galaxie barrée géante qui si elle n’était pas cachée par le nuage d’étoiles et de gaz de la Voie lactée serait probablement une des vedettes lumineuses de nos nuits. Avec nos instruments modernes plus performants, on arrive à en distinguer les nouvelles étoiles bleues, nombreuses, les étoiles rouges sur ses bras spiraux s’éloignant du bulbe central et les nombreuses et étendues plages de poussière. Les scientifiques soupçonnent qu’IC 342 a récemment vécu une flambée de naissances stellaires, peut-être engendrée par la présence proche de notre groupe local.

Crédit-photo : Arturas Medvedevas

ASD de NASA / GSFC & Michigan Tech. U.

LA GALAXIE DU SCULPTEUR (NGC 253)

Découverte par Caroline Herschel en 1783, cette galaxie porte ce nom parce qu’elle est visible en regard des limites de la constellation du Sculpteur (les Américains l’appellent également la galaxie du dollar en argent en raison de son aspect dans un petit télescope). Elle est située à 10 millions d’années-lumière de nous et mesure environ 70 000 années-lumière (comparable à la Voie lactée).

NGC 253 est la galaxie la plus importante du groupe du Sculpteur, accessoirement le groupe galactique le plus proche du nôtre (appelé groupe local).

La photo ci-après nous montre NGC 253 sous la forme d’une superbe galaxie spirale mais avec une particularité : des filaments de poussière paraissent s’élever du disque galactique. La présence de cette grande quantité de poussière entraîne localement un taux très élevé de formation d’étoiles, au point que NGC 253 est classé comme galaxie à sursaut de formation d’étoiles (starburst galaxy). Il s’agit le plus souvent d’une étape dans la vie d’une galaxie, un moment de sa vie où elle fabrique énormément de nouvelles étoiles à la suite d’une collision ou d’une interaction avec une galaxie voisine (mais la cause n’est pas claire pour NGC 253).

La galaxie du sculpteur présente une autre singularité : elle est une source très importante de rayons X et gamma, à relier très certainement à la présence d’un trou noir central supermassif dont la masse a été estimée à 5 millions de masses solaires.

Crédit-photo et copyright : Dietmar Hager, Eric Benson

(ASD de NASA / GSFC & Michigan Tech. U.)

ETA CARINAE DANS TOUTE SA SPLENDEUR

L’étoile géante Eta Carinae est une hypergéante bleue, située à environ 10 000 années-lumière de nous, en regard de la constellation de la Carène. C’est une des étoiles les plus brillantes du ciel austral puisque sa luminosité est cinq millions de fois celle du Soleil tandis que sa masse est estimée à cent masses solaires : c’est dire que voilà une étoile géante candidate à devenir très bientôt une supernova. Quand exactement ? Demain ou dans un million d’années, mais, en termes astronomiques, bientôt.

Elle a subi une énorme explosion il y a environ 10 000 ans seulement observée ici il y a 150 ans (le temps pour sa lumière de nous arriver), sans doute un signe précurseur de sa transformation future. C’est ainsi que s’est formée autour d’elle une nébuleuse dite de l’Homoncule en raison de sa forme.

L’image ci-dessus nous montre une région centrale chaude entourée par deux gros lobes bien distincts contenant des bandes de poussière et de gaz absorbant la lumière bleue et ultraviolette de l’étoile centrale. Sur la droite de l’étoile, on observe d’étranges stries radiales rouges dont l’origine est pour l’instant encore inexpliquée.

Pour toute vie biologique analogue à celle de notre planète, il serait bon de ne pas se trouver trop à proximité d’Eta Carinae lorsque viendra l’explosion finale.

Nota : les grandes stries multicolores émanant du centre de l’étoile en direction des bords de l’image sont en réalité un artéfact, à savoir des aigrettes de diffraction dues au télescope lui-même.

Crédits-photo : Robert Nemiroff (MTU) & Jerry Bonnell (UMCP)

ASD de NASA / GSFC & Michigan Tech. U.

NGC 1512, GALAXIE ATYPIQUE

galaxie spirale à double anneaux — NGC 1512

Située en regard de la constellation de l’Horloge, à un peu plus de 40 millions d’années-lumière de nous, NGC 1512 est une galaxie spirale barrée comme il en existe beaucoup dans le cosmos. Toutefois, elle présente une singularité peu commune : comme on peut le voir sur la photographie ci-dessus prise par le télescope spatial Hubble, elle possède deux anneaux.

Près de son centre se distingue un premier anneau brillant en raison d’une intense formation d’étoiles : on parle alors d’anneau nucléaire. Toutefois, l’essentiel des étoiles et de la poussière interstellaire forme un second anneau bien plus éloigné du centre auquel il se rattache par une barre traversant la galaxie et par des filets de poussière.

Il est difficile de connaître les raisons d’une telle structure : elle est peut-être due à une asymétrie originelle. Quoi qu’il en soit, l’anneau nucléaire s’enrichit continuellement de spirales de poussière provenant de l’anneau externe ce qui entraîne l'intense formation d’étoiles. Une partie de cette poussière continue son chemin vers un probable trou noir massif.

À un peu moins de 70 000 années-lumière de NGC 1512 se trouve sa voisine NGC 1510 ; les deux galaxies sont vraisemblablement entrées en collision et les forces gravitationnelles expliquent peut-être aussi en partie le flamboiement de nouvelles étoiles.

Une telle structure en anneaux concentriques est certainement rare mais pas exceptionnelle : on connait même certaines galaxies qui possèdent trois anneaux…

Crédit photo : NASA, ESA, Hubble Space Telescope

NÉBULEUSE DU CRABE

rémanent de supernova — nébuleuse du Crabe

La célèbre nébuleuse du Crabe (qu’on peut voir sur la photo ci-dessus prise par le télescope spatial Hubble) est historique dans la mesure où ce fut la première à avoir été associée à l’explosion d’une supernova. L’explosion de cette étoile massive fut en l’occurrence observée par les astronomes chinois de la dynastie Song durant deux ans, de 1054 à 1056 et resta l’objet le plus lumineux du ciel nocturne à l’exception de la Lune. (Durant 23 jours elle était même restée visible en pleine journée). Ses restes concentriques (appelés rémanent) qui forment la nébuleuse proprement dite furent étudiés pour la première fois par John Bevis en 1731.

S’étendant sur près de 10 années-lumière, la nébuleuse du Crabe est située à environ 6300 années-lumière de nous, en regard de la constellation du Taureau, et la vitesse d’expansion du rémanent est de 1500 km/s.

Comme on peut le voir, la nébuleuse forme un réseau assez complexe comprenant de nombreux et mystérieux filaments composés principalement d’hélium, d’hydrogène et de quelques métaux lourds, le tout provenant de l'atmosphère de l'étoile de départ.

Au centre, le noyau résiduel de l’étoile apparaît sous la forme d’un pulsar, c’est-à-dire d'une étoile à neutrons en rotation rapide. Rappelons qu’une étoile à neutrons est le stade terminal hyperdense de certaines étoiles massives (plus petites comme le Soleil elles finissent en naines blanches et plus grosses elles donnent naissance à des trous noirs).

Tournant sur eux-mêmes à grande vitesse (parfois plusieurs centaines de fois par seconde), ces pulsars émettent un champ magnétique et lorsque qu'ils sont alignés avec la Terre, on perçoit ces émissions de façon cyclique, à la manière d’un phare dans l’espace, des pulsations qui donnent leur nom à ce type d’étoiles.

Le pulsar qui se trouve au centre de la nébuleuse du Crabe tourne sur lui-même au rythme de 30 fois par seconde.

Crédit photo : NASA, ESA, Hubble, J. Hester, A. Loll (ASU) / ASD de NASA / GSFC & Michigan Tech. U.

LE CASQUE DE THOR (NGC 2359)

En regard de la constellation du Grand Chien, à environ 15 000 années-lumière de nous, on peut observer une bulle interstellaire ressemblant pour certains au casque du dieu nordique Thor ; il s’agit en fait d’une gigantesque nébuleuse diffuse à émission s’étendant sur à peu près 30 années-lumière (découverte par William Herschel en 1785).

L’origine de cette étrange figure est l’étoile située en son centre, une géante bleue hyperchaude au stade d’évolution dit d’étoile de Wolf-Rayet. Il s’agit d’une étape qui, chez certaines étoiles géantes, précède leur explosion en supernova.

En effet, après avoir épuisé leur hydrogène, ces étoiles fusionnent leur hélium puis des corps plus lourds. Dès lors, elles produisent d’énormes vents stellaires en éjectant de grandes quantités de substance au point que leur centre disparaît derrière une bulle de matière. Ce stade d’étoile de Wolf-Rayet dure peu : quelques centaines de milliers d’années, voire parfois un million d’années avant l’explosion.

La couleur vert-intense de la nébuleuse est la conséquence des fortes émissions d’oxygène présent dans le nuage de gaz.

Crédits-photo : Robert Nemiroff (MTU) & Jerry Bonnell (UMCP) / ASD de NASA / GSFC & Michigan Tech. U.

Pour en savoir plus sur les étoiles géantes : étoiles géantes par Céphéides

UNE ÉTRANGE SPIRALE

binaire; géante rouge en fin de vie — LL Pegasi (en haut à gauche)

Nous avons déjà eu l'occasion de voir ici-même de curieuses images dans l'espace (nébuleuses diverses, rémanents de supernovas, galaxies, amas globulaires, etc.) mais quel est donc le phénomène qui entraîne cette étrange et régulière spirale qu'on aperçoit sur la photo à gauche de l'étoile brillante du premier plan ?

Il s’agit en réalité d’un système binaire appelé LL Pegasi (AFGL 3068) composé d’une étoile en fin de vie et arrivée au stade de nébuleuse planétaire (c’est-à-dire lorsqu’elle expulse ses couches externes sous la forme de coquilles qui se désagrègent dans l’espace en quelques milliers d’années) et de son compagnon.

Et, ici, ce qui rend l’image différente, c’est la présence de ce compagnon. La géante rouge qui meurt laisse en effet échapper son gaz et la forme en spirale correspond à la trace laissée par le couple d’étoiles qui gravite à l’intérieur. Compte-tenu du taux d’expansion régulier du gaz, on sait qu’une nouvelle couche doit apparaître tous les 800 ans, ce qui correspond à la période orbitale des deux étoiles l’une autour de l’autre.

La photo a été prise par le télescope spatial Hubble ; la spirale n’est sans doute visible que grâce à la lumière des étoiles voisines qu’elle réfléchit.

Sources image : Astronomy Picture of the Day (NASA)

LE CRABE AUSTRAL

système stellaire multiple — le Crabe Austral

Voici encore une forme céleste bizarre. Comme LL Pegasi décrit précédemment, il s’agit d’un système stellaire binaire, c'est-à-dire associant deux étoiles liées entre elles, un modèle très fréquent dans le cosmos.

Toutefois, le couple stellaire est ici formé d’une naine blanche (un cadavre d’étoile) et d’une géante rouge variable de type Mira, c'est-à-dire elle-même dans la toute dernière période de sa vie. La naine blanche qui va progressivement s’éteindre au fil des millions d’années est bien plus chaude que la géante rouge. Les pulsations de cette dernière envoient ses couches extérieures sur la naine blanche mais celle-ci présente de temps à autre des éruptions qui chassent le gaz qui l’entoure au dessus et en dessous du disque stellaire central, donnant cette image en sablier, ou plus globalement d'une sorte de crabe de l’hémisphère sud (ne pas confondre avec la nébuleuse du Crabe que nous avons déjà évoquée plus haut et qui est un rémanent de supernova).

La forme centrale qui correspond aux deux étoiles tournant autour l’une de l’autre mesure une demi-année-lumière tandis que ce couple de mort se trouve à environ 7 000 années-lumière de nous, en regard de la constellation du Centaure. La photo a été prise par le télescope spatial Hubble à l’occasion de sa 29ème année d’activité..

Image : télescope spatial Hubble

ASD de NASA / GSFC & Michigan Tech. U

LE TRIPLET DU LION

interactions galactiques — Triplet du Lion

Dans l’hémisphère nord, on peut voir au printemps un superbe groupe galactique regroupant trois galaxies. Toutes les trois spirales, elles sont visibles sous des angles différents.

À gauche, c’est la galaxie du Hamburger (NGC 3628) qui est vue de profil, par la tranche, et qui se prolonge de chaque côté par des traînées opaques de poussière. Sa taille est d’environ 100 000 années-lumière mais avec son excroissance de poussière, elle s’étend sur près de 300 000 années-lumière.

En bas, à droite, la galaxie est répertoriée sous le sigle M66 et, au dessus d’elle, en haut, c’est M65. Ces deux galaxies sont suffisamment inclinées pour montrer leur forme en spirales.

Ces trois galaxies sont assez proches les unes des autres pour qu’elles s‘influencent : l’action des forces gravitationnelles est visible sur les bras étirés de M66 et sur le disque épaissi et déformé de NGC 3628. À terme, dans plusieurs milliards d’années, ces galaxies fusionneront pour n’en plus former qu’une seule, gigantesque.

Le triplet du Lion se situe par rapport à nous à une distance estimée de 30 millions d’années-lumière.

Crédits Robert Nemiroff (MTU), Jerry Bonnell (UMCP) et Jay Norris (représentant technique de la Nasa)

ASD de NASA / GSFC & Michigan Tech. U.

LA GALAXIE DU TÊTARD ET SA LONGUE TRAÎNE

interactions gravitationnelles galactiques — galaxie du Têtard

À partir des photos de « champ profond » du télescope spatial Hubble, il est possible d’individualiser certaines images comme celle de la galaxie du Têtard (arp 188), située à 420 millions d’années-lumière de nous, en regard de la constellation du Dragon (photo ci-dessus).

Et la question qu’on se pose immédiatement à son sujet est : pourquoi cette galaxie a-t-elle une queue aussi longue ? En effet, cette « traîne » s’étend sur près de 300 000 années-lumière, présentant des amoncellements d’étoiles géantes bleues, donc jeunes. L’explication est presque toujours la même : la galaxie du Têtard a rencontré une autre galaxie et les forces de marée alors générées lui ont arraché poussière, gaz et étoiles aboutissant à ce bizarre « détricotage ».

La galaxie responsable de cet immense tableau cosmique n’est pas loin (en termes astronomiques) puisqu’on la devine au travers du bras de la galaxie du Têtard, en haut à gauche : elle se trouve au-delà, à environ 300 000 années-lumière. À terme, elle viendra fusionner avec sa victime.

Mais cette fusion est prévue dans bien longtemps. Auparavant, la galaxie du Têtard perdra progressivement sa queue remplacée par de petites galaxies satellites à l’endroit où les amas d’étoiles sont les plus denses..

Crédits photo : Hubble Legacy Archive, ESA, NASA ; Traitement : Faus Marquez (AAE)

ASD de NASA / GSFC & Michigan Tech. U.

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