L'astronomie dans le monde - 06/1999

152 - Le Ciel, juin 1999

L ’astronomie dans le monde

Upsilon Andromède

L ’étoile upsilon de la constellation d 'A n ­ drom ède est entourée d ’un cortège d ’au m oins trois planètes. C ette découverte, réalisée indépendam m ent par deux groupes d ’astro­ nom es am éricains, constitue un pas im portant dans l’étude des « exoplanètes ». Pour la prem ière fois on a la preuve de l’existence d ’un autre systèm e solaire et non pas d ’une planète unique. On pourra donc essayer de déduire des lois dans la distribution des masses et des distances et en tirer des conclusions sur la form ation de ces m ondes.

Sans doute faut-il tem pérer notre enthou­ siasm e. Ces planètes sont assez particulières et ce systèm e solaire est encore bien différent du nôtre, fl ne faut cependant pas trop s’en éton­ ner. C ela est dû à un effet de sélection obser­ vationnelle et le systèm e observé n’est probablem ent guère représentatif. Les m éthodes d ’observation actuelles ne perm et­ tent de déceler que des planètes m assives (les m asses des trois astres sont d ’au m oins 0,7, 2 et 4,6 fois celle de Jupiter) et proches de leur soleil (les distances sont de 0,05, 0,83 et 2,5 unités astronom iques). Il y adonc peut-être une m ultitude de systèm es bien plus sem blables au nôtre et qui n ’attendent que le développem ent de nos m oyens d ’investigation pour être découverts. Les astronom es s ’em ploient d ’ailleurs activem ent à m ettre au point ces nouvelles techniques afin de régler cette question dans les années à venir.

La m éthode utilisée par tous les groupes im pliqués dans ce genre d ’étude est de m esurer les variations infim es de la vitesse de l’étoile induites par le m ouvem ent orbital des planètes. Plus la planète est m assive et l’orbite serrée, plus l’étoile est perturbée, et plus la mesure est facile.

Des télescopes puissants, m unis de spec- troscopes à très haute résolution apportent une solution évidente, à condition de consacrer suffisam m ent de tem ps à ces program m es et d ’assurer un suivi régulier. Ce dernier point va à l ’encontre des usages actuels qui sont de n ’accorder qu ’un nom bre restreint de nuits à des program m es qui sont assurés d ’une renta­ bilité im m édiate. (Eh oui! l’astronom ie ne fait pas exception dans cette course à la rentabilité). H eureusem ent quelques groupes aux U SA et en Europe ont pu se lancer dans ces projets de grande envergure, et parm i eux le groupe de l ’observatoire de G enève, dirigé par M ichel M ayor qui a découvert la prem ière exoplanète en 1995.

Revenons au cas d ’upilon A ndrom ède pour souligner la particularité de ce systèm e. La prem ière planète n ’est située q u ’à sept m illions de kilom ètres de l ’étoile, beaucoup plus proche que M ercure ne l ’est du Soleil. La tem pérature doit y atteindre des valeurs considérables. C om m ent des planètes géantes, obligatoire­ m ent gazeuses com m e Jupiter, peuvent-elles s ’être installées sur pareilles orbites?

Signalons pour term iner q u ’un systèm e encore plus étrange avait déjà été découvert en 1992. Il s ’agissait en fait des toutes prem ières planètes extrasolaires. M ais, orbitant autour d ’un pulsar et non autour d ’une étoile ordi­ naire, les astronom es ont décidé de les consi­ dérer à part.

L ’expansion de l ’univers

Basé su r le Press R elease S T S cl PR 99-19

U ne équipe de scientifiques travaillant avec le H ubble Space T elescope a annoncé avoir mené à bien ses efforts pour déterm iner la distance exacte de galaxies très lointaines, un élém ent capital pour évaluer l ’âge, la taille et le destin de l ’univers.

A vant le HST, on ne savait pas si l’univers était âgé de dix ou vingt m illiards d ’années. L ’incertitude sur sa taille était si grande que les astronom es ne pouvaient pas répondre aux questions les plus essentielles sur son évolu­ tion. M aintenant, il en va autrem ent et la cosm ologie peut enfin se baser sur des données précises.

D epuis 70 ans et la découverte par Edwin H ubble de la récession générale des galaxies en raison directe de leur distance, les astrono­ m es ont cherché à déterm iner la constante de proportionnalité de cette loi : la constante de Hubble. Au m om ent du lancem ent du Space Telescope, en 1990, les valeurs avancées allaient de 50 à 100 kilom ètres par seconde et par m égaparsec, soit une incertitude d ’un facteur deux. Le Space telescope a perm is de ram ener cette fourchette à une vingtaine de pour cent autour d ’une m oyenne de 70 km /sec/M pc.

C ’est grâce à l ’observation précise de 18 galaxies ju sq u ’à une distance de 65 m illions d ’années lum ière (20 m égaparsecs) que les astronom es du HST ont réalisé cette perfor­ mance. Ils ont découvert et analysé 800 étoiles variables de la classe des céphéides. Ces variables ont un éclat bien connu, et on peut donc en déterm iner directem ent la distance.

En com binant ces déterm inations avec une estim ation de la densité de l’univers, les astronom es ont calculé que l ’âge de l ’univers est de douze m illiards d ’années, soit approxi­ m ativem ent le m êm e âge que les étoiles les plus vieilles que l’on connaisse (des études antérieures avaient conduit au paradoxe d ’un âge inférieur à celui de certaines étoiles).

C e résultat suppose repose sur l’hypothèse que la densité de l’univers est en dessous de la valeur critique, celle qui m arque la transition entre une expansion éternelle et une contrac­ tion vers un Big Crunch (voit figure ci- dessous).

Hubble Diagram fo r Cepheids

Diagramme de Hubble obtenu en mesurant la distance de céphéides extragalactiques. La constante de proportionnalité entre la vitesse et la distance est estimée à 70±7 km/sec/Mpc.

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Possible Models of the Expanding U niverse

r

A decelerating universe reaches its cu rren t size in the least am ount o f tim e. The universe could eventually c o n tra ct and collapse into a "big crunch" o r expand indefinitely. A coasting universe (center) is o ld e r than a decelerating universe because it takes more tim e to reach its présent size, and expands forever. An accelerating universe (rig h t) is o ld e r still. The rate o f expansion actually increases because o f a répulsive force th a t pushes galaxies apart.

Modèles possibles de l’expansion de l’univers. Si l’expansion est freinée (cas de gauche) l’uni­ vers met moins de temps pour atteindre l’état actuel que s ’il est accéléré (à droite). Le cas criti­ que où l’expansion n’est ni freinée ni accélérée (« coasting ») est intermédiaire.

Astéroïdes doubles

Il n ’y a pas si longtem ps que cela, personne n ’aurait im aginé que les astéroïdes, ces petites planètes qui orbitent pour la plupart entre Mars et Jupiter, puissent avoir des satellites. Leur faible gravité sem blait interdire ce genre de systèm e, d ’autant que l’encom brem ent des orbites ne devait pas favoriser des associations stables. Seul H ergé avait pensé a m ettre le capitaine H addock en orbite — éphém ère — autour d ’Adonis.

A ussi les prem ières indications de duplicité furent-elles reçues avec scepticism e. Elles provenaient de l’observation d ’occultations lunaires. Le signal, au lieu de s ’évanouir ou de réapparaître rapidem ent lorsque le bord lunaire se déplace devant l ’astéroïde, sem ble parfois

effectuer une pause. Cela peut indiquer que l’objet est double — il y en fait deux occul­ tations rapprochées — ou que l’enregistreur a des problèmes.

Les observations des variations d ’éclat d ’astéroïdes au cours de leur rotation sur eux-m êm es suggèrent parfois des éclipses. En général, on peut expliquer les variations par la form e irrégulière des astéroïdes que l ’on voit tantôt de face ou de profil. U ne texture non uniform e peut aussi influencer les courbes de lum ière M ais, dans certains cas, ces explica­

tions sont tout à fait insuffisantes et il faut faire intervenir un com pagnon.

Les cratères d ’impacts, surT erre com m e sur d ’autres planètes, livrent aussi des indices : ils sont parfois couplés, com m e si deux m étéorites ou astéroïdes voyageant de conserve en étaient

à l’origine.

Enfin, des form es curieuses, en haltères, ont été suggérées par les études radar de quelques astéroïdes s ’étant suffisam m ent approchés de la Terre.

La preuve indiscutable de l ’existence d ’as­ téroïdes doubles vint évidem m ent avec la prem ière im age de l ’astéroïde Ida, prise en 1993 par la sonde G alileo. On y voyait un petit satellite, nom m é depuis D actyl, tournant à une centaine de kilom ètres d ’Ida.

De nouvelles indications continuent de s ’accum uler, com m e la prem ière im age d ’un astéroïde double obtenue depuis le sol. Des m éthodes d ’optique adaptative appliquées au télescope de 3m 60 d ’H aw aii ont perm is de séparer l’im age de l ’astéroïde Eugenia de celle de son satellite orbitant à 1200 km de lui. Les deux astres m esurent respectivem ent 214 et 15 km de diam ètre, ce qui en fait des objets tout à fait respectables.

Sursaut gamma vu par Antu

Le 23 janvier, l ’expérience BATSE (Burst and T ransient Source Experim ent) du satellite gam m a C om pton décelait un nouveau sursaut gam m a, G RB 990123 (voir Le Ciel, février 1999). Q uelques secondes plus tard, inform é de cette découverte, le réseau de cam éras R O TSE-I (Robotic Optical Transient Search E xperim ent) révélait pour la prem ière fois le phénom ène optique associé au sursaut gam m a : une rapide augm entation d ’éclat suivie d ’un déclin progressif.

Enhardis par cet exploit, les astronom es du m onde entier sont à l’affût des annonces de sursauts gam m a (GRB, pour G amma-Ray Burster) afin de suivre au m oins en partie la phase du déclin optique et de préciser la nature de ces phénom ènes extrêm em ent violents.

C ’est ainsi q u ’un GRB survenu le 10 mai et enregistré par le satellite C om pton fut observé après m oins de 9 heures par un télescope du South A frican A stronom ical O bservatory et, dès le lendem ain, par une noria de télescopes en A m érique du Sud : pratiquem ent tous les instrum ents de l’observatoire de l’ESO, à la Silla, et l’un des 8m 20 de l ’observatoire du

Paranal. O utre le suivi de la courbe de lum ière, les astronom es ont pu m esurer la polarisation du rayonnem ent et obtenir un spectre.

Le spectre (voir Fig. ci-dessous) m ontre des raies d ’absorption dues à des nuages de gaz situés sur la ligne de visée, entre nous et le G R B . La mesure du redshift de ces raies fournit donc une lim ite inférieure de la distance du GRB — selon la loi de Hubble liant la distance et la vitesse d ’éloignem ent. Le redshift trouvé est considérable, de l’ordre de 1,6, ce qui correspond à sept m illiards d ’années lum ière, à peu près la m êm e valeur que pour l’événe­ m ent du 23 janvier. Il ne s ’agit naturellem ent que d ’une simple coïncidence, m ais cela confirm e l’éloignem ent gigantesque des astres responsables de ces sursauts.

A la page suivante on pourra com parer des im ages du cham p de G RB 990510 prises pen­ dant l’événem ent (télescope A ntu de 8m 20) et bien avant (1986, télescope Schm idt ESO de lm ). On identifie facilem ent le GRB.

Spectre du GRB du 9 mai, obtenu par le téles­ cope de 8m20 de l’ESO au mont Paranal. (© ESO)

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Deux images du GRB prises à 13 ans d’intervalle. (© ESO)

Un radio télescope géant au Chili

Selon ESO press release 09/99 A L M A (A tacam a Large M illim eter Array) est le nom retenu pour un nouveau projet de télescope géant travaillant dans les ondes m illim étriques et sub-m illim étriques. Ce pro­ je t réunit les Etats-U nis et l’Europe, celle-ci sous la form e d ’une collaboration entre des organism es de recherche de France, Hollande, A llem agne, R oyaum e-U ni et l’ESO. La B el­ gique n ’est donc pas totalem ent absente de cette initiative étant donné qu ’elle dispose d ’une toute petite part dans l ’ESO. Une pro­ chaine participation du Japon est à l’étude.

D ans une configuration envisagée à l ’heure actuelle, A lm a pourrait réunir 64 antennes de 12 m ètres de diam ètre réparties sur une surface de 10 kilom ètres de diam ètre et travaillant à l ’unisson pour fournir des im ages d ’une finesse inégalée.

Pour réaliser pleinem ent le potentiel d ’ un tel instrum ent, il faut disposer d ’un site dont l’atm osphère est la plus transparente possible aux longueurs d ’ondes envisagées. Cela signifie un endroit sec et de haute altitude. On a donc tout naturellem ent pensé au haut plateau du désert d ’Atacam a, au Chili, qui est le désert le plus aride du monde. Un m eilleur site ne peut se trouver que dans l ’espace.

A lm a sera capable de détecter des signaux très faibles puisque sa surface totale sera de 7000 m ètres carrés, plus grande q u ’un terrain de football. La surface de chaque antenne devra être ajustée avec une précision de l’ordre de 25 m icrom ètres pour ne pas dégrader les images. En com binant par ordinateur les im ages pro­ duites par toutes les antennes dispersées sur une dizaine de kilom ètres, on arrivera à sim uler un télescope géant d ’une taille équivalente. La résolution angulaire attendue est de 0,01 seconde d ’arc!

Le potentiel scientifique de ce radio téle­ scope est im m ense. A lm a pourra exam iner la form ation des galaxies les plus lointaines, et donc les âges les plus reculés. En effet, la lum ière de ces galaxies est tellem ent décalée vers le « rouge » par effet D oppler q u ’elle se retrouve dans les dom aines m illim étriques ou sub-m illim étriques. A lm a pourra aussi péné­ trer les nuages de poussières dans lesquels naissent les étoiles — nuages qui sont opaques dans le dom aine optique et que m êm e le Hubble Space T elescope ne peut explorer. L ’analyse fine des disques de poussières autour d ’étoiles

jeunes pourrait déboucher sur la découverte de systèmes planétaires.

Plus près de nous, A lm a pourra étudier les atm osphères des différentes planètes du sys­ tème solaire et analyser la com position des com ètes, ce qui perm ettra de déduire les conditions physico-chim iques régnant dans la nébuleuse proto-solaire.

Si tout se déroule com m e l ’espèrent les scientiques, le télescope pourrait devenir opérationnel dans m oins d ’une dizaine d ’an­ nées.

Site proposé pour Alma. La montagne de droite est le mont Chajnantor (5600m). A gauche, au loin, le cône parfait du volcan Licancabur (5900m).