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La baisse de luminosité de Bételgeuse expliquée par des observations antérieures

La diminution très importante de luminosité de Bételgeuse de l'hiver dernier, suivie de son retour à la normale 6 mois plus avait pu être expliquée quelques mois plus tard par la présence d'un gros nuage de gaz et de poussière occultant une bonne partie de l'étoile. Une nouvelle étude effectuée à partir d'observations avec le télescope Hubble vient confirmer définitivement cette première conclusion, en montrant la présence d'un gros flux de plasma dans l'enveloppe de Bételgeuse dans les trois mois précédant la chute brutale de luminosité, et qui aurait produit un énorme nuage de poussière... Une étude parue dans The Astrophysical Journal.

La forte baisse de luminosité de la supergéante rouge Bételgeuse avait commencé en décembre 2019 et ce n'est qu'à la mi-février 2020 qu'elle commença à remonter. Très vite, les astrophysiciens ont essayé de comprendre ce qui se passait. L'analyse du spectre de l'étoile montrait qu'il ne pouvait pas s'agir d'un refroidissement partiel ou total de Bételgeuse, mais plutôt de la présence d'un écran situé entre elle et nous.  Pourtant, de telles supergéantes sont connues pour arborer de gigantesques zones froides, des taches stellaires monstrueuses bien plus grandes que les petites taches dont se pare notre Soleil de manière cyclique. A elles seules, de telles taches stellaires auraient pu expliquer la baisse de luminosité observée. Mais quelque chose ne collait pas avec cette explication. Toutes les longueurs d'ondes n'étaient pas diminuées de la même façon...

Andrea Dupree (Center for Astrophysics, Harvard & Smithsonian (CfA)) et ses collaborateurs avaient par bonheur observé Bételgeuse en ultra-violet à partir de janvier 2019, une étude planifiée sur trois ans avec l'objectif de monitorer les variations de l'atmosphère externe de Bételgeuse. Il faut se rappeler que Bételgeuse est une étoile variable, qui gonfle et dégonfle périodiquement sur un cycle de 420 jours, avec les variations de luminosité qui vont avec. Dupree et ses collaborateurs utilisent Hubble pour scruter les hautes couches atmosphériques de la supergéante qui sont échauffées par les cellules de convection turbulentes, notamment en observant les raies d'émission du magnésium ionisé.

Et ce qu'ils ont vu à dès septembre 2019 permet d'expliquer clairement ce qui s'est passé par la suite. 

Le flux intense de plasma qu'ils ont vu s'échapper d'une vaste cellule de convection sur la surface de la supergéante est selon eux passé de la chaude atmosphère aux couches plus froides où il se serait rapidement refroidi formant très vite de grains de poussière. Le nuage ainsi produit pouvait bloquer la lumière sur plus d'un quart de sa surface.

L'imagerie directe de Bételgeuse avait montré en janvier dernier qu'une bonne partie de son hémisphère sud était devenue beaucoup moins brillante que le reste de son disque. Or c'est environ au même endroit, au sud-est de Bételgeuse, que Dupree et ses collaborateurs américains et européens ont observé à l'automne cette grosse éruption de plasma deux à quatre fois plus brillante en UV que la normale se propageant à presque 900 km/s.

Les chercheurs pensent que la forte éjection de masse de l'automne dernier est liée au cycle de pulsation de Bételgeuse. A l'aide du télescope STELLA du Leibniz Institute, les astrophysiciens ont pu mesurer l'évolution de la vitesse du gaz à la surface de la supergéante. Et Bételgeuse gonfle en même temps que remontent ces cellules de convection. Ils en déduisent que les pulsations ébranlant l'étoile en fin de vie pourraient avoir aidé la propulsion du plasma dans son atmosphère et la production de poussière.

L'équipe de Dupree prévoit de poursuivre ses observations de Bételgeuse à partir de la fin août car elle est actuellement encore trop près du Soleil pour le télescope Hubble. mais un autre télescope spatial, STEREO, dédié à l'étude du Soleil, a déjà pu faire des images de Bételgeuse et a montré une étrange nouvelle baisse de luminosité entre mai et juillet... certes beaucoup moins importante que celle de l'hiver dernier, mais qui sait ? Le suivi de alpha Orionis n'en finit pas d'être haletant...

Source

Spatially Resolved Ultraviolet Spectroscopy of the Great Dimming of Betelgeuse

Andrea K. Dupree et al.

The Astrophysical Journal, Volume 899, Number 1 (13 August 2020)

https://doi.org/10.3847/1538-4357/aba516

Illustration

Schéma du phénomène ayant produit la forte diminution de luminosité de Bételgeuse (NASA, ESA, and E. Wheatley (STScI))

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#science #astrophysique #Bételgeuse

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La relation contre-intuitive entre masse et rayon des naines blanches mesurée par l'observation

La particularité des étoiles naines blanches est d’origine quantique : lorsque leur masse augmente, elles rétrécissent : leur rayon diminue. Elles deviennent donc de plus en plus dense, jusqu’à ne plus pouvoir se supporter elles-mêmes et à s’effondrer en étoiles à neutrons. Cette relation non intuitive liant masse et rayon des naines blanches, théorisée dans les années 1930 par Subrahmanyan Chandrasekhar vient d’être observée par une équipe d’astrophysiciens grâce à une méthode innovante. Une étude acceptée pour publication dans The Astrophysical Journal.

Vedant Chandra (Johns Hopkins University) et ses collaborateurs ont utilisé des mesures de redshift gravitationnel, un effet relativiste, déduites de données collectées par le Sloan Digital Sky Survey et par le télescope astrométrique Gaia sur plus de 3000 naines blanches. En mesurant le redshift gravitationnel, les chercheurs ont pu déterminer observationnellement le lien existant entre la masse des étoiles de leur échantillon et leur rayon. Le redshift gravitationnel est le décalage des longueurs d’ondes de la lumière vers le rouge qui est induit par la courbure de l’espace-temps produit par la gravitation, celle de l’étoile elle-même en l’occurrence. Son effet dépend du ratio entre masse et rayon de l’étoile. 

Les astrophysiciens ont mesuré la vitesse radiale des naines blanches à partir des raies d’absorption, leur rayon à partir des données de photométrie et de parallaxes, et leur gravité de surface à partir des spectres et de modèles atmosphériques. Bien évidemment, la lumière des étoiles est affectée par un autre décalage spectral qui est lié à leur vitesse relative par rapport à nous. Il a donc fallu éliminer cette part de décalage spectral avant de pouvoir isoler le décalage du redshift gravitationnel.

Les chercheurs ont pour cela classé les naines blanches de leur grand échantillon en fonction de leur rayon et de leur gravité de surface, puis ont moyenné le redshift des étoiles qui avaient les mêmes tailles, sachant qu’en moyenne, sur des grands nombres, le décalage spectral Doppler lié à la vitesse relative doit s’annuler, les mouvements étant aléatoires, avec autant s’éloignant de nous que s’approchant. Cette méthode laisse donc apparaître uniquement le redshift gravitationnel intrinsèque des étoiles. Comme l’échantillon de plusieurs milliers d’étoiles est divisé en groupes selon leur rayon, les astrophysiciens déterminent comment évolue le ratio masse/rayon en fonction du rayon, ou de la masse si on préfère, et donc comment évolue le rayon en fonction de la masse.

Comme les naines blanches deviennent plus petites lorsqu’elles sont plus massives, le redshift gravitationnel augmente également avec la masse, puisqu’elles sont plus denses. C’est exactement ce qu’observent Vedant Chandra et ses collaborateurs. Ces résultats sont conformes avec la théorie de Chandrasekhar et ils montrent surtout que la méthode utilisée est tout à fait efficace et pourra permettre dans le futur à mieux contraindre les caractéristiques des naines blanches comme leur composition et leur évolution, en plus de l’équation d’état des électrons dégénérés, le phénomène quantique auquel elles doivent leur existence. La relation masse-rayon doit en effet être légèrement différente pour les naines blanches de types O/Ne et C/O, notamment pour les masses les plus grandes (les rayons les plus petits). Les incertitudes malgré tout toujours existantes ici ne permettent pas encore de distinguer les deux types de naines blanches à partir des courbes obtenues donnant le rayon en fonction de la masse, mais les astrophysiciens estiment que cela deviendra atteignable avec un échantillon de naines blanches plus grand et surtout avec l’exploitation d’étoiles binaires, dont la mesure de la vitesse radiale de la compagne pourra fournir une détermination plus précise de la vitesse radiale de la naine blanche du couple et donc de son redshift gravitationnel.

Un dernier paramètre peut influer sur la relation masse-rayon : c’est l’épaisseur de la couche d’hydrogène que contient la naine blanche. La masse d’hydrogène présente a été considérée dans cette étude par Verant Chandra et ses collaborateurs égale à 0,0001 fois la masse de l’étoile, soit une enveloppe plutôt épaisse. Comme la couche d’hydrogène doit varier en fonction de la masse de la naine blanche et de sa température, elle peut produire une variation comprise entre 1 et 15% sur la courbe de la relation masse-rayon. Là encore, l’incertitude des mesures ne permet pas de déterminer si la couche d’hydrogène est plutôt épaisse ou plutôt fine, mais ce n’est qu’une question de statistiques et un plus gros échantillon devrait résoudre la question.

Il est finalement tout à fait remarquable qu’une propriété quantique des étoiles naines blanches, la relation non triviale masse-rayon ait pu être mise en évidence grâce à un effet de la relativité générale. Comme quoi les deux théories irréconciliables de la physique peuvent parfois s’épauler…

Source

A Gravitational Redshift Measurement of the White Dwarf Mass-Radius Relation

Vedant Chandra et al.

Accepté pour publication dans The Astrophysicial Journal

https://arxiv.org/pdf/2007.14517.pdf

Illustration

La nébuleuse planétaire NGC2440 dont l'étoile centrale est la naine blanche la plus chaude connue (Pixabay / Wikiimages)

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#science #astrophysique #Etoiles #naine blanche

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Observation d'une galaxie mature dans l'Univers jeune grâce à une lentille gravitationnelle parfaite

Cet anneau de feu est une galaxie, une galaxie très lointaine, dont la trajectoire de la lumière a été très fortement défléchie par un effet de lentille gravitationnelle parfait produit par une galaxie située en avant-plan. C'est aussi une galaxie déjà très mature, pourtant située seulement 1,4 milliards d'années après le Big Bang. L'étude qui lui est consacrée vient de paraître dans Nature.

Comme au mois de mai dernier où déjà la découverte d'une galaxie ayant déjà bien formé son disque avait été rapportée, c'est avec le réseau de radiotélescopes ALMA que Francesca Rizzo (Max Planck Institut für Astrophysik, Garching) et ses collaborateurs ont étudié cette sublime galaxie gravitationnellement distordue qu'est SPT0418-47. Ils l'ont imagée par l'émission infra-rouge du continuum thermique provenant de la poussière ainsi que par la raie d'émission caractéristique du carbone ionisé une fois (la raie C II) à 158 μm. Cette raie d'émission apparaît très souvent dans le milieu interstellaire des galaxies à forte production de nouvelles étoiles.

Même si elle se situe environ à la même distance spatio-temporelle que sa consoeur du printemps dernier, cette galaxie là possède un petit plus, outre sa forme lentillée extrêmement singulière : une fois reconstruite, son image réelle montre qu'elle possède un beau disque en rotation, mais aussi un bulbe central. Bref, il s'agit d'une galaxie très semblable à notre Voie Lactée. C'est désormais la galaxie possédant un bulbe la plus lointaine connue.

Ses propriétés physiques (vitesse de rotation, vitesse de dispersion des étoiles, forme, ...) indiquent aussi qu'elle est stable et très peu turbulente. Elle ne montre cependant pas de bras spiraux. Mais le fait qu'elle apparaisse très calme peut remettre certaines idées en question sur l'environnement galactique de l'Univers jeune de cette époque selon Rizzo et ses collègues... Quoi qu'il en soit, SPT0418-47 est classée dans la catégorie des galaxies froides, mais avec un taux de formation d'étoiles élevé. 

L'effet de lentille gravitationnelle quasi parfait qui nous offre cet étonnant anneau est produit par la courbure de l'espace-temps provoquée par une galaxie d'avant-plan située à 3 milliards d'années-lumière de nous, située exactement dans le même axe de visée que celui de SPT0418-47. La lumière de la galaxie très lointaine est non seulement défléchie symétriquement, mais elle est aussi amplifiée, ce qui permet de visualiser plus facilement des détails avec ALMA, même si sa résolution spatiale est déjà exceptionnelle (200 années-lumière environ). Les chercheurs ont donc dû reconstruire l'image réelle de SPT0418-47 en modélisant parfaitement le puits gravitationnel de la galaxie lentille d'avant-plan, avant de pouvoir étudier de près ses caractéristiques physiques.

Les astrophysiciens notent que la courbe de rotation de la galaxie (sa vitesse de rotation en fonction de la distance de son centre) a une forme tout à fait typique de celles des galaxies spirales proches, indiquant la présence d'un bulbe : la vitesse de rotation montre une bosse à 0,2 kpc du centre galactique puis décline légèrement avant de rester constante pour un rayon supérieur à 1,5 kpc. 

SPT0418–47 a une masse stellaire de 12 ± 2 109 M⊙, une masse de matière noire de 1,7 ± 0,3 1012 M⊙, et une fraction de gaz de 0,53 (+0.06−0.08), ce qui fait 13 ± 2 109 M⊙, donc une masse baryonique égale à 25 milliards de masses solaires, 68 fois plus faible que sa masse de matière noire. Ces valeurs qui sont en accord avec les prédictions pour une galaxie déjà mature. Quant à son taux de formation d'étoiles, il est très élevé, comme attendu pour une galaxie encore très jeune, il vaut 352 ± 65 M⊙ par an... (300 fois plus que le taux de notre galaxie).

Il reste maintenant à savoir si toutes les galaxies de cette époque reculée sont aussi calmes et matures que SPT0418-47 ou bien si il s'agit d'une exception qui ne confirmerait pas la règle. L'avenir nous le dira...

Source

A dynamically cold disk galaxy in the early Universe

F. Rizzo, S. Vegetti, D. Powell, F. Fraternali, J. P. McKean, H. R. Stacey & S. D. M. White 

Nature volume 584, (13 august 2020)

https://doi.org/10.1038/s41586-020-2572-6

Illustrations

1) SPT0418-47 imagée par ALMA, avant reconstruction de l'image réelle (ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), Rizzo et al.)

2) Images brutes de SPT0418-47 à 158 μm (en haut) et reconstruites (en bas) (Rizzo et al.)

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#science #astrophysique #galaxie #galaxies

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Suivi en temps réel de la disparition / réapparition de la couronne d'un trou noir supermassif

Voir en quasi direct l'extinction puis le rallumage d'un noyau actif de galaxie... C'est ce qu'une équipe d'astrophysiciens relate dans un article qui vient d'être publié dans The Astrophysical Journal Letters. Le phénomène, extrêmement surprenant, pourrait avoir pour origine l'interaction d'une seule étoile avec le trou noir supermassif de la galaxie en question. Spoiler : l'étoile n'a pas survécu...

Claudio Ricci (Universidad Diego Portales, Chili) et ses collaborateurs n'en croyaient pas leurs yeux lorsqu'ils ont vu disparaître littéralement la source de rayons X associée au noyau actif de la galaxie 1ES 1927+65, puis réapparaître environ 300 jours plus tard. Il faut dire que les astrophysiciens ont eu beaucoup de chance d'avoir pu être les témoins de ce phénomène. Tout a commencé en mars 2018 lorsque le télescope du All-Sky Automated Survey for Super-Novae (ASSASN), dédié à la détection des supernovas, a enregistré une forte augmentation de luminosité de la galaxie à noyau actif 1ES 1927+65 dans le domaine visible et UV, une augmentation d'un facteur 40. Une telle augmentation de luminosité est quelque chose de commun pour un noyau actif de galaxie, mais il a tout de même attiré l'attention de Claudio Ricci et de plusieurs autres astrophysiciens, à tel point qu'ils sont parvenus à mobiliser de nombreux télescopes à rayons X pour essayer de suivre ce qui allait se passer dans ce domaine de longueurs d'ondes après le sursaut d'activité dans le visible.

Peu de temps après avoir commencé à suivre le rayonnement X provenant du voisinage proche du trou noir supermassif de la galaxie, le rayonnement issu de la "couronne" du trou noir, la zone située juste au dessus de son pôle, et qui et étroitement associé au disque d'accrétion qui l'entoure et aux champs magnétiques qu'il génère, Ricci et ses collaborateurs ont observé une brutale chute de la luminosité X : une chute d'un facteur 100 en l'espace de seulement 8 heures... Du jamais vu! Le suivi dans le temps devenu très vite passionnant, a fini par montrer une quasi totale extinction de la source de rayons X, avec une baisse de luminosité X d'un facteur 10 000 en seulement 100 jours... Les chercheurs ont notamment exploité le télescope NICER positionné à bord de l'ISS pour suivre l'évolution du flux de rayons X quotidiennement, ainsi que les télescopes spatiaux XMM-Newton, NuSTAR et Swift, plus sporadiquement mais sur une longue période de plus d'un an.

La couronne du trou noir supermassif semblait avoir complètement disparu. Or on estime que la couronne d'un trou noir supermassif, communément présente dans les noyaux actifs de galaxies, est produite lorsque des particules chargées sont piégées et accélérées localement dans des boucles de reconnexions de champ magnétique au dessus du pôle du trou noir. Ces reconnexions de lignes de champ magnétique apparaissent après qu'elles ont été distordues et brisées par l'effet de la rotation très rapide du disque d'accrétion du trou noir au plus près de l'horizon des événements. La disparition de cette couronne émettrice de rayons X énergétique doit donc être directement liée à la zone la plus interne du disque d'accrétion du trou noir selon les chercheurs. Si elle a disparu soudainement, c'est donc le signe qu'il s'est produit quelque chose dans la zone interne du disque d'accrétion du trou noir... C'est ce raisonnement qui amène Ricci et ses collaborateurs à proposer une hypothèse très intéressante pour expliquer le phénomène : une étoile aurait pu avoir été disloquée par le trou noir par effet de marée gravitationnelle, et ses débris auraient eu pour effet de "creuser" le disque d'accrétion de gaz dans sa région interne, la plus proche de l'horizon des événements. L'interstice créé ainsi dans le disque d'accrétion aurait suffit pour éteindre complètement les lignes de champ magnétique et donc la couronne du trou noir.  

Ce qui a mené les astrophysiciens sur cette piste audacieuse, c'est simplement la forte hausse de luminosité dans le visible qui avait été observée au départ par ASSASN. Elle apparaît en effet tout à fait cohérente avec une destruction maréale d'étoile par un trou noir supermassif de 1 million de masses solaires d'après Ricci et ses collaborateurs. Cette dislocation aurait déstabilisé suffisamment la région interne du disque d'accrétion pour y créer l'interstice suffisant pour modifier fortement la forme globale du champ magnétique généré par le disque d'accrétion autour du trou noir.

Les chercheurs calculent ensuite à partir de cette hypothèse quelle doit être la distance séparant la couronne du trou noir, à partir de l'estimation des autres paramètres en jeu comme la masse du trou noir  (1 million de masses solaires) et la distance maximale pour produire une destruction d'étoile avec cette masse. Le résultat est 4 minutes lumière, soit à peine 75 millions de km du centre du trou noir. Ce résultat est le plus précis concernant les caractéristiques de la couronne des trous noirs supermassifs.

Depuis, la couronne du trou noir  de 1ES 1927+65 est réapparue, même si elle est moins lumineuse en rayons X qu'avant sa brutale disparition. Ricci et ses collaborateurs ont tout de même décidé de continuer à suivre l'évolution de cette source qui pourrait d'après eux encore montrer des surprises...

Source

The Destruction and Recreation of the X-Ray Corona in a Changing-look Active Galactic Nucleus

C. Ricci et al.

The Astrophysical Journal Letters 898, L1  (16 july 2020) 

https://doi.org/10.3847/2041-8213/ab91a1 

Illustration

Vue d'artiste du phénomène proposé par Ricci et al. pour expliquer la disparition brutale de la couronne du trou noir de 1ES 1927+65 (NASA / JPL-Caltech.)

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#science #astrophysique #trou noir

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Etoiles massives : une naissance par à-coups

Le grossissement des étoiles lors de leur formation est un peu mieux compris grâce à l'observation rare d'un disque en forme de spirales autour d'une étoile massive naissante. Cette découverte suggère que les étoiles massives grossissent par à-coups. Une étude publi��e dans Nature Astronomy.

C'est une étoile en cours de formation mais qui pèse déjà 12 masses solaires que Xi Chen (Université de GuangZhou) et ses collaborateurs ont étudiée dans le domaine des ondes radio en mesurant des raies d'émission de type maser correspondant à trois molécules : HDO, HNCO et 13CH3OH. L'étoile en question est nommée G358-MM1 et se trouve à 22000 années-lumière. Elle a été observée avec le radiotélescope chinois de 65 mètres Tianma Radio Telescope (TMRT) et avec l'américain Karl Jansky Very Large Array (VLA). L'imagerie des émissions radio des molécules caractéristiques permet aux astrophysiciens de déterminer la présence de sous-structures en forme de spirales dans le disque d'accrétion entourant la toute jeune étoile. Des simulations numériques avaient déjà prédit que de telles sous-structures pouvaient être produites dans un disque instable gravitationnellement autour d'une étoile jeune de grande masse. Et des observations à haute résolution effectuées avec ALMA avaient également montré la présence de telles spirales. Une bouffée d'accrétion, qui est la manifestation d'une brutale augmentation du taux d'accrétion induite par une instabilité gravitationnelle dans le disque, peut se traduire par une brusque augmentation de luminosité. Mais jusqu'à aujourd'hui, le lien entre ces bouffées d'accrétion et la présence de sous-structure dans le disque n'avait jamais pu être mise clairement en évidence. C'est désormais chose faite avec cette observation de structures spirales via des raies d'émission spécifiques qui disparaissent très vite, au bout d'un mois environ. Xi Chen et ses collaborateurs relient cette émission transitoire à un phénomène de bouffée d'accrétion.

Les chercheurs montrent que les spirales observées, en coïncidence avec une augmentation transitoire de luminosité sont le signe d'une instabilité temporaire du disque d'accrétion autour de l'étoile. Le disque d'accrétion fait de gaz et de poussière se désintègre par morceaux compacts qui viennent nourrir l'étoile en formation. Les spécialistes avaient prédit depuis longtemps le phénomène d'accrétion de matière au sein d'un disque épais, avec du gaz frais venant remplir en continu le disque depuis l'extérieur, le faisant grossir lui aussi. Celui entourant G358-MM1 a un diamètre de 1340 Unités astronomiques. Mais l'effet gravitationnel de l'étoile centrale n'est que secondaire, c'est l'effet gravitationnel du disque lui-même qui affecte sa stabilité, causant des mouvements de matière spécifiques menant à l'apparition de spirales. Une autre conséquence de cette instabilité gravitationnelle est l'apparition de morceaux compacts de gaz et de poussière, qui vont survivre à leur chute vers l'étoile naissante malgré l'énorme pression de radiation qu'elle exerce. Xi et ses collaborateurs en concluent que les étoiles massives en cours d'accrétion au sein d'un disque de gaz et de poussière grossissent par à-coups, en absorbant la matière par paquets, ce qui a pour effet de produire des sursauts de luminosité transitoires. Mais ces bouffées de luminosité sont très difficiles à observer car l'étoile est engoncée dans un disque souvent très épais. La technique employant la détection de l'émission maser de certaines molécules contenues dans le disque d'accrétion apparaît plus simple et plus efficace pour tracer ce qui se passe autour d'une telle étoile massive naissante. 

A partir de la position et de l'information sur la vitesse obtenue par l'analyse spectroscopique des raies maser (qui est on le rappelle l'équivalent du laser mais en ondes radio au lieu des longueurs d'onde visibles), Xi et ses collaborateurs ont non seulement pu modéliser correctement le forme des structures spirales du disque d'accrétion, mais ils ont aussi pu déterminer le flux de matière qui existe le long des bras spiraux, des régions extérieures vers l'intérieur, avant de nourrir l'étoile.

G358-MM1 est la première proto-étoile massive dont la soudaine augmentation de luminosité coïncide clairement avec la formation de spirales, signe d'une instabilité gravitationnelle du disque. Le lien peut alors être établi, avec l'appui de modèles théoriques, entre la variation de luminosité et l'accrétion de paquets de matière compacts produits par ces instabilités internes. Les astrophysiciens concluent que l'accrétion conduite par les propriétés physiques du disque de gaz et de poussière doit être un mécanisme commun à la formation des étoiles, qu'elles soient de grande masse ou de faible masse. Reste un petit mystère : la nature des molécules détectées par leur émission maser : de l'eau lourde (HDO) comportant du deutérium (isotope lourd de l'hydrogène) et de l'éthanol comportant l'isotope 13 du carbone (un neutron supplémentaire) ... les chercheurs ne savent pas (encore) pourquoi ce sont ces molécules très particulières qui sont excitées dans ce disque d'accrétion.

Source

New maser species tracing spiral-arm accretion flows in a high-mass young stellar object

Xi Chen et al.

Nature Astronomy (2020)

https://doi.org/10.1038/s41550-020-1144-x

Illustrations

1) Vue d'artiste de la proto-étoile massive G358-MM1 et la structure spirale de son disque d'accrétion observée par son émission maser (Xi Chen (Guangzhou University, China) et Zhi-Yuan Ren (National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Science, Beijing, China)

2) Reconstruction de la forme des bras spiraux de G358-MM1 à partir des données d'émission maser (Xi et al.)

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#science #astrophysique #étoile #étoiles

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Des rayons gamma très énergétiques en provenance de Eta Carinae

On ne présente plus le système Eta Carinae, ce couple d'étoiles massives en fin de vie entouré d'une épaisse nébuleuse de gaz et de poussière produite par une éruption massive qui eut lieu au 19ème siècle. Surveillée de près depuis de décennies, Eta Carinae vient récemment de montrer une forte émission de rayons gamma de très haute énergie, qui serait due à l'interaction des vents solaires des deux monstres. Une étude parue dans Astronomy & Astrrophysics.

C'est la collaboration qui exploite les télescopes gamma H.E.S.S (High Energy Stereoscopic System) qui rapporte ces nouvelles observations en direction de Eta Carinae. Le système binaire d'étoiles géantes bleues massives se situe rappelons-le à 7500 années-lumière, la première faisant environ 100 masses solaires et la seconde 30 masses solaires. La distance qui les sépare varie entre la distance Soleil-Mars et celle séparant le Soleil et Uranus dans une orbite elliptique qui les fait tourner l'une autour de l'autre en 5,5 ans. Et grâce à des observations détaillées dans à peu près toutes les longueurs d'ondes du spectre électromagnétique, les propriétés des deux étoiles ainsi que leurs orbites et leurs vents stellaires ont pu être étudiés avec une assez bonne précision, fournissant une bonne image de ce système binaire singulier. Les deux étoiles produisent des vents de particules très intenses : elles perdent de la masse à grande vitesse. La plus grosse composante perd par exemple l'équivalent de la masse du Soleil en seulement 5000 ans. 

La zone où les deux vents stellaires se rencontrent est ce qu'on appelle une zone de choc : la collision des deux coquilles de gaz ionisé forme un "front de choc" où la matière du milieu est fortement échauffée jusqu'à plusieurs dizaines de millions de degrés. Cet échauffement produit l'émission de rayons X caractéristiques. Mais les particules chargées (des protons et des électrons principalement) sont également fortement accélérées dans ce front de choc qui est le siège de très puissants champs électromagnétiques. Et ces particules chargées, accélérées à des énergies de plusieurs giga ou téra-électronvolts peuvent produire alors des photons gamma très énergétiques lorsqu'elles interagissent ensuite dans le milieu environnant. Les télescopes spatiaux Fermi-LAT et AGILE avaient déjà détecté en 2009 des photons gamma de l'ordre de 10 GeV en provenance de Eta Carinae. Mais aujourd'hui, ce sont des photons de 400 GeV que les télescopes Cherenkov H.E.S.S détectent. Pour y parvenir, les astrophysiciens ont dû déployer des outils de traitement des données particulièrement élaborés afin de supprimer le bruit de fond dans le champ de vue entourant Eta Carinae, comme des simulations Monte Carlo reproduisant le fond gamma étendu et inhomogène, que les spécialistes nomment le NSB (Night Sky Background). L'émission gamma propre au coeur du système Eta Carinae n'aurait pas pu être isolée sans cette technique.

Les astrophysiciens des particules de la collaboration H.E.S.S montrent aussi dans leur étude comment la région du choc des vents stellaires située entre les deux géantes bleues agit comme un très efficace accélérateur de particules naturel, donc générateur de rayons cosmiques. Mais il existe deux types de particules qui une fois accélérées peuvent être à l'origine de photons très énergétiques : des électrons (le scénario dit "leptonique") et des protons (le scénario "hadronique"). Pendant longtemps, les chercheurs ne parvenaient pas à déterminer lequel des deux scénarios était le bon. Il se peut aussi qu'il existe une sorte de mélange des deux. Mais tout est en fait une affaire d'énergie. Si des photons gamma de 100 MeV peuvent être produits par les deux types de particules accélérées, il n'en est plus de même lorsqu'on atteint 100 GeV et encore moins quand on arrive à 400 GeV comme c'est le cas ici. 

En faisant l'hypothèse que ce sont des électrons qui seraient à l'origine des photons gamma détectés (un scénario purement leptonique plutôt que hadronique), les chercheurs montrent que les électrons doivent atteindre une énergie égale à l'énergie maximale mesurée : 400 GeV. Mais des électrons à ce niveau d'énergie, en plus de l'effet Compton inverse qui est à l'origine des photons gamma énergétiques, subissent un fort effet Synchrotron qui leur faire perdre rapidement de l'énergie dans le champ magnétique environnant. Les physiciens de H.E.S.S calculent que pour arriver à produire le flux de photons gamma de plus de 100 GeV qu'ils mesurent, le champ magnétique entre les deux étoiles de Eta Carinae ne devrait pas dépasser 0,5 Gauss seulement! Et ce résultat est obtenu uniquement avec l'hypothèse la plus simple, car en ajoutant d'autres effets, le champ magnétique doit être encore plus faible...

Le scénario hadronique est donc le plus probable selon les chercheurs de la collaboration H.E.S.S, avec des protons accélérés dans la zone de choc et qui interagissent ensuite avec le milieu pour produire des mésons pi (ou pions) qui se désintègrent très vite pour produire des photons gamma, ou même par interaction directe des protons. Dans ce scénario, les protons doivent être accélérées jusqu'à 5 TeV, ce qui est possible, l'énergie maximale dépendant de l'intensité du champ magnétique et de la vitesse du choc et étant seulement limitée par la durée passée par les protons dans la zone d'accélération ainsi que par la densité de particules là où ont lieu les interactions. A partir de la connaissance de la densité entre les deux étoiles (entre 100 millions et 1 milliard de protons par cm3) et de la valeur d'un champ magnétique de quelques Gauss, les physiciens montrent que les protons peuvent être accélérés jusqu'à 50 TeV dans la zone de choc des vents stellaires de Eta Carinae, largement suffisant pour expliquer la production de photons gamma de 400 GeV. Tout suggère donc une origine hadronique pour ces photons gamma, mais malgré cela, les chercheurs restent encore prudents dans leur article, en précisant que les données ne permettent pas encore de donner une conclusion ferme et définitive...

L'émission gamma de très haute énergie a été détectée par H.E.S.S en 2014 et 2015, au moment où les deux étoiles massives se trouvaient au plus près l'une de l'autre, leur périastre, le moment le plus propice pour produire un front de choc puissant entre les deux vents stellaires. Il s'agit également de la période privilégiée pour la détection du rayonnement X produit par l'échauffement du milieu (le rayonnement thermique).

Il est donc attendu qu'une nouvelle période d'activité X et gamma soit apparue dans les premiers mois de 2020 en provenance de Eta Carinae... que n'ont certainement pas manqué de suivre les astroparticulistes de la vaste collaboration internationale et qui sera l'occasion d'une future publication, avec cette fois-ci sans doute une conclusion définitive sur l'origine hadronique des photons gamma les plus énergétiques.

Source

Detection of very-high-energy γ-ray emission from the colliding wind binary η Car with H.E.S.S.

H.E.S.S. Collaboration

Astronomy & Astrophysics, Volume 635, A167  (March 2020)

https://doi.org/10.1051/0004-6361/201936761

Illustration

Eta Carinae imagée par le télescope Hubble (NASA/ESA)

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#science #astrophysique #astroparticules

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C/2020 F3 (NEOWISE)

Il fallait se lever un peu tôt mais ça valait le coup. La comète NEOWISE est encore visible, bien que sur la pente descendante... (Sud Luberon vers 5h)

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#science #astrophysique

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Cet été, mettez vous-en plein les oreilles !

Durant tout cet été, revisitez des centaines de billets de Ça Se Passe Là-Haut dans leur version audio. Que ce soit via le podcast, disponible sur toutes les plateformes, de Apple Podcast à Spotify en passant par PodCloud ou sur votre appli préférée (plus de 1040 épisodes depuis 2014).

Ou sur Youtube, où vous pourrez naviguer dans 20 playlists thématiques spécialement conçues pour vous (plus de 680 épisodes en tout), plus simple si vous préférez une thématique en particulier. Ces playlists sont directement accessibles ci-dessous. 

Je vous souhaite un très bel été, et pour ma part, je vais me replonger dans des livres, car c'est quand même la base de tout... Rendez-vous après les Perséides ! 

Astroparticules :

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'Meurtre au Gran Sasso', livre audio chapitré :

'La Dernière Supernova', livre audio chapitré :

'Trous noirs en eaux profondes', livre audio chapitré :

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#science #astrophysique

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Sous le Soleil (exactement...)

Le Soleil connaît un cycle d'activité de 11 ans, qui se traduit par l'apparition de taches solaires de façon périodique. Ce cycle solaire se traduit aussi par une activité magnétique périodique et l'inversion du champ magnétique du Soleil tous les onze ans. Aujourd'hui, une équipe d'astrophysiciens révèle l'origine de ce cycle d'activité solaire, grâce à une étude d'héliosismologie. Une étude parue dans Science. 

L'activité magnétique complète du Soleil a donc une périodicité de 22 ans (pour retrouver une situation similaire en terme de champ magnétique). Durant le maximum d'un cycle, non seulement le nombre de taches est maximal mais elles sont aussi plus grosses et des régions très actives apparaissent, menant à des éruptions ou des éjections de masse coronale. Précisons que nous sommes en ce moment même au plus bas de l'activité solaire, au début du cycle 25 et aucune tache n'est visible depuis quelques mois. 

Les astrophysiciens se sont longtemps creusé la tête pour expliquer l'origine de ce cycle. Il doit forcément être lié aux conditions qui règnent juste sous la "surface" du Soleil, dans la couche de plasma chaud qui s'étend dans les premiers 200 000 kilomètres et qui se trouve en perpétuel mouvement (des mouvement de convection qui vont du bas vers le haut et réciproquement).

Laurent Gizon (Max Planck Institut für Sonnensystemforschung, Göttingen) et ses collaborateurs internationaux  sont parvenus à déterminer avec la plus grande précision comment évolue le plasma de subsurface du Soleil dans la direction Nord-Sud. Et ce qu'ils trouvent est éclairant : le plasma du Soleil forme une seule cellule de convection par hémisphère. Le plasma se dirige vers les pôles en restant proche de la surface puis plonge vers l'intérieur de notre étoile en se dirigeant à nouveau vers l'équateur avant de remonter vers la surface.

Et vous devinez quoi ? Le mouvement de cette cellule de convection dure exactement 22 ans. Qui plus est, le flux en direction de l'équateur, tel qu'il est observé dans la partie inférieure de la cellule de convection doit avoir pour effet de faire apparaître les taches solaires de plus en plus près de l'équateur durant un cycle solaire, et c'est exactement ce qui est observé depuis longtemps sans que l'on comprenne vraiment ce phénomène.

Ce que montrent Gizon et ses collaborateurs, c'est comment le flux méridional du plasma agit comme un transporteur du champ magnétique du Soleil. Ils arrivent à cartographier les mouvements interne du plasma par des méthodes d'héliosismologie, en utilisant des ondes acoustiques qui sont continuellement excitées par des petits mouvements de convection à proximité de la surface. Ces ondes ont une période de l'ordre de 5 minutes et sont observées par les petites fluctuations de luminosité qu'elles produisent à la surface.

A l'image des ondes sismiques sur Terre qui permettent aux géophysiciens d'explorer les couches internes de notre planète, les ondes sismiques du Soleil permettent de déduire ce qui se passe dans les couches profondes avec une belle précision. Dans leur étude, Gizon et ses collaborateurs mesurent des ondes acoustiques qui se propagent dans la direction Nord-Sud mais qui sont perturbées par le flux méridional du plasma convectif. Elles se propagent légèrement plus vite le long du flux que dans le sens inverse, avec une différence de moins de 1 seconde. Cette très petite anomalie est ensuite injectée dans un modèle informatique élaboré qui permet aux astrophysiciens de reconstruire les mouvements du plasma.

Ce flux méridional est très lent, comparé à d'autres mouvements qui ont lieu dans les couches internes du Soleil, à commencer par son mouvement de rotation différentielle sur lui-même. La vitesse maximale atteinte par le flux convectif, à proximité de la surface solaire, n'est que de 50 km/h, et elle descend jusqu'à 15 km/h ... Pour réussir à capter un tel mouvement très lent et faire sortir le signal du bruit dans les mesures héliosismiques, les chercheurs ont du moyenner les signaux sur des très longues périodes. Ils ont exploité deux instruments : le premier en orbite (SOHO) avec des données acquises entre 1996 et 2011 et le second sur Terre (le réseau de six télescopes solaires Global Oscillation Network Group (GONG)) entre 2001 et 2019. Ils ont ainsi pu suivre deux cycles solaires entiers depuis la fin des années 1990 (les cycles 23 et 24) et obtiennent des données cohérentes sur la période commune des différentes observations entre 2001-2011, les rendant robustes.

L'existence d'un flux méridional du plasma formant une seule cellule de convection par hémisphère explique donc pleinement le cycle de 11 ans des taches solaires et leur dynamique cyclique ainsi que le cycle de 22 ans du champ magnétique du Soleil. 

Les chercheurs veulent maintenant savoir si il se passe exactement la même chose sur d'autres étoiles, et si leur activité magnétique peut être reliée aussi directement à de tels mouvements convectifs.

Le temps est venu pour vous de profiter un peu de notre étoile durant ces semaines estivales, mais pensez bien aussi à vous en protéger, même si on est arrivés dans la phase inactive du cycle, un coup de Soleil est si vite arrivé! 

Source

Laurent Gizon et al.

Meridional flow in the Sun’s convection zone is a single cell in each hemisphere

Science vol 368 (26 june 2020)

Illustrations

1) Schéma des zones convectives mises en évidence dans le Soleil (Z-C Liang / MPS)

2) Mesures des champs de vitesse et des fonctions de stream durant les cycles solaires 23 et 24 (Gizon et al.)

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#science #astrophysique #Soleil

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Deux superTerres identifiées à 10,7 années-lumière autour d’une naine rouge calme

GJ 887 est une étoile naine rouge comme il en existe beaucoup dans notre galaxie, mais celle-ci se trouve à 10,7 années-lumière et on vient de découvrir qu’elle possède au moins deux planètes de type Super-Terre (une masse comprise entre la masse de la Terre et la masse de Neptune). La particularité de GJ887, outre sa proximité relative, est sa faible activité. L’atmosphère de ces deux super-Terre va pouvoir être étudiée de près. L’étude est parue dans Science.

Sandra Jeffers (Université de Göttingen) et ses collègues internationaux ont détecté ce système planétaire non pas par la méthode du transit (où l’on détecte la faible baisse de luminosité d’une étoile produite par le passage de planètes) mais par la méthode de la variation de vitesse radiale, dans laquelle l’influence gravitationnelle des planètes sur le mouvement de leur étoile est observée dans la vitesse radiale de l’étoile (rapprochement/éloignement) via l’effet Doppler qui décale les raies spectrales. Dans les longueurs d’ondes du visible, GJ 887 est la naine rouge la plus brillante du ciel. Il faut dire que c’est le 12ème étoile la plus proche du Soleil, ça aide. Et c’est une naine rouge assez massive pour une étoile de son type : 0,49 masses solaire (pour un rayon de 0,47 rayons solaires, qui a pu être mesuré en interférométrie grâce à la proximité de l’étoile), ce qui en fait la naine rouge la plus massive du voisinage du Soleil (dans un rayon de 20 années-lumière).

Et les astrophysiciens mesurent l’activité de l’étoile en évaluant la fluctuation de sa luminosité dans le temps. Celle-ci ne varie que de 0,05% (500 parties par million), ce qui signife que GJ887 est un peu différente des autres naines rouges qui sont plutôt promptes à produire des éruptions et autres éjections de masse coronale. Ce grand calme stellaire est plutôt bon signe pour les planètes qui pourraient de ce fait avoir conservé une bonne partie de leur atmosphère.

Les astronomes sont certains d’avoir trouvé deux super-Terre autour de GJ 887, et potentiellement aussi une troisième planète située un peu plus loin de l’étoile. Les deux grosses planètes ont une période orbitale respectivement de 9,26 et 21,78 jours, la troisième (candidate) quant à elle mettrait environ 50 jours pour parcourir son orbite. On comprend pourquoi elle est plus difficile à mettre en évidence. Les deux planètes de type superTerre sont trop proches de GJ 887 pour arborer de l’eau liquide (une température de 468 K et 352 K) , mais pas la troisième si son existence se confirme. Les deux superTerres GJ 887b et GJ 887c reçoivent en effet 7,9 et 2,6 fois plus d’énergie de leur étoile que ce que nous recevons du Soleil. Leur masse est déterminée Jeffers et ses collaborateurs mais il s’agit seulement d’une masse maximale, car elle dépend de l’inclinaison des orbites qui n’est pas connue : cela donne pour GJ 887b à une masse maximale de 4,2 ± 0,6 masses terrestres et pour GJ 887c, elle vaut 7,6 ± 1,2 masses terrestres.

Selon les chercheurs, un tel système multiplanétaire faisant apparaître au moins deux superTerres est cohérent avec les modèles de formation planétaire. Ces modèles montrent typiquement la formation de chaines de planètes « emprisonnées » au départ dans des modes de résonances orbitales et qui peuvent par la suite migrer vers la région interne du système au plus proche de l’étoile. En fonction de là où elles se sont formées dans le disque protoplanétaire, elles peuvent avoir accrété soit de grandes quantités de glace d’eau, soit juste des roches de type silicates. GJ 887b et GJ 887c peuvent donc contenir beaucoup d’eau ou très peu, et être sensiblement différentes entre elles.

A la fin de vie du disque protoplanétaire qui les a vu naître, les chaines de résonance des planètes peuvent rester stables, à l’image du système multiple de TRAPPIST-1 ou bien peuvent devenir instables, menant à des collisions et des configurations non résonantes. Le système de GJ 887 semble être dans cette dernière configuration selon Jeffers et ses collègues. On voit que les périodes des deux orbites ne sont pas exactement en résonance, elles sont dans un rapport non entier (1 : 2,35). La présence de résonances gravitationnelles peut néanmoins être très sensible à la présence de planètes additionnelles. Pour Sandra Jeffers, si la troisième planète candidate s’avère réelle avec sa période orbitale de 50,7 jours, cela pourrait signifier un système plus résonant (avec un rapport proche de 1 : 3 : 6).

De par sa distance de 10,7 années-lumière, ce nouveau système stellaire est donc l’un des plus proches de chez nous, et va devenir sans aucun doute un laboratoire de choix pour étudier l’atmosphère de planètes de type superTerre, notamment grâce aux observations en infra-rouge très détaillées du futur télescope spatial Webb.

Source

A multiplanet system of super-Earths orbiting the brightest red dwarf star GJ 887

S. Jeffers et al.

Science  Vol. 368, Issue 6498 (26 Jun 2020)

https://doi.org/10.1126/science.aaz0795

Illustration

Vue d'artiste du système planétaire de GJ887 (Mark Garlick)

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#science #astrophysique #exoplanètes

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Une possible émission électromagnétique associée à la fusion de trous noirs stellaires

Voilà encore une étude très intéressante qui lorgne du côté des fusions de trous noirs. Cette fois-ci, il s'agit de l'apparition d'un signal électromagnétique qui serait associé à la coalescence de deux gros trous noirs stellaires. Cette fusion aurait produit un rayonnement électromagnétique caractéristique à cause de l'endroit où elle aurait eu lieu : au sein du disque d'accrétion d'un trou noir supermassif niché au coeur d'un quasar... L'étude vient de paraître dans Physical Review Letters.

Les disques d'accrétion de trous noirs supermassifs sont paradoxalement des régions très efficaces pour produire des fusions de petits trous noirs, notamment du fait que le gaz du disque d'accrétion a pour effet d'accélérer le phénomène de coalescence. Le 21 mai 2019, les interféromètres LIGO et Virgo ont détecté un train d'ondes gravitationnelles potentiel, signant la fusion de deux trous noirs stellaires. Cet événement est resté pour le moment au stade de "candidat", et nécessite de plus amples analyses. Mais peu de temps après, un flash singulier a été enregistré dans la même zone du ciel en provenance d'un quasar, et cette bouffée de rayonnement ne peut pas être expliquée par l'activité changeante du quasar et de son trou noir supermassif (la probabilité qu'elle vienne des fluctuations du quasar lui-même ne sont que de 0,01%).

En revanche, cette émission UV est ce que l'on attendrait si deux trous noirs stellaires spiralaient l'un vers l'autre de plus en plus vite au beau milieu du disque de gaz en cours d'accrétion autour du trou noir supermassif au coeur du quasar, d'après Mattew Graham (Caltech) et ses collaborateurs américains et britanniques, au moins avec une probabilité de 99,9%. Les chercheurs montrent comment a pu être produit ce flash d'émission UV lorsque deux trous noirs déjà assez massifs ont fusionné. Le trou noir résultant doit en effet faire environ 100 masses solaires pour que le modèle fonctionne. 

Normalement, les fusions de trous noirs ne produisent aucun rayonnement électromagnétique en association avec les ondes gravitationnelles émises. C'est ainsi car les couples de trous noirs sont sensés se trouver dans un désert de matière, où très peu de gaz ou de poussière sont présents, seuls à même de pouvoir induire des rayonnements de photons via un échauffement ou des interactions diverses. 

Mais Graham et ses collaborateurs ont développé un modèle dans lequel la fusion se déroule dans l'environnement gazeux dense d'un disque d'accrétion et ils trouvent que le mouvement de recul du trou noir résultant de la fusion (qui apparaît car une fusion de trous noirs n'est jamais parfaitement symétrique) peut être suffisamment énergétique pour produire une onde de choc dans le gaz, qui, si elle est orientée dans une direction orthogonale au plan du disque d'accrétion, va produire une sorte de bulle de gaz chaud qui sera visible quand on observe le quasar dans le domaine des ultra-violets.

Graham et ses collaborateurs ont pris leur temps pour tester leur idée : ils ont exploité 21 alertes envoyées par LIGO/Virgo (que les événements soient restés des candidats ou devenus de réelles fusions) et pour chacune d'entre elles, ont cherché des correspondances dans les archives du Zwicky Transient Facility qui catalogue les sources électromagnétiques transitoires. La source transitoire qu'ils sont parvenus à associer à la détection gravitationnelle du 21 mai 2019 dans un quasar dénommé J1249 +3449 n'est pas apparue le même jour mais 35 jours plus tard. Ce délai observé entre la coalescence et l'apparition du rayonnement UV est expliqué par les astrophysiciens par la diffusion de la lumière dans le disque opaque. Et cette bouffée de rayonnement s'est arrêté au bout de 40 jours, ce qui fait dire aux chercheurs que le trou noir résultant de la fusion, dans son mouvement de recul à 200 km/s, serait sorti du disque d'accrétion avec une inclinaison de 60°... L'épaisseur du disque d'accrétion relativement au rayon galactique serait d'environ 0,01 là où se trouve le trou noir fusionné.

Et ce mouvement est très intéressant, car selon eux, il n'est pas assez véloce pour quitter définitivement le coeur du quasar : il devrait rester en orbite autour du trou noir supermassif. Et Mattew Graham et ses collaborateurs connaissent la masse du trou noir central (2,5 millions de masses solaires), la distance où se situe le trou noir fusionné (à 700 fois le rayon gravitationnel du trou noir supermassif) et sa masse probable (100 masses solaires), ils peuvent donc estimer la forme de son orbite. Ils calculent que le trou noir fusionné devrait retraverser le disque d'accrétion du trou noir supermassif seulement 1 an et demi après son départ, et qu'il devrait au passage refaire un petit feu d'artifice... 

Alors, on peut s'étonner de la grande masse du trou noir résultant de la fusion : 100 masses solaires, ce qui en ferait le plus gros trou noir stellaire (raconter ça au lendemain de la découverte probable du plus petit par la même méthode des fusions d'objets compacts, ça a son charme...). Mais il faut savoir que c'est à proximité des trous noirs supermassifs que sont le plus concentrés les trous noirs stellaires. Et pour pour arriver à deux trous noirs d'environ 50 masses solaires produisant un beau spécimen de 100 masses solaires, il faut que ces deux là aient déjà vécu plusieurs fusions successives. C'est tout à fait envisageable dans un tel environnement d'après les chercheurs.

L'équipe de Graham va maintenant, évidemment, surveiller de très près ce qui va se passer dans les mois et les années qui viennent au niveau de J1249+3449, un quasar où il s'en passe de belles à coup sûr...  

Source

Candidate Electromagnetic Counterpart to the Binary Black Hole Merger Gravitational-Wave Event S190521g*

M. J. Graham et al.

Phys. Rev. Lett. 124 (25 June 2020)

https://doi.org/10.1103/PhysRevLett.124.251102

Illustration

Vue d'artiste de la coalescence de deux trous noirs stellaire au milieu du disque d'accrétion d'un trou noir supermassif (Caltech/R. Hurt (IPAC))

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#science #astrophysique #ondes gravitationnelles #quasars #trou noir #trous noirs

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Détection gravitationnelle d'une fusion d'objets compacts très asymétrique

Voilà une belle découverte obtenue par la détection d'ondes gravitationnelles : celle d'un objet à la frontière entre étoile à neutrons et trou noir. C'est la première détection d'ondes gravitationnelles par LIGO/Virgo qui a pour origine un couple aussi différent en terme de masses : 23 masses solaires pour le premier trou noir et seulement 2,6 masses solaires pour l'"autre objet"... car les chercheurs n'arrivent pas à savoir si c'est une (trop) grosse étoile à neutron ou bien un très petit trou noir... L'étude est parue dans The Astrophysical Journal.

Le 20 avril dernier, la collaboration LIGO/Virgo avait déjà prépublié la découverte d'un couple de trou noir assez asymétrique en terme de masses, le premier du genre pour les interféromètres gravitationnels. GW190412 indiquait un couple de trous noirs de 30 et 8 masses solaires. Mais celui dont la découverte est publiée aujourd'hui montre un ratio de masse beaucoup plus important encore puisqu'il y a presque un facteur 10 entre les masses des deux objets de cet événement gravitationnel GW190814. Et c'est la première fois qu'est trouvé un objet compact dont la masse se situe entre la population des étoiles à neutrons et celle des trous noirs stellaires que l'on a l'habitude de trouver. Cette plage de masse est appelée par les spécialiste le "mass gap", une sorte de no man's land séparant les étoiles à neutrons dont la masse maximale théorique est d'environ 2,5 masses solaires et les trous noirs dont le plus petit trouvé faisait environ 5 masses solaires. 

C'est le 14 août 2019 tout juste un an après le début des opérations conjointes entre les interféromètres américains de LIGO et l'européen VIRGO qu'a été détecté ce train d'ondes gravitationnelles pas comme les autres. GW190814 est parmi les trois événements d'ondes gravitationnelles les plus intenses qui ont pu être détectés par les interféromètres, les deux autres étant le tout premier en 2015 (GW150914) et la première collision d'étoiles à neutrons de 2017 (GW170817).

Au moment de sa détection, l'alerte envoyée 20 minutes après sur les réseaux indiquait clairement la catégorie "mass gap", signifiant la présence très probable d'une composante dont la masse se situait entre 3 et 5 masses solaires. Et 11 heures plus tard, les premières analyses des chercheurs de LIGO/Virgo reclassifiait l'événement en une fusion étoile à neutrons+trou noir, validant le fait que la plus petite masse était inférieure à 3 masses solaires.

Bien que la source ait pu être localisée dans une région du ciel de 20 degrés carré, aucune contrepartie électromagnétique ou neutrino n'a pu être détectée simultanément ou un peu plus tard. Il faut dire que la source est relativement lointaine, avec 800 millions d'années-lumière, ce qui ne facilite pas les observations de signaux électromagnétiques.

La forte asymétrie du système offre aux chercheurs l'opportunité de mesurer les propriétés des deux objets avec une bonne précision. Plus grande est l'asymétrie, plus puissante est la signature des harmoniques de la fréquence fondamentale des ondes gravitationnelles.

Comme dans le cas de GW190412 dont le ratio de masse était de l'ordre de 3, l'information contenue dans les harmoniques élevées permet de lever l'ambiguité entre la distance et l'inclinaison du système binaire. Et comme le signal d'ondes gravitationnelles a duré environ 10 secondes dans les détecteurs, les chercheurs on pu mesurer pour la première fois avec une grande précision la rotation du trou noir. Celle-ci n'est que de 7% du maximum autorisé par Einstein (le maître des trous noirs). Ces ondes gravitationnelles montrent aussi des multipoles plus élevés, comme ce que prédit la Relativité Générale.

Les physiciens ne peuvent pas affirmer avec certitude que le petit objet compact était un trou noir ou une étoile à neutrons. Le signal gravitationnel ne permet pas de départager les deux. L'étoile à neutrons la plus massive connue à ce jour est MSP J0740+6620 (2,14 masses solaires). Et on peut cependant noter que 2,6 masses solaires est la masse résultante de la fusion des étoiles à neutrons observée via GW170817, qui doit être très probablement un trou noir. 

Normalement, dans le cas d'une fusion entre un trou noir et une étoile à neutrons de masses pas trop asymétriques, le trou noir doit produire un effet de marée sur l'étoile à neutrons, qui doit être visible dans les ondes gravitationnelles. Mais ici, l'asymétrie est trop importante pour pouvoir déceler la signature d'une étoile à neutrons. La trace de la déformation de l'étoile à neutrons est trop faible pour être mesurée par LIGO/Virgo.

Les physiciens semblent tout de même pencher vers une nature de type trou noir pour le petit objet compact, ne serait que par des considérations théoriques sur la matière des étoiles à neutrons et par les observations qui ne montrent aucune étoile à neutrons de plus de 2,15 masses solaires. Mais ça s'arrête là. Rien dans les données gravitationnelles ne permettent de rejeter une solution de type étoile à neutrons très massive. Dans tous les cas, c'est du jamais vu : soit nous avons le plus petit trou noir stellaire détecté, soit nous avons la plus grosse étoile à neutrons, un peu comme le résidu de GW170817 en somme... 

Pour expliquer la formation d'un couple aussi atypique, les spécialistes ont un peu de mal. Les modèles standards de formation des couples de trous noirs produisent le plus souvent des couples de masse assez similaires, qui peuvent varier de 10 à 30 masses solaires mais en restant dans un ratio de masse inférieur à 2 ou 3. Il semble donc qu'un système comme celui-là soit rare, voire très rare. Les premières analyses des voies de formation possibles de ce couple de 23 et 2,6 masses solaires pointent vers un environnement de formation dans un jeune amas d'étoiles dense ou dans un disque entourant un noyau galactique actif, plutôt que dans un amas globulaire. Mais les chercheurs estiment que cette observation va les forcer à réviser les canaux de formation des objets compacts.

Il est notamment envisageable que le petit trou noir de 2,6 masses solaires (si c'en est un) soit lui même le résultat d'une fusion précédente, mais de deux étoiles à neutrons (du type de GW170817), qui aurait été ensuite attrapé par le gros au sein d'un amas d'étoiles à forte densité par interaction gravitationnelle.

Plus intéressant encore, le signal gravitationnel de cette fusion atypique a permis aux physiciens gravitationnels de mesurer la constante de Hubble-Lemaitre de façon indépendante des autres méthodes en vigueur et qui se chamaillent... Et surtout de prouver qu'il était possible de faire ce type de mesure à partir de fusions de ce type. Pour faire cette évaluation, forcément soumise à une précision assez faible par rapport aux autres méthodes, en l'absence de localisation exacte de la galaxie hôte de cette fusion de trou noir/étoile à neutrons, les chercheurs ont considéré toutes les galaxies potentielles présentes dans la zone localisée de 20° carré (472 galaxies) et ont calculé un redshift moyen pondéré par la probabilité que la galaxie soit effectivement celle où s'est déroulé le cataclysme. Avec cette valeur de redshift d'une part et la valeur de distance obtenue par les ondes gravitationnelles d'autre part, les physiciens de la grande collaboration obtiennent une valeur de H0 égale à 75 +- 36 km/s/Mpc. Pas si mal compte tenu de la mauvaise localisation de la source. L'ajout des nouveaux interféromètres KAGRA et LIGO-India pour former un réseau mondial de détecteurs d'ondes gravitationnelles permettra bientôt de localiser les sources beaucoup plus précisément dans le ciel et de pouvoir identifier la galaxie hôte et ainsi déterminer H0 sans besoin de contrepartie électromagnétique. C'est le pari des physiciens gravitationnels.  

Cette belle découverte des interféromètres LIGO et Virgo n'est peut-être que le sommet d'un iceberg qui nous révélera bientôt l'existence de nombreux couples d'objets compacts plus atypiques les uns que les autres. En plus d'une meilleure localisation grâce à de nouveaux interféromètres, la sensibilité des premiers interféromètres américains et européen n'a de cesse d'être améliorée, pour sonder toujours plus loin les vibrations de l'Univers les plus infimes. 

Source

GW190814: Gravitational Waves from the Coalescence of a 23 Solar Mass Black Hole with a 2.6 Solar Mass Compact Object

R. Abbott et al.

The Astrophysical Journal Letters, Volume 896, Number 2 (23 June 2020, open access)

https://doi.org/10.3847/2041-8213/ab960f

Illustrations

1) Schéma de la population des objets compacts ayant subi une fusion détectée par les ondes gravitationnelles (LIGO/Virgo Collaboration)

2) Graphe des masses le plus probables pour les deux objets compacts (LIGO/Virgo Collaboration)

3) localisations dans le ciel les plus probables pour l'événement GW190814 (contours)(LIGO/Virgo Collaboration)

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#science #astrophysique #étoile à neutrons #ondes gravitationnelles #trou noir #trous noirs

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L'origine des rayons X de Centaurus A comprise grâce à ses rayons gamma

La galaxie Centaurus A est ce qu'on appelle une radiogalaxie : une galaxie à noyau actif qui produit des jets de particules responsables de l'apparition de vastes lobes d'émission radio (d'où le nom de radiogalaxie). Aujourd'hui, la collaboration H.E.S.S qui exploite des détecteurs de rayons gamma de très haute énergie vient de publier des observations résolues du jet de Centaurus A via son émission de photons gamma d'énergie de l'ordre du TeV, qui permet de comprendre plein de choses...Une étude parue dans Nature.

La plupart des galaxies à noyau actif produisent des jets de particules relativistes collimatés qui peuvent s'étendre sur des centaines voire des milliers de parsecs pour les plus puissants. Centaurus A est la radiogalaxie la plus proche connue, située à 3,8 Mpc (12 millions d'années-lumière). Comme pour les autres, on estime que c'est l'accrétion de matière autour de son trou noir supermassif central qui est à l'origine de l'activité du centre galactique et de la production de ses jets de particules. L'émission radio caractéristique qui prend la forme de vastes lobes dans la direction des jets est issue d'un phénomène qu'on appelle l'émission synchrotron. Cette production de photons apparaît lorsque des électrons sont accélérées dans une trajectoire courbe, par un champ magnétique par exemple. La courbure de leur trajectoire leur fait perdre une part de leur énergie, ce qui se traduit par l'émission de photons.

Mais Centaurus A n'émet pas que des ondes radio en association avec ses jets de particules, elle émet également des photons très énergétiques, rayons X et rayons gamma. L'origine de ces photons X énergétiques est mal cernée, elle peut provenir de deux phénomènes différents, tous les deux impliquant là encore des électrons énergétiques. Le premier est encore l'effet synchrotron, qui peut aussi produire des photons dans la gamme des rayons X. Le second est ce qu'on appelle l'effet Compton inverse. L'effet Compton "classique" découvert en 1923 décrit la diffusion élastique d'un photon gamma sur un électron, dans laquelle le photon transfert une bonne partie de son énergie et se retrouve diffusé dans une autre direction tandis que l'électron lui aussi change de direction. L'effet Compton inverse est la même réaction mais dans un autre référentiel : un électron énergétique entre en collision avec un photon de basse énergie et lui transfert une grande quantité de son énergie cinétique initiale, les deux particules changeant de direction au passage. Comme l'Univers baigne en permanence dans un bain de photons du fond diffus cosmologique (dans le domaine des micro-ondes), ces photons sont des cibles idéales pour tous les électrons énergétiques pour produire un effet Compton inverse. Lorsque les électrons sont vraiment très énergétiques, ils peuvent transformer un photon micro-onde qui possède une énergie d'une fraction d'électron-volt en un photon de plusieurs MeV ou GeV... (rayons X durs).

Les deux phénomènes ne nécessitent pas des électrons de même énergie toutefois, le rayonnement synchrotron a besoin d'électrons vraiment très énergétiques, environ 50 TeV, et comme ils ralentissent vite, il faut aussi qu'un mécanisme de réaccélération continue existe pour maintenir ce type de rayonnement. L'effet Compton inverse, lui, nécessite des électrons énergétiques certes mais d'une énergie moins élevée, et il impose que le jet relativiste s'étende sur une très grande distance (jusqu'à 1 Mpc) pour que la probabilité que l'effet se produise soit non négligeable.  

Pour départager les deux phénomènes, les astrophysiciens des particules possèdent une botte secrète : les photons gamma. En effet, l'existence d'une source étendue de rayons gamma signe directement la présence d'électrons ultra-relativistes sur de grandes distances. La détection de telles sources de rayons gamma peut donc permettre de distinguer les effets synchrotron et Compton inverse via l'énergie des électrons en présence et leur répartition spatiale. C'est à cette tache que se sont attaqués les physiciens de la collaboration internationale H.E.S.S. en observant les rayons gamma entourant le jet de Centaurus A à grande échelle dans la gamme d'énergie du TeV. 

Les données qu'ils ont obtenues avec leurs télescopes Cherenkov qui traquent les gerbes de particules secondaires qui sont produites dans la haute atmosphère quand un photon gamma ultra-énergétique y interagit avec un atome d'azote ou d'oxygène, indiquent que des électrons continuent à être accélérés le long du jet de Centaurus A. Ils observent en effet une vaste zone d'émission gamma qui s'étend sur plusieurs milliers d'années-lumière (une forme elliptique de demi-grand axe de 2,2 kpc), prouvant que l'accélération des électrons n'a pas lieu uniquement dans le voisinage proche du trou noir supermassif, mais bien tout le long du jet.

C'est donc l'explication fondée sur l'effet synchrotron qui l'emporte pour l'émission X de Centaurus A puisque les électrons sont bien réaccélérés en continu le long du jet.

Or il se trouve que le jet de Centaurus A n'a rien d'exceptionnel pour une radiogalaxie : il n'est ni ultrapuissant, ni très grand, ni extrêmement rapide. Les astrophysiciens en concluent donc que des électrons ultrarelativistes doivent être communs à grande distance dans les jets des galaxies actives.  

Par ailleurs, les radiogalaxies sont assez nombreuses, ce qui fait dire aux chercheurs que ces galaxies actives doivent produire une contribution importante dans la redistribution d'énergie dans le milieu intergalactique. 

Cette étude a nécessité environ 200 heures d'observation par les télescopes Cherenkov H.E.S.S installés dans la savane de Namibie. H.E.S.S est aujourd'hui l'instrument le plus sensible pour l'astronomie gamma au TeV. Il sera supplanté dans quelques années par le Cherenkov Telescope Array (CTA), qui offrira encore d'avantage de données pour comprendre les galaxies actives et bien d'autres phénomènes très énergétiques.

Source

Resolving acceleration to very high energies along the jet of Centaurus A

The H.E.S.S. Collaboration

Nature volume 582 (17 june 2020)

https://doi.org/10.1038/s41586-020-2354-1

Illustrations

1) Image composite de Centaurus A, montrant les jets émergeant du centre de la galaxie ainsi que l'émission gamma étendue (ESO/WFI (Optical); MPIfR/ESO/APEX/A.Weiss et al. (Submillimetre); NASA/CXC/CfA/R.Kraft et al. (X-ray), H.E.S.S. collaboration (Gamma))

2) Les télescopes Cherenkov de H.E.S.S (Collaboration H.E.S.S)

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#science #astrophysique #astroparticules #galaxie #galaxies

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FRB : deuxième cas d'émission répétée périodique

Il y a un mois, je vous racontais la découverte d'un motif périodique dans les signaux répétés de FRB 121102, en précisant que c'était en fait la seconde découverte de ce genre. L'étude relatant la découverte du premier FRB répétitif périodique, FRB 180916, vient enfin d'être publiée, dans Nature. L'existence de deux FRB de ce type ruine au passage tous les fantasmes de civilisation intelligente qui y serait liée.

C'est donc la collaboration canadienne CHIME/FRB (Canadian Hydrogen Intensity Mapping Experiment Fast Radio Burst Project) qui aura détecté la première un motif périodique dans le signal d'un FRB, mais publié en second, grillée sur le poteau par une autre équipe, et un autre FRB... Il s'agit ici de la source FRB 180916, qui fait partie des sursauts radio rapides répétitifs qui ont été découverts par CHIME/FRB en 2018 et ont pu être localisés dans une galaxie lointaine.

Les chercheurs ont enregistré les ondes radio en provenance de FRB 180916 entre le 16 septembre 2018 (jour de sa découverte) et le 2 février 2020 et ont détecté pas moins de 38 sursauts radio. En analysant comment se répartissent dans le temps ces sursauts, les chercheurs canadiens observent qu'ils apparaissent toujours regroupés par paquets sur 5 jours et même par sous-paquets de 0,6 jours à l'intérieur d'un macropulse. Et le motif semble se répéter tous les 16,35 ± 0,15 jours, le reste du temps étant silencieux.

Le mécanisme sous-jacent qui est à l'origine de ces sursauts radio ne peut donc pas être purement sporadique, d'après les spécialistes. Quelque chose doit produire cette modulation périodique, et cela peut provenir du mécanisme d'émission lui-même ou bien d'un élément externe qui produirait soit une amplification du signal soit une absorption, de manière régulière et périodique.

On notera que le motif qui est observé sur FRB 180916 est très différent de celui qui a été vu sur FRB 121102 : ce dernier montre une activité répétée qui dure 88 jours suivi d'une phase silencieuse de 69 jours, avec une période de 157 jours. Ici, avec FRB 180916, la période est 10 fois plus petite et le rapport activité/inactivité est plus faible : 5 jours actifs, 11 jours silencieux. Les galaxies d'origine de ces deux FRB sont aussi très différentes : une galaxie naine située à plusieurs milliards d'années lumière pour FRB 121102 et une galaxie spirale massive relativement proche pour FRB 180916.

Le radiotélescope CHIME possède l'avantage d'avoir un grand champ de vue qui couvre environ 200° carré. Il est idéal pour détecter des FRB rapidement, étant sensible à des fréquences radio entre 400 et 800 MHz. Par chance, FRB 180916 se retrouve régulièrement dans le champ de vue du radiotélescope et a donc pu être suivi quasi quotidiennement depuis deux ans. Et on a besoin de beaucoup de temps d'observation pour espérer pouvoir détecter une évolution périodique à longue période sur un objet particulier. L'analyse statistique rigoureuse qui a été effectuée pour définir la réalité de la périodicité du signal indique que la chance pour que la périodicité annoncée soit dûe en fait au hasard est de 1 sur 10 millions... 

Il y aurait donc au moins deux FRB répétitifs qui montrent des motifs périodiques. Est-ce que ça nous aide pour comprendre l'origine des FRB (toujours inconnue) ? Oui et non. A ce jour, il existe une cinquantaine de modèles théoriques qui expliquent l'origine des FRB. Le fait d'avoir découvert que certains FRB se répétaient a permis d'exclure les modèles proposant une origine purement cataclysmique (destruction d'une étoile ou équivalent). Maintenant, l'ajout de l'existence possible d'un motif périodique ne permet pas encore d'exclure les modèles qui ne prédisent pas de périodicité, tant que nous n'avons pas montré que tous les FRB répétitifs ont un motif périodique...

La plupart des modèles théoriques mettent au centre de leur proposition un pulsar ou sa version ultra-magnétisée, un magnétar. Comme ce sont des objets qui tournent sur eux-mêmes avec une période très courte, inférieure à la seconde, l'observation d'une période du même type dans le signal des FRB serait une signature quasi définitive. Or, il n'y a que le durée des sursauts qui est de l'ordre de quelque millisecondes dans les FRB, pas encore leur période de répétition, et loin de là... 

Et de fait, aucun modèle théorique de FRB ne prédisait l'existence d'une périodicité de plusieurs jours, que ce soit 16 jours ou de 157 jours... avant cette découverte. Depuis, les cerveaux ont chauffé et plusieurs idées spéculatives ont émergé. 

Une possibilité qui est évoquée serait qu'un système binaire serait impliqué, incluant une étoile à neutrons et un compagnon. La période observée serait la période orbitale du couple. Selon ce modèle, l'émission radio en sursauts serait produite lorsqu'un intense vent de particules émis par l'étoile compagne interagirait avec la magnétosphère du pulsar. Mais la distance requise entre les deux étoiles semble difficile à réconcilier avec la période orbitale "observée". Une autre hypothèse serait l'image inversée de la précédente : il existerait une émission continue de sursauts radio mais elle serait obscurcie en permanence par le vent stellaire du compagnon, excepté dans une "fenêtre" qui serait ouverte par le vent de l'étoile à neutrons... avec une périodicité égale à la périodicité orbitale du couple.

Une troisième possibilité qui est avancée serait que l'étoile à neutrons générant les FRB serait déformée et que la région émettrice subirait une précession (un mouvement de toupie). Dans ce cas, même si la  période de rotation de l'étoile à neutrons est de l'ordre de la seconde ou moins, comme le signal FRB formerait un faisceau très fin, c'est le mouvement de précession qui pourrait pointer le faisceau vers la Terre tous les 16 jours. Reste à savoir si une précession pourrait être suffisamment lente pour produire la période de 157 jours vue sur FRB 121102. Il semble que ce soit difficile à concilier... 

Notons qu'une telle précession d'une étoile à neutrons pourrait avoir une origine intrinsèque à l'étoile à neutrons ou être induite par un compagnon. En tous cas, cette idée n'expliquerait que la périodicité et non le signal FRB en tant que tel.

Une quatrième solution serait tout simplement qu'il puisse exister des magnétars ayant une période de rotation intrinsèque très longue (une rotation très lente), correspond aux 16,35 jours de FRB 180916 et jusqu'aux 157 jours de FRB121102. Mais aujourd'hui, nous ne savons absolument pas si de tels objets peuvent d'une part exister et d'autre part si ils peuvent générer des signaux radio répétés...

Ces deux FRB vont donc continuer à être observés très attentivement, ainsi que les autres FRB répétitifs qui ont pu être détectés par CHIME/FRB ou d'autres radiotélescopes. Si ne serait-ce qu'un seul sursaut est observé durant la phase silencieuse du motif périodique déterminé, toute l'excitation apparue ces derniers mois sera à jeter à la corbeille et certains pousseront des ouf! de soulagement. Mais le fait que nous connaissions désormais deux FRB qui semblent se répéter périodiquement indique qu'il ne s'agirait pas d'un phénomène isolé ou très particulier. Il est aussi possible que nous découvrions bientôt que tous les FRB se répètent, et que tous se répètent périodiquement avec des périodes longues assez diverses... Cela signifierait que le mécanisme lié à la répétition périodique des sursauts radio rapides pourrait être au coeur du mécanisme de production des ondes radio des FRB... Les quelques mois et années qui viennent vont être passionnants.

Source

Periodic activity from a fast radio burst source

The CHIME/FRB Collaboration

Nature volume 582 (17 june 2020)

https://doi.org/10.1038/s41586-020-2398-2

Illustration

Schéma de deux mécanismes imaginés pouvant potentiellement expliqué un signal de FRB à longue période, mais restant très spéculatifs (Nature).

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#science #astrophysique #FRB

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A l'origine de l'émission radio des pulsars

Une solution pour expliquer l'origine de l'émission radio si intense des pulsars vient d'être proposée par des physiciens polonais et russes. Cette émission de type 'cohérente' serait liée à des fluctuations dans le plasma produisant des paires électrons-positrons à proximité immédiate de la surface de l'étoile à neutron. Une étude à lire dans Physical Review Letters.

Les pulsars sont des étoiles à neutrons qui émettent des ondes radio sous la forme d'un faisceau dont la base est décalée des pôles de l'étoile, émanent des pôles magnétiques de l'étoile à neutrons et produisant un balayage de l'espace avec une fréquence égale à celle de la rotation très rapide de l'étoile à neutrons sur elle-même. Et ces rayonnements d'ondes radio ont une très forte intensité, qui n'est théoriquement possible que s'il s'agit d'une émission dite "cohérente", c'est à dire un peu à l'image d'un laser où tous les photons sont synchronisés entre eux. Le processus physique qui serait à l'origine d'une telle caractéristique cohérente de l'émission des pulsars est recherché depuis des années, voire dizaines d'années sans succès. Mais Alexander Philippov (Flatiron Institute, New York) et ses collaborateurs ont peut-être trouvé la solution. Ils ont en tous cas trouvé une solution qui permet d'expliquer l'émission des pulsars grâce à des simulations numériques des phénomènes électromagnétiques qui ont lieu dans le plasma entourant les pulsars.

Il faut préciser que si les pulsars émettaient un rayonnement incohérent de type corps noir, la luminosité en onde radio qui est observée induirait une température délirante de l'ordre de 1030 K... C'est pour cette raison que les astrophysiciens considèrent que l'émission des pulsars ne peut être que de type cohérente.

Un milieu qui est très favorable pour l'émission de rayonnement cohérent est le plasma. Et ça tombe plutôt bien car les étoiles à neutrons doivent être entourées de plasma. Un rayonnement électromagnétique cohérent peut apparaître lorsque des particules chargées du plasma se retrouvent accélérées le long des mêmes trajectoires, ou lorsque les particules forment une population dans laquelle une quantité majoritaire se retrouve dans un état excité (comme c'est le cas dans le processus du laser ou du maser, l'équivalent du laser pour les micro-ondes).

Le plasma qui entoure les pulsars est différent des plasmas que l'on peut rencontrer au niveau du Soleil. Au lieu d'électrons et d'ions, on va y trouver des électrons et des positrons. Ces paires de particules-antiparticules sont produites par des photons énergétiques qui sont eux-mêmes émis par des particules chargées accélérées dans le champ électrique induit par la rotation du champ magnétique du pulsar. Résumons : les étoiles à neutrons, résidus de supernovas, tournent très vite sur elles-mêmes (jusque plusieurs centaines de fois par seconde) et possèdent un intense champ magnétique. La rotation du champ magnétique produit un champ électrique. Ce champ électrique très élevé à pour effet d'accélérer les particules chargées qui passent par là, protons, ions ou électrons. Et ces particules accélérées interagissent avec le milieu environnant en produisant alors des photons gamma qui sont suffisamment énergétiques (plus de 1,022 MeV) pour créer des paires d'électrons et positrons qui forment alors un plasma autour de l'étoile à neutrons. C'est toute cette suite de processus qu'ont simulée Alexander Philippov et ses collaborateurs. 

Et les chercheurs montrent que le processus peut déclencher des réactions en cascade : les photons produisent des paires électrons-positrons (e+-e-) qui rayonnent à leur tour plus de photons, qui vont produire ensuite des paires e+e- et ainsi de suite. Le résultat en est la production d'un plasma e+e- dense avec des paires de particules-antiparticules qui se meuvent le long des lignes de champ magnétique à des vitesses relativistes.

Philippov et ses collaborateurs trouvent dans leurs calculs que ces cascades peuvent avoir lieu non pas de manière lente comme ce que l'on pensait avant mais sur un laps de temps inférieur à la milliseconde. L'un des coauteurs de cette étude, Andrey Timokhin, avait montré il y a quelques années grâce à des simulations à 1D que lorsque les particules sont accélérées par le champ électrique et qu'elles émettent des photons énergétiques, ceux-ci produisent des bouffées de paires e+e-  qui viennent écranter complètement le champ électrique, ce qui a pour effet de stopper l'accélération des particules et donc la production de paires e+e-. Le champ électrique réapparaît ensuite lorsque les paires électrons-positrons se sont échappées de la région, ce qui prend une fraction de millisecondes aux vitesses relativistes considérées. Timokhin avait trouvé que cet écrantage périodique produisait des ondes électrostatiques très fortes. Mais sa modélisation à une dimension ne lui permettait pas de montrer une éventuelle propagation des ondes électromagnétiques induites.

Philippov, Spitkovsky et Timokhin reprennent le problème, en y ajoutant une 2ème dimension orthogonale et en explorant la dynamique du plasma sur une région plus vaste autour des pulsars. Ils trouvent, vous l'aurez deviné, que les ondes électrostatiques qu'avait trouvées Timokhin produisent bien des ondes électromagnétiques qui se propagent. Cette production est donc rendue possible, selon les chercheurs, car le champ électrique n'est pas uniforme au dessus des pôles des pulsars. Comme ces ondes électromagnétiques sont produites par un mouvement collectif du plasma et non par l'émission individuelle des particules, elle est bien de type cohérent. Le mécanisme de production de paires associé à l'écrantage du champ électrique permet ainsi d'expliquer l'émission radio intense des pulsars.

Car Philippov et ses collaborateurs montrent aussi que le spectre des ondes électromagnétiques qui sont produites par ce mécanisme est tout à fait conforme à ce qui observé sur les pulsars. Mais quelques questions restent tout de même en suspend, car le modèle qui est proposé par les physiciens russes et polonais prend en compte des énergies de particules qui sont significativement plus basses que celles existant autour d'un vrai pulsar. Un point surprenant aussi est que le mécanisme proposé pourrait être trop efficace. En effet, les ondes électromagnétiques produites devraient, selon le modèle, participer pour une grande part à la perte d'énergie de rotation du pulsar, qui finit par le ralentir, mais on sait par l'observation que seule une petite portion de la perte d'énergie de rotation des pulsars est convertie en ondes radio... Il est donc fort à parier que ces questions trouveront une réponse en construisant de nouvelles simulations, cette fois-ci en 3 dimensions et couvrant encore de plus vastes zones spatiales au voisinage d'un pulsar numérique.

Malgré ses petits défauts, ce nouveau modèle expliquant l'origine du rayonnement cohérent des pulsars fait bien avancer nos connaissances et ouvre de bonnes pistes sur ces astres extrêmes. Il pourrait même fournir des informations cruciales sur le processus à l'origine des FRB (Fast Radio Bursts), ces sursauts rapides d'ondes radio qui sont aujourd'hui estimés - de plus en plus - provenir des pulsars les plus magnétisés de l'Univers, ceux qu'on appelle des magnétars.

Source

Origin of Pulsar Radio Emission

Alexander Philippov, Andrey Timokhin, and Anatoly Spitkovsky

Phys. Rev. Lett. 124, 245101 (15 June 2020)

https://doi.org/10.1103/PhysRevLett.124.245101

Illustration

Vue d'artiste d'un pulsar avec des lignes de champ magnétique autour desquelles se meuvent des particules du plasma, l'émission radio cohérente est figurée en rose (NASA)

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#science #astrophysique #Pulsar

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Antarès scrutée de très près par ALMA et le VLA

Antarès, l'étoile supergéante rouge la plus proche du Soleil, qui illumine nos soirées d'été dans la constellation du Scorpion, vient d'être observée à haute résolution dans le domaine submillimétrique et centimétrique (ondes radio) avec ALMA et VLA. Ces observations offrent une cartographie inédite de la supergéante, qui mérite bien son qualificatif, elle qui s'étend sur une distance bien supérieure à l'orbite de Saturne... Une étude parue dans Astronomy&Astronomy.

L'équipe de Eamon O’Gorman (Dublin Institute for Advanced Studies) est parvenue à mesurer non seulement la taille exacte des différentes couches de Antarès, mais aussi leur température respective, depuis sa "surface", la photosphère, jusqu'à sa zone d'émission de vent stellaire située à plus de 10 fois le rayon de la photosphère. C'est ainsi la totalité de la chromosphère de Antarès qui a pu être observée en détail.

Les étoiles supergéantes rouge comme Antarès ou Bételgeuse, à laquelle se sont aussi intéressés les astrophysiciens, sont des monstres en fin de vie qui projettent de grosses quantités de matière sous forme de vent stellaire. C'est dans le but de mieux comprendre comment sont produits ces flux de matière que O’Gorman et ses collaborateurs ont décidé d'observer Antarès avec ALMA et le VLA. 

La cartographie qu'ils obtiennent est tout simplement la carte radio la plus détaillée obtenue sur une étoile (autre que le Soleil). ALMA et le VLA n'observent pas aux mêmes longueurs d'ondes. Tandis que ALMA est sensible aux petites longueurs d'ondes, ici à partir de 0,7 mm, et peut scruter Antarès à proximité immédiate de sa photosphère (sa "surface"), le Very Large Array, lui, observe à une longueur d'onde centimétrique jusqu'à 10 cm et donc s''"approche" moins près de l'étoile et permet de voir les couches plus éloignées de la chromosphère et au-delà. 

Tout dépend de la longueur d'onde à laquelle on regarde. Ce sont les données du VLA qui offrent la vision la plus étendue de Antarès, jusqu'à 11,6 fois le rayon de la photosphère... A 0,7 mm, le diamètre angulaire de Antarès qui est observé vaut 50,7 millisecondes d'arc et il vaut 431 millisecondes d'arc à une longueur d'onde de 10 cm (8,5 fois plus). Dans le domaine visible, Antarès, qui est distante de 550 années-lumière environ, apparaît avoir une taille déjà 680 fois plus grande que le Soleil, mais ça c'est la taille de sa photosphère... En ondes radio, ALMA et le VLA voient donc une étoile plus de 7500 fois plus grande que le Soleil ! 

La chromosphère (l'"atmosphère" de l'étoile) s'étend jusqu'à 2,5 fois le rayon de la photosphère puis et suivie de la vaste zone des vents stellaires. La chromosphère du Soleil, pour comparaison, ne s'étend que sur une distance égale à 1/200ème du rayon de sa photosphère...

Et les observations fournissent également des valeurs de températures dans ces différentes zones grâce à l'acquisition du rayonnement radio à 11 longueurs d'ondes différentes avec les deux réseaux de radiotélescopes. La température de la chromosphère de Antarès est un peu plus froide que ce qui était attendu à partir d'observations dans le visible et en UV. Elle passe de 2750 K au plus près de la photosphère (1,35 fois le rayon) pour atteindre un maximum de 3500 K à un rayon de 2,5 fois le rayon de la photosphère et ensuite décroit graduellement jusqu'à 1650 K à 11,6 fois le rayon photosphérique.

C'est la première fois qu'une chromosphère stellaire est observée en ondes radio avec autant de détails, une zone très perturbée par les champs magnétiques et les phénomènes de convection de la photosphère qui peuvent produire des ondes de choc dans le plasma. Et c'est aussi la première fois que l'évolution de la température dans la chromosphère d'une supergéante rouge est observée avec autant de précision.

O’Gorman et ses collaborateurs montrent ainsi que la chromosphère de Antarès peut être qualifiée de "tiède" plutôt que chaude. Les précédentes observations, qu'elles soient dans le visible ou en UV n'étaient sensibles il est vrai qu'à des températures plus élevées du gaz et du plasma.

Et pour la première fois également, les astrophysiciens arrivent à distinguer une frontière assez nette entre la chromosphère et la région où les vents stellaires commencent à se développer, en détectant un changement dans l'indice spectral des rayonnements détectés entre les observations acquises entre 0,7 mm et 1,4 cm d'un côté et celles acquises entre 4,3 et 10 cm de l'autre. L'image radio du VLA montre quant à elle un intense vent éjecté par Antarès et qui se retrouve éclairé par l'étoile compagne de la supergéante, Antarès B. 

Les mesures proches de ALMA montrent par ailleurs que la forme de l'atmosphère de Antarès est allongée avec un aplatissement de 15%. 

O’Gorman et ses collaborateurs concluent leur étude en s'intéressant à la cousine de Antarès qu'est Bételgeuse. A partir des informations recueillies sur Antarès, ils modélisent le rayonnement en UV lointain de la chromosphère de Bételgeuse correspondant à un équilibre thermique. Ils en déduisent de nouvelles informations qui peuvent avoir leur importance dans la compréhension de cette étoile en fin de vie comme l'est Antarès, notamment que la supergéante devrait montrer une composante additionnelle de photoionisation chromosphérique à haute température (supérieure à 7000 K) mais qui doit rester minoritaire...

Cette étude en multi-longueurs d'ondes dans le domaine radio nous offre une nouvelle vision de l'une des étoiles les plus emblématiques de notre ciel estival, brillant de mille feux, mais, du haut de ses 15 masses solaires et ses 11 millions d'années, condamnée à exploser à court terme. 

Source

ALMA and VLA reveal the lukewarm chromospheres of the nearby red supergiants Antares and Betelgeuse

E. O’Gorman et al.

A&A Volume 638, A65 (16 June 2020)

https://doi.org/10.1051/0004-6361/202037756

Illustrations

1) Vue d'artiste de Antarès avec la taille du système solaire pour comparaison (NRAO/AUI/NSF, S. Dagnello)

2) Images en onde radio obtenues avec le VLA et ALMA (la zone diffuse à droite est le vent stellaire de Antarès illuminé par la compagne Antarès B) (ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), E. O’Gorman; NRAO/AUI/NSF, S. Dagnello)

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#science #astrophysique #ALMA

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Le vert de l'oxygène observé dans l'atmosphère de Mars pour la première fois

On savait que les martiens étaient verts de peau, on savait moins que la fine atmosphère de la planète rouge pouvait aussi arborer une belle couleur verte. C'est la sonde ExoMars Trace Gas Orbiter qui a détecté pour la première fois cette longueur d'onde caractéristique de l'émission de l'oxygène. Une étude parue dans Nature Astronomy.

C'est la première fois que l'émission de lumière verte caractéristique de l'oxygène, est vue ailleurs que dans l'atmosphère terrestre. Sur Terre, c'est surtout lors des aurores polaires que l'on peut voir cette lumière particulière, lorsque des électrons énergétiques viennent ioniser les hautes couches atmosphériques.

Mais il n'y a pas que lors des aurores que les atmosphères planétaires peuvent réémettre de la lumière dans différentes longueur d'onde. L'impact de la lumière solaire à elle seule peut induire une rémanence des molécules du gaz atmosphérique, oxygène et azote. Et même durant la nuit, des lueurs peuvent apparaître à la faveur de recombinaisons entre molécules. 

Sur Terre, en dehors des aurores, c'est avant tout en orbite que la faible luminosité verte peut être observée, au niveau du limbe atmosphérique.

La sonde européenne Trace Gas Orbiter est en orbite de Mars depuis octobre 2016. Jean-Claude Gérard (Université de Liège) et ses collaborateurs ont exploité les données de sa suite instrumentale NOMAD (Nadir and Occultation for Mars Discovery) qui inclut la spectromètre UVIS (ultraviolet and visible spectrometer). Alors qu'il est normalement pointé vers le sol de Mars (le nadir), les chercheurs ont eu la bonne idée de pointer le spectromètre dans une direction orthogonale, vers le limbe atmosphérique de Mars. Les chercheurs ont ainsi pu scanner une vaste région d'altitudes comprises entre 20 et 400 km de la surface de la planète rouge deux fois par orbite. La raie de l'oxygène à 557,7 nm (vert) apparaît clairement dans les spectres et est maximale à une altitude de 80 km, avec un second pic à 120 km. Sur Terre, elle est visible essentiellement à 90 km d'altitude. 

A côté de cette intense raie dans le visible (verte), une autre raie de l'oxygène est visible, dans l'ultra-violet à 297.2 nm, mais 16,5 fois moins intense, ce qui résout au passage une petite controverse parmi les spectroscopistes. Les astrophysiciens montrent également que l'intensité de la raie verte varie en fonction de a distance de Mars au Soleil.

Ils ont également modéliser l'émission de l'oxygène pour comprendre comment elle se produisait, le résultat indique une contribution importante d'un mécanisme dans lequel les molécules de dioxyde de carbone sont cassées en deux par photodissociation induite par le rayonnement UV du Soleil : monoxyde de carbone (CO) et oxygène (O).

Ces observations sont cohérentes avec les modèles théoriques développés il y a déjà 40 ans au sujet de l'atmosphère martienne, mais cette luminosité verte est beaucoup plus intense que celle observée dans l'atmosphère terrestre. 

L'étude de la luminosité rémanente des atmosphères planétaires fournit des informations très riches sur la composition ou la dynamique des atmosphères. Elle permet d'entrevoir comment l'énergie du Soleil (photons ou protons du vent solaire) est déposée dans les couches atmosphériques. La compréhension de ces processus est fondamentale pour caractériser les phénomènes atmosphériques comme les aurores. En détaillant la structure et le comportement de la lumière verte de Mars, Gérard et ses collaborateurs parviennent ainsi à explorer une zone d'altitude encore mal connue.

La compréhension des propriétés de l'atmosphère de Mars n'est pas seulement intéressante en elle-même, elle est aussi importante pour les futures missions martiennes. La densité atmosphérique dans les différentes couches de la planète rouge est par exemple un paramètre clé pour éviter de faire crasher des sondes envoyées vers Mars, notamment le futur rover européen ExoMars en 2022...

Source

Detection of green line emission in the dayside atmosphere of Mars from NOMAD-TGO observations J.-C. Gérard, et al.

Nature Astronomy (15 June 2020)

https://doi.org/10.1038/s41550-020-1123-2

Illustration

La lumière verte atmosphérique observée autour de la Terre depuis l'ISS (NASA)

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