L'astronomie dans le monde - 05/2002

L’astronomie dans le monde

Arp 220

Le satellite X Chandra a obtenu la m eilleure im age à ce jour de deux galaxies du m êm e type que notre V oie L actée en plein e collision l ’une avec l ’autre. C e genre de phénom ène doit arriver de temps à autre à chaque galaxie et le fait d ’être les tém oin s de l’un d ’eux nous permet de m ieu x com prendre com m ent l ’uni­ vers est devenu ce q u ’il est maintenant. Le résultat d e la collision , Arp 220, est l ’exem ple

le plus proche d ’une « galaxie ultra-

lum ineuse », rayonnant avec m ille m illiards de fo is la puissance du S o leil. E lle est considérée com m e un élém en t clé pour la com préhension des conditions dans l ’univers primitif, lorsque d ’im posantes gala x ies et des trous noirs superm assifs étaient form és en quantités par d ’innom brables c o llisio n s intergalactiques.

Les astronom es pensent que la co alescen ce observée dans Arp 2 2 0 a engendré un épisode violen t de form ation stellaire et a en v o y é des ond es de choc dans l ’esp ace environnant. La fu sion d es deux galaxies pourrait aussi aboutir à la création d’un trou noir superm assif au coeur de l ’astre résultant.

D ’un point de vue astronom ique, le phé­ nom ène est très récent car il n ’a débuté que v o ici dix m illio n s d ’années.

L ’im age X de Chandra montre une région centrale brillante au centre d ’un nuage en form e de sablier. La température du gaz, éjecté à grande vitesse par les éto iles en formation, atteint d es m illion s de degrés.

Le noyau de Arp 2 2 0 est d ’un grand intérêt pour les astronom es p u isq u ’il apparaît com m e une source X au centre de l ’une des deux galaxies en interaction. L e centre de la seconde galaxie est peut-être aussi caractérisé par une source X beaucoup plu s faible. Il pourrait s ’agir de trous noirs superm assifs déjà présents avant la co llisio n .

G lobalem ent l ’énorm e lum inosité de Arp 2 2 0 n ’est pas due à un trou noir, m ais à la formation stellaire effrénée résultant de la collision. A v ec le temps cela devrait changer. Les deux trous noirs devraient fusionner en un seul et la quantité de gaz qui s ’y précipitera devrait augmenter considérablem ent, entraî­ nant une forte augmentation de la lum inosité.

Arp 220 par le satellite X Chandra (© NASA/SAO/CXC)

Sursauts gamma

Communiqué ESA

Le télescop e spatial de l ’ESA X M M - N ew ton confirm e l'hypothèse selon laquelle les su pem ovae seraient à l ’origine de sursauts gamma.

Les sursauts gam m a sont les exp losion s les plus puissantes qui aient jam ais été détectées dans l ’U nivers. E lles constituent l ’un d es plus grands m ystères de l ’astronom ie moderne, dans la m esure où leur origine n ’avait ju sq u ’ici

jam ais été clairem ent établie. D eu x grandes hyp othèses avaient été avancées par les astro­ nom es pour expliquer leur apparition : La collision d ’étoiles à neutrons - des étoiles mortes, extrêm em ent denses - ou l’explosion d ’étoiles très m assives, les supernovae. Les récents résultats obtenus grâce à XM M - N ew ton , le télescop e d e l ’E S A dans le rayon­ nem ent X , écartent la première de ces hyp othèses et confirm ent la seconde, au m oins en ce qui concerne le sursaut gam m a qui s ’est produit le 11 décem bre 2001.

C ’est en analysant l ’ém ission rémanente du sursaut gam m a dans le rayonnement X que les chercheurs ont pu détecter pour la première fois la présence d ’élém ents chim iques provenant sans conteste de l’exp losion d ’une supernova, survenue quelques jours avant le déclenche­ m ent du phénom ène. « N ous pouvons désor­ m ais affirm er en toute confiance que la

destruction d ’une étoile m assive, une

supernova, a provoqué un sursaut gam m a » a déclaré l ’astronom e de l’E SA Norbert Schar- tel, co-auteur de l ’article publié à ce sujet par la revue « Nature ». « Cependant, a-t-il ajouté, nous ne savon s toujours pas exactem ent ni com m ent ni pourquoi se déclenchent ces sur­ sauts qui constituent le phénom ène le plus violent découvert dans l ’Univers ».

Les prem iers sursauts gam m a ont été d écelés par hasard en 1967, grâce à des satel­ lites con çu s pour surveiller l ’application du Traité d ’interdiction d es essais nucléaires. C es satellites ont détecté une forte ém ission de rayons gam m a provenant non pas du voisinage de la Terre mais de l’espace lointain. Le m ystère a longtem ps subsisté. Les sursauts gamma peuvent se produire ju sq u ’à plusieurs fo is dans la m êm e journée, mais il ne durent que quelques m inutes et il n ’existe aucune façon de prévoir où et quand il apparaîtront. Ils sont donc très d ifficiles à étudier.

Pendant trois décennies, les astronomes n ’ont pas été en mesure de déterminer si l’origine d e ces exp losion s était proche, issue de notre propre V oie Lactée, ou lointaine, provenant de galaxies éloign ées. Ils sont cependant parvenus à mettre en place un sy s­ tème d ’alerte qui leur permet aujourd’hui de pointer rapidem ent leurs télescop es vers un point précis du ciel dès qu’un détecteur donne l’alarme et d ’observer ainsi, avant qu’elle ne

s ’évan ou isse, l ’« ém ission rém a n en te» d ’un sursaut gamma. On sait désorm ais que ce phénom ène se produit dans des ga la x ies d is­ tantes de plusieurs m illion s d ’an n ées lum ière de notre Terre.

Le plus long sursaut ja m a is observé

Scientifiquem ent baptisé « GRB 0 1 1 2 1 1 » le sursaut gam m a observé par X M M -N ew ton a été détecté pour la prem ière fo is le 11 décem bre 2001 à 19 heures 0 9 m inutes et 21 secon d es (Tem ps U n iversel) par le satellite italo-néerlandais B eppoS A X . L e sursaut a duré 2 7 0 secondes. C ’est le plus lon g jam ais observé par un satellite. Les prem ières an alyses ont perm is de confirmer, après plu sieu rs heures, qu’un sursaut avait bien été détecté e t l ’équip e B ep p oS A X a alerté la com m unauté astrono­ m ique. X M M -N ew ton a été pointé vers le lieu de l ’évén em ent on ze heures après qu e celu i-ci se fut produit. Cinq heures plus tard e t c ’ eût été trop tard. M ais la chance a souri aux astrono­ m es qui ont pu observer l ’ém ission rém anente alors que celle-ci était encore 7 m illio n s de fo is plus brillante (dans le rayonnem ent X ) q u ’une galaxie toute entière. C ’était la troisièm e fo is que l ’équipe X M M -N ew ton tentait d e capter une telle ém ission et les résultats des deux précédentes tentatives n ’avaient pas été pro­ bants.

Les observations effectu ées ce jour-là ont permis d e faire d eux constatations : d ’une part que de la matière projetée par la source se dirigeait très rapidem ent vers la Terre (à un d ixièm e de la v itesse de la lum ière) et d ’autre part qu’e lle provenait — selon les analyses chim iq ues effectu ées — de l ’exp lo sio n d ’une supem ova. On était donc en présence d ’une sorte de coquille sphérique de matière éjectée par une supernova très récente, portée à haute température par le sursaut gam m a, et en expansion rapide.

Magnésium, silicium, soufre, etc.

Les observations d ’X M M -N ew ton ont permis de détecter de grandes quantités de m agnésium , de siliciu m , de soufre, d ’argon et de calcium , mais très peu de fer. Il s ’agit là des matériaux com posant une é toile m assive ayant atteint le dernier stade d e son évolu tion , juste avant l ’ex p lo sio n qui la transforme en super­ nova. L es réactions nucléaires se produisant dans son noyau entraînent la fu sion d ’élém ents légers en élém ents plus lourds, ce qui produit l ’énergie qui fait briller l ’étoile. D ifférents élém ents sont syn th étisés à chaque stade d ’évolu tion de l ’étoile. L ’exp lo sio n d ’une su pem ova aurait ainsi éjecté cette matière dans l ’espace, produisant la sphère aperçue par X M M -N ew ton grâce à l ’illum ination produite par l ’ém ission rém anente du sursaut gamma.

Les astronom es ont été en m esure de ca l­ culer les dim ension s de la sphère : d ix m illiards de kilom ètres d e rayon. D isp osan t de ces données, et connaissant la v itesse de la matière éjectée, ils ont pu déterm iner que l ’exp losion de la supernova s ’était produite quelques jours avant le phénom ène.

La faib le présence de fer dans la matière détectée corrobore cette séqu en ce. Cet élém ent n ’apparaît en effet dans la matière éjectée par une su pem ova que d eux m o is environ après l ’exp lo sio n elle-m êm e. L es don n ées recueil­ lies ont égalem en t perm is d ’écarter l ’hyp o­ thèse d ’une co llisio n d ’é to iles à neutrons qui n ’aurait pas entraîné l ’exp u lsion des élém ents observés.

Le m ystère d es sursauts gam m a est cep en­ dant loin d ’être totalem ent élu cidé. Pourquoi toutes le s ex p losion s de su p em ova ne

sont-elles pas su ivies d ’un sursaut ? Q uel est au juste le m écan ism e physique qui déclenche ces phénom ènes ?

L ’ESA s ’apprête à lancer en octobre pro­ chain une nou velle m ission spatiale qui pourra répondre très précisém ent à ces questions. L ’Observatoire international du rayonnem ent gamma IN TEGR AL sera en effet le plus puissant instrument d ’étude du rayonnement gamma jam ais lancé dans l ’espace, capable de détecter les phénom ènes violen ts provenant des régions les plus reculées de l ’Univers.

Rappelons que X M M -N ew ton est le plus puissant télescope spatial dans le rayonnement X qui ait jam ais été m is en orbite. Il a été lancé le 10 décem bre 1999 de Kourou (G uyane) par une fu sée Ariane-5. Sa sensib ilité sans précé­ dent permet aux astronom es de se pencher sur nombre des én ig m es de l ’U nivers, com m e celle posée par l’apparition violen te des trous noirs ou c elle que constitue la formation des

galaxies. X M M -N ew ton peut égalem ent

observer des objets célestes situés dans notre propre systèm e solaire, com m e les planètes ou les com ètes.

D ’autres précisions sur le programme scientifique d e l ’E S A et sur X M M -N ew ton et INTEGRAL sont disponibles sur le site suivant : http://sci.esa.int

Tarentule en X

Le satelüte Chandra a obtenu une im age profonde en rayons X de la célèb re nébuleuse de la Tarentule, dans le Grand N u age de M agellan. E galem ent connue sous l ’appella­ tion 3 0 Doradus, cette nébuleuse contient Tune des régions de formation stellaire les plus actives du Groupe L ocal de galaxies. D es étoiles jeunes et m assives ém ettent un puissant rayonnement et des vents de gaz brûlants anim és de très grandes vitesses. Ces vents creusent d ’im m en ses bu lles dans le m ilieu interstellaire.

évidem m ent important de disp oser d ’autres m éthodes. L es naines blanches o n t déjà été utilisées pour cela et de n o u velles observations par le télescop e spatial H ubble ont permis de le refaire de façon très convaincante.

L es naines blanches sont des é to iles m ortes, qui se refroidissent co m m e les cendres d’un foyer éteint, m ais très, très lentem ent. Leur vitesse de refroidissem ent est connu e et il suffit de mesurer leur lum inosité pour connaître leur âge. Pour cela il faut connaître leur distance, ce qui est le cas si on les observe dans un amas stellaire bien connu, et proche afin que le s naines blanches restent v isib les.

Le télescop e spatial a observé l ’amas g lo ­ bulaire M 4 dans la constellation du Scorpion (cf couverture 2). Il s ’agit de l ’am as globulaire le plus proche. M algré cela les n ain es blanches que l ’on y a trouvées sont de m agnitude 3 0 , c’est dire la difficu lté de l ’entreprise. Il a fallu une pose totale cum ulée de huit jours pour obtenir l ’im age ci-d essou s. L es m esures d o n ­ nent un âge de 12 à 13 m illiards d ’années, ce qui ne contredit pas les valeurs adm ises pour l’univers.

La nébuleuse Tarentule vue en rayons X par Chandra

(© NASA/SAO/CXC)

En explosant com m e su pem ovae, des générations antérieures d ’étoiles ont laissé des v estig es so u s forme de pulsars et de nébuleuses dont l ’expansion perturbe le m ilieu ambiant et d éclenche d es instabilités conduisant à la for­ m ation de n ou velles étoiles.

Chandra a détecté au m oins onze éto iles très m assives, âgées d ’environ deux m illions d ’années, dans l ’am as brillant situé au centre de l ’im age. La plus brillante est M elnick 34, une étoile d ’une m asse égale à 130 fo is celle du Soleil, et située un peu à droite en bas du centre. Beaucoup d ’autres sources X n e sont pas résolu es mais sont certainem ent des étoiles. Plus bas, se trouve le reste de supernova N 157B et son pulsar associé.

L ’âge de l ’univers

L es astronom es se basent généralem ent sur la vitesse de l’expansion de l ’univers pour estim er son âge aux alentours de 14 milliards d ’années. V u l ’im portance de la question, il est

Région de l’amas M 4 étudiée par le HST (© NASA/HST)

Galaxies lointaines

L es radiogalaxies sont d es astres qui ém et­ tent de p rodigieu ses quantités d ’énergie. E lles peuvent être ob servées à de grandes distances. On les soupçonne de se trouver dans des amas dont les autres m em bres sont parfois trop faibles pour être aperçus. M ais les télescop es géants actuels sont en train de changer la donne. L e V L T d e LES O, au Cerro Paranal, a été utilisé pour observer quelques champs autour de radiogalaxies très lointaines. C ’est

ainsi que l ’on a constaté que T N J1338-1942 est entourée de nom breuses galaxies situées au m êm e redshift (4,1) indiquant une distance de 13,5 m illiards d ’années lum ière. Il s ’agit du groupe le plus distant jam ais observé.

La valeur du redshift d es galaxies a pu être vérifiée en prenant des spectres à basse réso­ lution qui montrent la raie Lym an alpha de l ’hydrogène à la longueur d ’onde de 620 nanomètres alors que la valeur en laboratoire n ’est que de 121,6 nanomètres.

3.0 [f ; ’i ,, ; J * 1 ' | | r é O •S | 1.5 1.0 0.5 r ., tMy " A J _ 650...675 ... 700 ’ '25 Wavelength (nm)

Spectra o f Galaxies in Cluster near Radio Galaxy TN J1338-1942 (VLT KUEYF.N + FORS 2)

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600

ESO PR Photo 1IIV02 (9 April 2002) €> Eumix-an Souihem Observatory

Galaxie encore plus lointaine

La galaxie qui détient le record actuel de distance est vue à gauche dans un filtre isolant la raie Lym an alpha d e l’hydrogène. A droite, une image beaucoup plus profonde (obtenue en lumière rouge) ne la m ontre pas. (Télescope Keck de 10 m)

Rayons cosmiques

D es g a la x ies hébergeant des trous noirs superm assifs calm es sem blent être à l ’origine des rayons cosm iq u es d ’ultra-haute énergie. C es rayons cosm iq u es sont aussi rares q u ’énergétiques (une seu le particule peut posséder autant d ’én ergie q u ’une balle de baseball lan cée à toute allure!) et on peut les observer depu is le so l par les ém ission s en cascades qu’ils produisent en traversant l’at­ m osphère.

Pour les astronomes, un trou noir super­ m a ssif « tranquille » est un accélérateur effi­ cace de particules, pouvant leur com m uniquant les vitesses extrêm es requises. Par contre, un trou noir « actif » serait environné d ’un rayonnement intense et les interactions entre photons et particules freineraient celles-ci.

Les observations patiem m ent accum ulées indiquent quelques provenances privilégiées, parmi lesquelles on a pu identifier quatre galaxies près de la queue de la Grande Ourse.

KBOs binaires

Les objets de la ceinture de Kuiper (K BO, Kuiper B elt O bjects) sont intrigants à plus d ’un titre. Leur dom aine est la zone qui s ’étend depuis l ’orbite de Neptune jusqu’à une cen ­ taine d ’unités astronom iques du Soleil. Leur premier représentant connu, Pluton, a tout d ’abord été classé parmi les planètes princi­ pales. D ep u is une décennie, des centaines d ’autres astres sont venus s ’ajouter, dont certains très im posants. Il est m êm e fort p o s­ sible q u e l ’on en découvre qui soient plus gros que Pluton. La ceinture de Kuiper sem ble être la sou rce d ’une grande partie des com ètes. Les K BO sont des astres prim itifs, vestiges des prem iers temps du systèm e solaire, ni planètes, ni astéroïdes. M ais oserait-on qualifier Pluton et son satellite Charon de com ètes?

D epuis quelques m ois, l ’observation atten­ tive des K BO s laisse apparaître une proportion anorm alem ent é le v ée de binaires. L a cause en est encore inconnue, m ais c ’est une aubaine pour les astronom es car, grâce aux lois de Kepler, l’analyse des m ouvem ents orbitaux permettra de mesurer la m asse de ces objets.

Et en cas d ’éclip ses, on pourra en déterminer la taille et donc la densité, ce qui sera d ’une aide précieuse pour en révéler la nature exacte.

Kuiper B e lt O b je ct 1998 WW 31 July 2001 \ A ugust 2 0 0 1 ^ ^ \ S e p te m b e r2001......— jjjr

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M ouvement orbital du satellite de 1998 W W 31, le premier KBO double découvert. (© NA SA/C. Veillet)