Un atlas des interactions entre galaxies

COLLISIONS. La plupart des galaxies ont été en interactions avec une autre dans leur passé. C’est également le cas de la Voie Lactée, notre propre galaxie. Ces interactions, collisions ou fusions peuvent déclencher la formation de nouvelles étoiles et un regain d’activité autour du trou noir central des grosses galaxies. Mais ces phénomènes sont mal connus et difficiles à observer à l’échelle de temps humains. Grâce au télescope spatial Spitzer, les astronomes ont pu analyser en infrarouge 103 galaxies proches de la notre et identifier leurs interactions.

Pas forcément plus d’étoiles dans les systèmes en fusion
Pour reconnaître deux galaxies en interaction, les astronomes disposent de trois méthodes. Elles sont soient identifiées par leurs morphologies perturbées témoignant d’une rencontre fortuite, soit par leur intensité lumineuse dans les infrarouges signant un taux de formation d’étoiles élevé ou enfin tout simplement parce qu’elles sont proches l’une de l’autre. Les astronomes ont utilisé le télescope spatial Spitzer pour recourir à la dernière et à la plus simple des méthodes en examinant 3000 galaxies et leurs distances les unes par rapport aux autres. Elles ont été photographiées en infrarouge et des données optiques ont complété les observations.
Le résultat indique que 17% des galaxies sont proches de leur voisines, 3% (103) sont en interaction et 32 galaxies (donc 1%) ont déjà fusionnées. Pour les systèmes en interaction, le processus est parfois à peine commencé tandis que d’autres ont entamé leur rapprochement depuis des millions d’années.
DISTORSIONS. Les astronomes ont analysé leurs données et particulièrement observé le taux de formation d’étoiles au sein de ces galaxies en interaction. Ils indiquent que ce taux augmente effectivement dans les spirales des galaxies en fusion mais pas forcément autant qu’attendu. En définitive, sur cet échantillon, les systèmes présentant des distorsions morphologiques claires ne font  pas plus d’étoiles que les systèmes non perturbés. Les différents calculs et observations effectués sont regroupés sous forme d’atlas mis à la disposition des astronomes. Ils faciliteront les futures recherches sur les galaxies en interaction.

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Paris, 10 Décembre 2014

Rosetta : les premiers résultats de l'instrument ROSINA

Les premières mesures de l'instrument ROSINA de la mission Rosetta révèlent que le rapport Deutérium/Hydrogène (ou D/H) de la comète 67P/Churyumov-Gerasimenko est fortement enrichi en deutérium. Ces résultats sont en désaccord avec les hypothèses qui attribuent une origine cométaire à l'eau présente dans l'atmosphère et les océans terrestres. Ils indiquent également que les comètes de la famille de 67P ne sont pas originaires d'une unique région, la ceinture de Kuiper : certaines pourraient provenir du nuage de Oort. Cette étude internationale, à laquelle participent des laboratoires rattachés au CNRS, à l'université Toulouse III – Paul Sabatier, à l'UPMC, à l'UVSQ, à l'université d'Orléans, à l'université de Lorraine et à l'université de Franche-Comté, avec le soutien du CNES, est publiée dans Science Express le 10 décembre 2014.
Nés il y a 4,55 milliards d'années, les différents corps qui composent le Système solaire - Terre, planètes, astéroïdes et comètes - ont, au départ, été formés à partir du même nuage de gaz et de poussière : la nébuleuse protosolaire. À partir de cette origine commune, ils ont évolué différemment en fonction de leur orbite, et donc de leur exposition au rayonnement solaire. Très éloignées du Soleil pendant l'essentiel de leur vie, les comètes n'ont pratiquement pas évolué et constituent les témoins privilégiés des conditions qui prédominaient lors de la naissance du Système solaire. Les compositions isotopiques de leurs principaux constituants sont donc susceptibles de fournir des informations uniques pour décrire les conditions et les processus de la formation du Système solaire, et notamment l'origine de l'eau sur Terre.
Le rapport D/H, constitue un marqueur clé pour déterminer l'origine de l'eau sur Terre, et comprendre le rôle qu'ont pu jouer les comètes et/ou les astéroïdes. L'étude détaillée des premiers spectres obtenus par l'instrument ROSINA, depuis son arrivée au voisinage de la comète, a conduit à une valeur du rapport D/H de 5,3 ±0,7 10-4 alors que sa valeur pour la Terre est 1,55 10-4. Ce rapport, fortement enrichi en deutérium par rapport à la Terre, ne concorde donc pas avec les hypothèses qui attribuent une origine cométaire à l'eau présente dans l'atmosphère et les océans terrestres, à l'inverse de ce que laissaient penser d'autres résultats sur les comètes de la famille de Jupiter1. La valeur du rapport D/H terrestre étant comprise dans la gamme des rapports D/H des astéroïdes situés entre Mars et Jupiter, l'eau des océans sur Terre pourrait ainsi provenir préférentiellement des astéroïdes et/ou de certaines comètes. Par ailleurs, les "réservoirs" cométaires sont situés à des distances considérables du Soleil : le nuage de Oort, par exemple s'étend jusqu'à plus de 105 UA2 et est la source des comètes de longue période telles Halley. La ceinture de Kuiper, située à plus de 50 UA, est quant à elle connue pour être à l'origine des comètes de la famille de 67P/Churyumov-Gerasimenko dites "comètes joviennes" car les parties lointaines de leur orbite sont voisines de l'orbite de Jupiter. Selon les nouveaux résultats de ROSINA, les comètes de cette famille ne proviendraient pas toutes d'une région source unique, la ceinture de Kuiper : certaines pourraient provenir du nuage de Oort.
Les chercheurs souhaitent désormais continuer à décrypter la composition chimique et isotopique de l'atmosphère de 67P/Churyumov-Gerasimenko, notamment pour d'autres espèces gazeuses que l'hydrogène, comme les gaz rares ou l'azote. Ces mesures devraient permettre d'explorer en détail l'origine des éléments volatils sur Terre permettant l'apparition de la vie.
Les chercheurs français impliqués dans l'instrument ROSINA de Rosetta font partie : 
- du Laboratoire atmosphères, milieux, observations spatiales (LATMOS, CNRS/UPMC/UVSQ), 
- de l'Institut de recherche en astrophysique et planétologie (IRAP, CNRS/Université Toulouse III – Paul Sabatier). 
Ces deux laboratoires ont été très impliqués dès le départ dans la réalisation de l'expérience ROSINA dont le Principal Investigateur est le Pr Kathrin Altwegg de l'Université de Berne.
- du Laboratoire de physique et chimie de l'environnement et de l'espace (LPC2E, CNRS/Université d'Orléans), 
- du Centre de recherches pétrographiques et géochimiques (CRPG, CNRS/Université de Lorraine), 
- du laboratoire Univers, transport, interfaces, nanostructures, atmosphère et environnement, molécules (Institut UTINAM, CNRS/Université de Franche-Comté).
Ces travaux ont notamment bénéficié du soutien du CNES, de l'ESA et de l'ERC.

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Paris, 18 septembre 2014

L'origine d'Uranus et de Neptune enfin révélée ?

Une équipe de chercheurs franco-américains, pilotée par l'institut UTINAM (CNRS/Université de Franche-Comté)1, vient de proposer une solution au problème de la composition chimique d'Uranus et Neptune, fournissant ainsi des pistes pour comprendre leur formation. Les chercheurs se sont intéressés au positionnement de ces deux planètes, les plus lointaines du Système Solaire, et proposent un nouveau modèle expliquant comment et dans quelle zone elles se sont formées. Leurs résultats sont à paraitre le 20 septembre dans The Astrophysical Journal.
Uranus et Neptune sont les planètes les plus lointaines du Système Solaire. Elles possèdent chacune une masse d'environ quinze fois celle de la Terre, sont composées jusqu'à 90% de glace et sont riches en carbone. En raison de leurs caractéristiques particulières, la question concernant l'origine d'Uranus et de Neptune demeurait à ce jour irrésolue. Les observations du Système Solaire externe et les modèles antérieurs décrivant la formation des deux planètes ne permettaient pas d'expliquer comment celles-ci se sont formées dans la zone où elles se trouvent aujourd'hui. Située très loin du Soleil, cette zone ne contenait pas assez de blocs de construction pour former Uranus et Neptune suffisamment vite avant la dissipation de la nébuleuse primordiale. Une fois la nébuleuse dissipée, il est en effet impossible pour les deux planètes de mettre en place leurs enveloppes gazeuses.
Récemment, l'Observatoire spatial Herschel s'est intéressé à la composition isotopique d'Uranus et de Neptune et en particulier la mesure du rapport deutérium sur hydrogène (D/H). Le rapport D/H est un traceur utilisé en planétologie pour connaître l'origine des éléments ayant formés le Système Solaire. Ce rapport isotopique est très sensible à la température de la nébuleuse primordiale : il est faible à des distances proches du Soleil et augmente à des distances plus élevées. Les modèles dynamiques suggèrent qu'Uranus et Neptune se sont formés dans la même zone lointaine que les comètes, et donc devraient posséder un rapport D/H élevé. Cependant, les mesures d'Herschel montrent de manière surprenante que le rapport D/H dans les deux planètes est très inférieur à celui mesuré dans toutes les comètes.
Cette nouvelle étude résout tous ces problèmes à la fois. Le nouveau modèle proposé est basé sur des simulations détaillées de la distribution et du transport des éléments volatiles les plus abondants dans la nébuleuse primordiale du Système Solaire (H2O, CO et N2). Ces simulations montrent la présence de « pics » de densités de solides dans des régions où la température de la nébuleuse devient suffisamment basse pour permettre à un élément gazeux de se condenser (ou lignes de glace). Les résultats montrent que Uranus et Neptune se seraient formées au niveau de la ligne de glace du monoxyde de carbone (CO), ce qui expliquerait qu'elles soient constituées de solides riches en carbone mais appauvris en azote. L'accrétion des quantités importantes de CO avec une quantité faible de H2O cométaire donne la valeur D/H mesuré dans l'atmosphère de ces planètes. De plus, comme la ligne de glace de l'azote se trouve légèrement plus loin, les planètes se sont alors naturellement formées appauvries en azote. Le modèle proposé fourni des abondances en carbone et en azote compatibles avec les observations,  et permet d'établir que la formation d'Uranus et de Neptune s'est faite dans cette zone lointaine.

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L’activité de certaines étoiles perturberait la détection d’exoTerre
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Mercredi, 3 Mars 2010

Des chercheurs du Laboratoire d'Astrophysique de Grenoble (LAOG : INSU-CNRS, Université Joseph Fourier, Observatoire des Sciences de l'Univers de Grenoble)[1] viennent de réaliser une étude sur le rôle que peut avoir l'activité d'une étoile de type solaire, dans la détection d'exoplanète de type exoTerre. Si les taches et plage de l'étoile pendant sa période d'activité calme ne gêneraient pas la détection d'une exoTerre se situant dans une zone dite d'habitabilité, par contre les mouvements convectifs compromettent la détection de ce type d'exoplanète. Il est donc nécessaire de développer de nouveaux moyens de mesures et d'analyse pour dépasser cette limitation. Ce résultat fera l'objet de deux articles dans Astronomy and Astrophysics.
La plupart des exoplanètes connues à ce jour ont été détectées grâce à la méthode dite des « vitesses radiales ». Cette méthode se base sur une analyse très fine des spectres stellaires. Il s'agit de mesurer, pour chaque étoile suivie, les décalages de ses raies spectrales induits par son mouvement réflexe autour du centre de gravité du couple étoile-exoplanète.
Cette mesure nécessite l'obtention de spectres à très haute résolution et à très haute précision. Il est de plus indispensable de vérifier que les décalages mesurés ne sont pas dus à des effets parasites, liés en particulier à l'activité des étoiles observées.
On sait que le Soleil est sujet à un cycle d'activité, se traduisant par la présence de taches froides à sa surface, dont le nombre et la taille varient en fonction de son niveau d'activité, mais aussi de plages qui sont de grandes structures légèrement plus chaudes que le reste de la surface du Soleil. Ces deux types de structures ont une incidence sur l'éclat du Soleil et donc sur sa signature photométrique, et sur les vitesses radiales intégrées. Un troisième élément peut avoir une influence sur les données spectrales. Il s'agit du mouvement de convection à la surface du Soleil qui produit le phénomène de granulation.
Globalement, les mouvements ascendants occupant une plus grande surface que les mouvements descendants, les raies spectrales du Soleil « intégré » sont décalées vers le bleu (« convective blueshift »). Ce bleuissement est toutefois atténué significativement dans les régions magnétiques (taches et plages), dû à une granulation anormale dans ces zones.   Le spectre intégré du Soleil, lorsque celui-ci a des taches ou des plages à sa surface, sera décalé vers le rouge par rapport au spectre du Soleil calme. Au cours du cycle solaire, plages, taches et convection provoquent ainsi des variations complexes des vitesses radiales du Soleil.
Une équipe de chercheurs du LAOG (AML, NM, MD) a analysé en détail l'influence que pouvait avoir ces phénomènes sur la détection d'une exoplanète de type terrestre autour d'une étoile de type solaire, cette exoTerre se situant dans la zone dite « d'habitabilité ». Pour  cela, ils ont simulé les vitesses radiales que l'on mesurerait si le Soleil était une étoile voisine, en utilisant les données provenant d'observations du Soleil et couvrant la période 1993-2007. Au total, plus d'un million de taches et de structures brillantes ont ainsi été prises en compte au cours d'un cycle.
Les simulations font apparaître que la présence de taches et de plages au niveau de la surface du Soleil n'empêcherait pas la détection d'une exoplanète de type Terre dans sa zone habitable, pourvu que les mesures soient réalisées pendant une période de basse activité, et pourvu que l'étoile soit observée de manière très intensive, durant plusieurs années. En revanche, les mouvements convectifs compromettent une telle détection. De nouveaux diagnostiques et outils de mesure puis de correction de la convection doivent impérativement être trouvés et développés pour dépasser cette limitation.
Ces conclusions s'appliquent aux étoiles de type solaire uniquement, et de niveau d'activité semblable à celui du Soleil. Elles tirent parti des connaissances très détaillées que l'on a du Soleil. Elles permettent de mettre en évidence certaines limitations de la méthode des vitesses radiales, les besoins en termes de qualité instrumentale, les stratégies observationnelles à adopter, le choix des cibles, et les développements (modélisation) complémentaires nécessaires. Des études à venir tenteront d'aborder ces questions pour des étoiles de type spectral différent.

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