tag:blogger.com,1999:blog-37306564474046707712024-03-29T04:29:39.979+01:00Ça se passe là haut
Astronomie, Astrophysique, Astroparticules, Cosmologie. L'infini se contemple, indéfiniment.
ISSN 2272-5768Dr Eric Simonhttp://www.blogger.com/profile/11521111896501339638noreply@blogger.comBlogger2009125tag:blogger.com,1999:blog-3730656447404670771.post-1088682185592783292024-03-28T18:16:00.001+01:002024-03-28T19:02:03.036+01:00Nouvelle image de polarisation de Sgr A* dévoilée par l'EHT<p style="text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;"></span></p><div class="separator" style="clear: both; text-align: center;"><span style="font-family: inherit;"><a href="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEjUSPKOupC9PfrTWGXMky4aeD0fot-1n_f4vx8kXMnftqRUy8V4_IFrUNKC2suNB5tcQIGHcRObiJuZZwp_3jwoyhgyEmQr3UvdhZ0TdfQorBA6Cwpyp6TALIfuiKbR_a9M7bhI5zYbEXBw9Ys65gFpnzqvaJyaW3pTC5sV_EsSwj9PXg8zXNibUtJs4iY/s878/sgra_polar.png" style="margin-left: 1em; margin-right: 1em;"><img border="0" data-original-height="878" data-original-width="878" height="640" src="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEjUSPKOupC9PfrTWGXMky4aeD0fot-1n_f4vx8kXMnftqRUy8V4_IFrUNKC2suNB5tcQIGHcRObiJuZZwp_3jwoyhgyEmQr3UvdhZ0TdfQorBA6Cwpyp6TALIfuiKbR_a9M7bhI5zYbEXBw9Ys65gFpnzqvaJyaW3pTC5sV_EsSwj9PXg8zXNibUtJs4iY/w640-h640/sgra_polar.png" width="640" /></a></span></div><span style="font-family: inherit;"><br />La collaboration Event Horizon Telescope (EHT) vient de dévoiler une nouvelle image de l’anneau de plasma entourant Sgr A*, cette fois-ci avec des données de polarisation, révélant la direction des puissants champs magnétiques qui s'enroulent en spirale autour du trou noir supermassif. Ils publient deux articles dans The Astrophysical Journal Letters.</span><p></p>
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<iframe width="100%" height="320" src="https://podcloud.fr/podcast/casepasselahaut/episode/numero-1636-nouvelle-image-de-polarisation-de-sgr-a-etoile-devoilee-par-leht/player" frameborder="0" allow="accelerometer; autoplay; encrypted-media; gyroscope; picture-in-picture; fullscreen"></iframe>
<p style="text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;"><span></span></span></p><a name='more'></a><span style="font-family: inherit;">Dans le plasma qui entoure les trous noirs, les particules qui tourbillonnent autour des lignes de champ magnétique transmettent un schéma de polarisation de la lumière perpendiculaire au champ magnétique. En observant la polarisation de la lumière de l’anneau entourant l’ombre de l’horizon d’un trou noir, on peut ainsi voir ce qui se passe dans les régions très proches du trou noir et cartographier les lignes de champ magnétique et son intensité.</span><p></p><p style="text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;">Mais l'imagerie des trous noirs en lumière polarisée n'est pas simple et c'est particulièrement vrai pour Sgr A*, dont le disque d’accrétion change si rapidement. L'imagerie en polarisation du trou noir supermassif a nécessité des outils sophistiqués qui vont au-delà de ceux utilisés précédemment pour M87*, qui est une cible beaucoup plus stable. La première image a nécessité des mois d'analyse approfondie pour comprendre sa nature dynamique et dévoiler sa structure moyenne. La réalisation d'une image polarisée ajoute le défi de la dynamique des champs magnétiques autour du trou noir. Les modèles des chercheurs prédisaient des champs magnétiques très turbulents, ce qui rendait extrêmement difficile la construction d'une image polarisée. Mais heureusement, Sgr A* était un peu plus calme que prévu, ce qui a rendu possible cette première image en lumière polarisée.</span></p><p style="text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;">Cette nouvelle vue de Sgr A* en lumière polarisée révèle une structure de champ magnétique étonnamment similaire à celle du trou noir M87*, ce qui suggère que des champs magnétiques puissants peuvent être communs à tous les trous noirs. Cette similitude laisse également supposer l'existence d'un jet caché émanant de Sgr A*. La toute première image de Sgr A* avait été publiée en 2022, à partir d’un long travail de traitement des données qui avaient été acquises en avril 2017. C’est à nouveau à partir de ces données enregistrées il y a presque sept ans que les chercheurs de la collaboration international EHT ont produit cette image de polarisation se superposant à l’image initiale.</span></p><p style="text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;">Ce que montre aussi cette image de polarisation, c'est qu'il existe des champs magnétiques forts, tordus et organisés près du trou noir. Cela indique selon les chercheurs que des champs magnétiques puissants et ordonnés sont essentiels à l'interaction des trous noirs avec le gaz et la matière qui les entourent. La fraction de polarisation résolue est élevée : de 24% à 28%, et un motif ordonné est observé, et est symétrique par rotation. Grâce à des arguments semi-analytiques et à des comparaisons avec des simulations GRMHD (magnétohydrodynamique relativiste), les chercheurs de la collaboration EHT arrivent à plusieurs conclusions : Tout d’abord, la grande fraction de polarisation implique que le champ magnétique à l'échelle de l'horizon des événements ne peut pas être très enchevêtré sur des petites échelles, et que la rotation de Faraday ne peut pas non plus ajouter trop de désordre supplémentaire à la structure. Ensuite, à partir de la fraction de polarisation résolue spatialement, les chercheurs montrent que les contraintes favorisent fortement les modèles MAD (magnetically arrested disc), comme dans M87*. Mais ils notent que s’ils s’appuient sur la rotation interne de Faraday pour produire la mesure de rotation observée sans effectuer de dérotation, alors il n'y a pas de modèle qui satisfasse toutes les contraintes d'intensité totale et polarimétriques. Mais, en revanche, s’ils supposent que la mesure de rotation peut être attribuée à un écran externe et en appliquant une dérotation, ils trouvent un modèle qui satisfait à toutes les contraintes d'intensité totale et polarimétriques.</span></p><p style="text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;"></span></p><div class="separator" style="clear: both; text-align: center;"><span style="font-family: inherit;"><a href="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEh6PcGGxJUrETdaASi5mtLba1nmU6vjFaNHXumY4YlVNLJKIAd-8YrcXJ8KH4xRqcNdygbYTs_DnW5Ubf-Axe_cNvh_bQjAD_wlsPhjFX7aPt92hsg7qK3jhJEzEKEIoZfE33tRrIq7moL9cuvJL6y5_6i4XSRXsmdsIxM3psoVJHnUBcecx03gkWx0qPQ/s1287/unnamed_2.png" style="margin-left: 1em; margin-right: 1em;"><img border="0" data-original-height="667" data-original-width="1287" height="332" src="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEh6PcGGxJUrETdaASi5mtLba1nmU6vjFaNHXumY4YlVNLJKIAd-8YrcXJ8KH4xRqcNdygbYTs_DnW5Ubf-Axe_cNvh_bQjAD_wlsPhjFX7aPt92hsg7qK3jhJEzEKEIoZfE33tRrIq7moL9cuvJL6y5_6i4XSRXsmdsIxM3psoVJHnUBcecx03gkWx0qPQ/w640-h332/unnamed_2.png" width="640" /></a></span></div><span style="font-family: inherit;"><br />Les simulations GRMHD échantillonnent en fait un espace de paramètres à cinq dimensions. Le premier paramètre est l'état du champ magnétique, soit MAD, soit SANE (évolution standard et normale), qui définit quand le flux magnétique parcourant l'horizon pour un taux d'accrétion donné a saturé et est devenu dynamiquement important (MAD) ou non (SANE).</span><p></p><p style="text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;">Le deuxième paramètre est le spin du trou noir, valeur sans dimension comprise entre – 1 et 1, où un signe négatif indique un disque rétrograde par rapport au vecteur de spin.</span></p><p style="text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;">Le troisième paramètre est l'inclinaison i comprise entre 0° et 180°, au lieu de seulement [0°, 90°] parce que la rotation de Faraday et l'émission de polarisation circulaire brisent la symétrie lorsque la polarisation est prise en compte.</span></p><p style="text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;">Le quatrième paramètre est Rhigh, qui fixe la valeur asymptotique du rapport de température d’ion/électron.</span></p><p style="text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;">Enfin, le cinquième paramètre est la polarité du champ magnétique par rapport au vecteur de moment cinétique du disque, soit aligné, soit inversé, ce qui affecte la direction de la rotation de Faraday et l'orientation des émissions à polarisation circulaire.</span></p><p style="text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;">Le meilleur modèle trouvé qui satisfait toutes les contraintes donne un disque de type MAD, avec une valeur de spin du trou noir a* = 0,94, un angle d’inclinaison de l’axe de rotation i = 150°, un Rhigh de 160 et une polarité du champ magnétique alignée.</span></p><p style="text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;">Bien que les simulations de magnétohydrodynamique relativiste, contenant uniquement des distributions d'électrons thermiques, aient remarquablement bien reproduit de nombreuses quantités observées de Sgr A*, les chercheurs notent quand même qu’elles présentent de nombreuses imperfections. La plupart de ces modèles surestiment la variabilité temporelle, et les astrophysiciens avertissent que les valeurs déduites du modèle ne doivent pas être interprétées comme des mesures. Les domaines dans lesquels ces simulations peuvent être améliorées sont les suivants :</span></p><p style="text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;">a) Les conditions initiales : alignement des tores par rapport à l'axe du moment cinétique du trou noir, caractéristiques de variabilité des plasma ou géométrie des disques aux grands rayons.</span></p><p style="text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;">b) La thermodynamique des électrons : la température des électrons utilisée dans la modélisation du chauffage et du refroidissement ne permet pas de les reproduire de manière très détaillée.</span></p><p style="text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;">c) La composition du plasma : il a été montré en 2022 que les modèles alimentés par de l'hélium plutôt que par de l'hydrogène peuvent avoir des morphologies d'émission substantiellement différentes, tendant vers des températures plus élevées et des densités plus faibles et donc des fractions de polarisation plus élevées. Par ailleurs, la présence de paires électron-positron peut modifier de manière significative les effets de Faraday, conduisant à des signatures potentielles en polarisation linéaire et circulaire qui n'ont pas encore été pleinement explorées.</span></p><p style="text-align: justify;"></p><div class="separator" style="clear: both; text-align: center;"><a href="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEhnftqcUxaGtaX4XXnad5lL4TE6BcDlyNucoyQQdcEcCfOgIOCOAm4G24H_wThMcWdYVwCeBsrcClVEIF6w9arYXsdYgt5aNFnM4ces3aNQ3GVSdzvGRhzEXXhrKHD2UPkx2lYJwhyreoJiZZ0Vrsr7Mlt8WyxwgbC4rMwAXyLNspXg5MkR68axeNRkAms/s1344/unnamed_1_01.png" style="margin-left: 1em; margin-right: 1em;"><img border="0" data-original-height="756" data-original-width="1344" height="360" src="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEhnftqcUxaGtaX4XXnad5lL4TE6BcDlyNucoyQQdcEcCfOgIOCOAm4G24H_wThMcWdYVwCeBsrcClVEIF6w9arYXsdYgt5aNFnM4ces3aNQ3GVSdzvGRhzEXXhrKHD2UPkx2lYJwhyreoJiZZ0Vrsr7Mlt8WyxwgbC4rMwAXyLNspXg5MkR68axeNRkAms/w640-h360/unnamed_1_01.png" width="640" /></a></div><span style="font-family: inherit;"><p style="text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;"><br /></span></p>Les futures mesures de la vitesse angulaire apparente de l’anneau, ou potentiellement du mouvement de points chauds, fourniront des contraintes supplémentaires sur le spin et l'inclinaison de Sgr A*. Le fait de disposer maintenant des images des deux trous noirs supermassifs en lumière polarisée, et les données qui les accompagnent, offre de nouveaux moyens de comparer et d'opposer des trous noirs de tailles et de masses différentes. M87* et Sgr A* sont différents sur quelques points importants : M87* est beaucoup plus massif et accrète de la matière de son environnement à un rythme beaucoup plus rapide. On aurait donc pu s'attendre à ce que les champs magnétiques soient également très différents. Mais ils s’avèrent très similaires, ce qui pourrait signifier que cette structure est commune à tous les trous noirs. Une meilleure compréhension des champs magnétiques à proximité des trous noirs nous permet de répondre à plusieurs questions en suspens, qu'il s'agisse de la formation et du lancement des jets ou de l'origine des éruptions lumineuses qui sont observées dans l'infrarouge et dans les rayons X.</span><p></p><p style="text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;">L'EHT a mené plusieurs autres observations depuis 2017 et devrait observer à nouveau Sgr A* dans deux semaines. Chaque année, les images s'améliorent à mesure que l'EHT intègre de nouveaux télescopes, une plus grande largeur de bande et de nouvelles fréquences d'observation. L'EHT est aujourd’hui composé de trois nouveaux observatoires par rapport à la campagne de 2017 : le Greenland Telescope (GLT), le NOrthern Extended Millimeter Array (NOEMA) et le radiotélescope de 12 mètres de Kitt Peak. L'extension prévue de l’EHT dans les années qui viennent, nommé ngEHT devrait permettre au réseau de radiotélescope de réaliser non plus des images nfixes, mais des films en temps réel des trous noirs supermassifs à l'échelle de l'horizon des événements. Ces successions d’images mettront en évidence la structure et la dynamique détaillées près de l'horizon des événements, en soulignant les caractéristiques gravitationnelles "à champ fort" prédites par la relativité générale, ainsi que l'interaction entre l'accrétion et le lancement de jets relativistes.</span></p><p style="text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;">Compte tenu de l'immensité des paramètres et de l'espace de modélisation qui sont disponibles pour l'interprétation théorique, les chercheurs de la collaboration Event Horizon Telescope s’attendent à ce que l'image polarisée de Sgr A* continue à contraindre les modèles pour de nombreuses études à venir. Cet ensemble croissant de données continuera à défier les modèles théoriques et à fournir des informations sur la nature des trous noirs, sur l'accrétion et sur la physique des plasmas.</span></p><p style="text-align: justify;"><b><span style="font-family: inherit;">Sources </span></b></p><p style="text-align: justify;">First Sagittarius A* Event Horizon Telescope Results. VII. Polarization of the Ring</p><p style="text-align: justify;">The Event Horizon Telescope Collaboration </p><p style="text-align: justify;">The Astrophysical Journal Letters, Volume 964, Number 2 (27 mars 2024)</p><p style="text-align: justify;"></p><p style="text-align: justify;"><a href="https://doi.org/10.3847/2041-8213/ad2df0">https://doi.org/10.3847/2041-8213/ad2df</a></p><p style="text-align: justify;"><br /></p><p style="text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;">First Sagittarius A* Event Horizon Telescope Results. VIII. Physical Interpretation of the Polarized Ring</span></p><p style="text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;">The Event Horizon Telescope Collaboration</span></p><p style="text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;">The Astrophysical Journal Letters, Volume 964, Number 2 (27 mars 2024)</span></p><p style="text-align: justify;"><a href="https://doi.org/10.3847/2041-8213/ad2df1"><span style="font-family: inherit;">https://doi.org/10.3847/2041-8213/ad2df1</span></a></p><p style="text-align: justify;"><br /></p><p style="text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;"><b>Illustrations</b></span></p><p style="text-align: justify;">1. Orientations de la polarisation dans l'image de Sgr A* (EHT)</p><p style="text-align: justify;">2. Comparaison des images de polarisation de M87* et Sgr A*</p><p style="text-align: justify;">3. Lumière polarisée à différentes échelles dans la Galaxie (Sara Issaoun/EHT) </p>Dr Eric Simonhttp://www.blogger.com/profile/11521111896501339638noreply@blogger.com0tag:blogger.com,1999:blog-3730656447404670771.post-46009851171629956742024-03-27T19:55:00.001+01:002024-03-27T20:32:46.473+01:00L'azote des galaxies primitives, fruit d'étoiles de population III supermassives <div style="text-align: justify;"><div class="separator" style="clear: both; text-align: center;"><a href="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEhmcntjWBHIWwc9x1pSpN1Ebx5H6vqRsbPOnZrVdFwqqIUcWW2WpnVJPvC5t_A25iKsKt0B5VpnRWDIXi4Ztp7MQO1K-Kh-hqxJnqB3x5wXcKBNjWjLaeO5Sd0XyrHsljyzfIadARvk0qa5hsaJpArOJROFR7a4UUy_TjNH0h2p7l1ynYK03Q0dKZgVtYo/s1200/aa48035-23-fig1.jpg" style="margin-left: 1em; margin-right: 1em;"><img border="0" data-original-height="383" data-original-width="1200" height="204" src="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEhmcntjWBHIWwc9x1pSpN1Ebx5H6vqRsbPOnZrVdFwqqIUcWW2WpnVJPvC5t_A25iKsKt0B5VpnRWDIXi4Ztp7MQO1K-Kh-hqxJnqB3x5wXcKBNjWjLaeO5Sd0XyrHsljyzfIadARvk0qa5hsaJpArOJROFR7a4UUy_TjNH0h2p7l1ynYK03Q0dKZgVtYo/w640-h204/aa48035-23-fig1.jpg" width="640" /></a></div><br />Une équipe d'astrophysiciens démontre que les toutes premières étoiles, des étoiles de Population III, qui auraient une masse entre 2000 et 9000 M⊙ chacune permettent d'expliquer les rapports N/O, C/O et O/H qui ont été observés dans les galaxies à très haut redshift : les galaxies GN-z11 et CEERS 1019. Ils publient leur étude dans Astronomy & Astrophysics.</div><div style="text-align: justify;"><br /></div>
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<div style="text-align: justify;"><span><a name='more'></a></span>L’enrichissement chimique de l’Univers primitif est un élément crucial dans la formation et l’évolution des galaxies, et les toutes premières étoiles, les étoiles de Population III, doivent jouer un rôle fondamental dans ce processus. L'observation de galaxies à z élevé qui sont très riches en azote, en particulier GN-z11 et CEERS-1019, avait déclenché une petite révolution dans l'étude de la formation des premières étoiles et des galaxies de l'Univers. GN-z11, qui est située à un redshift de 10,6, présente un rapport d'abondance de N/O de son milieu interstellaire qui est plus de 4 fois la valeur solaire, comme l'ont montré Cameron et al. et Senchyna et al. en 2023. Ce rapport élémentaire est non seulement significativement plus élevé que ce que l'on trouve généralement dans les galaxies à faible redshift et dans les régions avec une métallicité comparable, mais il dépasse également légèrement les valeurs qui sont observées dans les galaxies dites à super- métallicités solaires. </div><div><div style="text-align: justify;">De même, CEERS-1019, qui, elle, a un redshift de 8,678, affiche aussi de fortes raies d'émission d'azote ionisé (N III et N IV) comme l'ont révélé Tang et al. en 2023. Cette galaxie a aussi un rapport d'abondance N/O inhabituellement élevé, environ 5,6 fois le rapport solaire. Mais ses rapports C/O et Ne/O sont relativement normaux pour sa métallicité (Marques-Chaves et al. 2024 ).</div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;">Ces observations ont remis en question les théories conventionnelles des rendements de production stellaires des éléments et de l'évolution chimique galactique. Les astrophysiciens pensent que ces modèles d'abondance inhabituels dans les galaxies à z élevé pourraient être la signature d'étoiles massives, très massives et supermassives dans les premières galaxies. De plus, ces objets massifs pourraient également expliquer l’apparition de trous noirs massifs centraux dans ces galaxies et leur rôle dans la formation des trous noirs supermassifs dans l'Univers primitif fait l'objet de recherches actuellement.</div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;">Un certain nombre d'études récentes ont tenté d'expliquer les abondances inhabituellement élevées d'azote (ainsi que les abondances d'autres métaux) qui sont observées dans ces galaxies à z élevé . Par exemple, Kobayashi & Ferrara (2024) expliquent ces signatures à l'aide d'un mécanisme d'enrichissement chimique rapide. Dans leur modèle, les étoiles Wolf-Rayet deviennent la source d'enrichissement dominante, enrichissant le milieu interstellaire en éléments lourds. Leur modèle nécessite la présence d'étoiles massives de plus de 1000 M⊙. Dans le même esprit, Charbonnel et coll. (2023) et Nagele & Umeda (2023) ont étudié l'impact que les étoiles enrichies en métaux dans la plage de masse de 1000 − 100 000 M⊙ peuvent avoir dans les galaxies grand redshift. Dans ces deux études, les auteurs ont pu reproduire les ratios d’abondance N/O élevés qui sont observés dans GN-z11. Plusieurs autres études ont cherché à explorer l'impact de différents canaux d'évolution stellaire sur l'évolution chimique précoce de l'Univers. Par exemple, Meynet et Maeder (2006) et Choplin et coll. (2018) ont étudié l’impact de la rotation rapide sur les productions nucléosynthétiques des étoiles massives. Ces rendements ont ensuite été utilisés dans des modèles pour l'évolution chimique précoce de la Voie Lactée par d'autres études, montrant que la composition chimique de la majeure partie des étoiles du halo est compatible avec les rendements provenant de modèles à rotation rapide. Le rôle potentiel des supernovas à instabilité de paires dans l'Univers primitif a aussi été analysé par Heger et coll. (2002). Bien que toutes ces études aient mis en lumière différents aspects, les rendements élémentaires exacts et le potentiel d’enrichissement des étoiles très massives et supermassives sont restés largement inexplorés à ce jour. </div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div class="separator" style="clear: both; text-align: center;"><a href="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEiOoRN2_vBSnuy7G7e47SWdJznhjfYnnRdmgWCUwyGLlK_b3EugEt05L6UtIpvt5NnsTiQtUHc3GTIYwgWsUd9kV4OrhdIOTmpbyrUuXSv6ZaMTsw_VQyAwUWeVXKu6BiHACk7O9JYTtc63YlVNw4pPMQlnSAGgyEAALOzJ0DuV3D1PemAfq7IFw7CKN9I/s1200/aa48035-23-fig2.jpg" style="margin-left: 1em; margin-right: 1em;"><img border="0" data-original-height="570" data-original-width="1200" height="304" src="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEiOoRN2_vBSnuy7G7e47SWdJznhjfYnnRdmgWCUwyGLlK_b3EugEt05L6UtIpvt5NnsTiQtUHc3GTIYwgWsUd9kV4OrhdIOTmpbyrUuXSv6ZaMTsw_VQyAwUWeVXKu6BiHACk7O9JYTtc63YlVNw4pPMQlnSAGgyEAALOzJ0DuV3D1PemAfq7IFw7CKN9I/w640-h304/aa48035-23-fig2.jpg" width="640" /></a></div><br /><div style="text-align: justify;"><br /></div><div><div style="text-align: justify;">Il se trouve que le rendement attendu de la production de métaux dans ces étoiles extrêmement massives peut être estimé à l’aide de simulations hydrodynamiques et d'une modélisation de l’évolution stellaire. C'est ce qu'ont fait Devesh Nandal (université de Genève) et ses collaborateurs sur 11 ensembles de données différents, avec des masses stellaires finales qui pouvaient être comprises entre 500 et 9 000 M⊙. Les éjectas de ces étoiles Pop III très massives sont principalement composés de d'Helium-4, d'Hydrogène et d'azote-14. </div></div><div style="text-align: justify;">Les chercheurs ont calculé l'évolution depuis la séquence pré-principale jusqu'à la fin de la combustion de l'hélium du cœur. Ils révèlent ainsi de nouvelles informations sur les ratios N/O, C/O et O/H, et en prenant en compte l'impact potentiellement dilutif d'une population supplémentaire de cent étoiles de 20 M⊙. </div><div style="text-align: justify;">Nandal et ses collaborateurs constatent que l'enrichissement chimique provenant des éjectas d'étoiles très massives, calculé avec diverses hypothèses, peut reproduire les fractions N/O observées, tandis qu'ils réussissent à faire correspondre les abondances C/O observées pour certaines caractéristiques des pulsations des étoiles massives de Pop III. Pour faire correspondre le ratio O/H, les astrophysiciens ont besoin d'un facteur de dilution de 100 (le rapport de la masse des éjectas à celle du milieu interstellaire avec lequel les éjectas se sont mélangés), ce qui est tout à fait cohérent avec ce qui est attendu dans les galaxies riches en gaz à z élevé. </div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;"><div>L’incorporation de 100 étoiles de 20 M⊙ de masse au sein de la population stellaire fournit conduit à des valeurs de log(N/O) et log(O/H) de −0,27 et -0,79 respectivement, indiquant leur effet négligeable sur ces ratios (c'est-à-dire que les étoiles Pop III de cette masse ne peuvent pas expliquent les abondances anormalement élevées de N). Mais l'ajout de ces étoiles dans le halo a augmenté le ratio log(C/O) de −1,30 à −0,87 et augmenterait probablement le rapport Ne/O, ce qui offre un meilleur ajustement aux valeurs observées de GN-z11 et de CEERS 1019.</div><div><br /></div><div><div class="separator" style="clear: both; text-align: center;"><a href="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEitlis_pV0GFXS1_UlZ21D_mew_W5SoTqL2tqrgZrAMORHZGRwLu5mNKxDWRs4T4HO5ibbD8sBoF3ay0tOTW_p1zKeFt8lhxduw_NUz6IGuUV3Q87dYRU3us46ZU122Lcn2pO6HpRwWBtrj06f-uR6w8yTxQiIIM0FVhdhyphenhyphenYSkfIWusWpDMeKSCWmJoXD0/s400/bf8bf260cda3cccfc4dd6e42335e7702_f80.jpg" style="clear: left; float: left; margin-bottom: 1em; margin-right: 1em;"><img border="0" data-original-height="306" data-original-width="400" height="153" src="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEitlis_pV0GFXS1_UlZ21D_mew_W5SoTqL2tqrgZrAMORHZGRwLu5mNKxDWRs4T4HO5ibbD8sBoF3ay0tOTW_p1zKeFt8lhxduw_NUz6IGuUV3Q87dYRU3us46ZU122Lcn2pO6HpRwWBtrj06f-uR6w8yTxQiIIM0FVhdhyphenhyphenYSkfIWusWpDMeKSCWmJoXD0/w200-h153/bf8bf260cda3cccfc4dd6e42335e7702_f80.jpg" width="200" /></a></div>Les modèles de Nandal et ses collaborateurs prédisent de manière robuste un enrichissement significatif en azote provenant d'étoiles très massives de Population III. Si de telles étoiles existent et qu’elles éjectent de grandes quantités de leur masse, il ne serait pas surprenant de trouver un fort enrichissement en azote au tout début de l’Univers, selon les chercheurs. Une sous-population d'étoiles Pop III avec des masses dépassant 2000 M⊙, reproduit efficacement les abondances élémentaires de CNO qui ont été observées jusqu'à présent dans les galaxies à z élevé par le télescope Webb. Les chercheurs ont reproduit le rapport Ne/O observé dans CEERS 1019 en utilisant un modèle avec plusieurs milliers de masses solaires et une métallicité non nulle, et ils ont projeté un rapport 12C/13C de 7, qui est nettement inférieur au rapport solaire qui vaut environ 90. </div><div><br /></div><div>L'existence d'étoiles de Population III de quelques milliers de masses solaires renforce l'argument en faveur d'une voie de formation via des graines lourdes pour les trous noirs massifs à des redshifts aussi élevés que 10,6. Cette étude fournit ainsi des informations significatives sur l’enrichissement chimique de l’Univers primitif et le rôle clé des étoiles supermassives de Population III. Elle souligne également la nécessité de poursuivre les recherches sur le rôle complexe mais crucial des étoiles très massives de première génération dans l’Univers primitif. Et oui, une partie de l'azote qui remplit vos poumons a peut être été produit par ces étoiles extrêmes et a plus de 13 milliards d'années... </div></div></div><div><div style="text-align: justify;"><br /></div></div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;"><b>Source</b></div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;"><div>Explaining the high nitrogen abundances observed in high-z galaxies via population III stars of a few thousand solar masses</div><div>Devesh Nandal et al.</div><div><div>A&A Volume 683, 15 March 2024</div><div><a href="https://doi.org/10.1051/0004-6361/202348035">https://doi.org/10.1051/0004-6361/202348035</a></div><div><br /></div></div></div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;"><b>Illustrations</b></div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;">1. Différents stades d'évolution d'une étoile de population III (Nandal et al.)</div><div style="text-align: justify;">2. Profils d'abondance en fonction de la masse et rayon en fonction du temps pour les étoiles de population III (Nandal et al.)</div><div style="text-align: justify;">3. Devesh Nandal</div><div style="text-align: justify;"><br /></div>Dr Eric Simonhttp://www.blogger.com/profile/11521111896501339638noreply@blogger.com0tag:blogger.com,1999:blog-3730656447404670771.post-75461975892527277562024-03-22T20:53:00.001+01:002024-03-22T21:31:05.376+01:00Anneaux de Saturne : de la glace d'eau pure et cristalline<div style="text-align: justify;"><div class="separator" style="clear: both; text-align: center;"><a href="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEhxBZXHX2qiGUauUnwsur_TZKqSnL28vh3vQxGfdGdrmaLF-osmg8xgyB6ErNz9uiVctL8CZzrhSISuVTpWduzWgEQqTT82dgql5XGipXAsopWWR8hiSZRCYAJi60XyRP6A56AtVbxZ1i_7WOxtfKyqjiy1zD2pSeJ90BPv2kGx3NvkV5AF5B40ww6hwHQ/s1280/1280px-Saturn_HST_2004-03-22.jpg" style="margin-left: 1em; margin-right: 1em;"><img border="0" data-original-height="698" data-original-width="1280" height="350" src="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEhxBZXHX2qiGUauUnwsur_TZKqSnL28vh3vQxGfdGdrmaLF-osmg8xgyB6ErNz9uiVctL8CZzrhSISuVTpWduzWgEQqTT82dgql5XGipXAsopWWR8hiSZRCYAJi60XyRP6A56AtVbxZ1i_7WOxtfKyqjiy1zD2pSeJ90BPv2kGx3NvkV5AF5B40ww6hwHQ/w640-h350/1280px-Saturn_HST_2004-03-22.jpg" width="640" /></a></div><br />Des planétologues ont utilisé le télescope Webb pour analyser la composition des anneaux de Saturne, ainsi que quatre de ses petites lunes (Épiméthée, Pandora, Télesto et Pallène). Les spectres dans le proche infra-rouge obtenus avec NIRSpec et MIRI révèlent une composition quasi pure en glace d'eau cristalline. Ils publient leur étude dans<i> Journal of Geophysical Research:Planets</i>. </div>
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<iframe width="100%" height="320" src="https://podcloud.fr/podcast/casepasselahaut/episode/numero-1633-anneaux-de-saturne-de-la-glace-deau-pure-et-cristalline/player" frameborder="0" allow="accelerometer; autoplay; encrypted-media; gyroscope; picture-in-picture; fullscreen"></iframe>
<div style="text-align: justify;"><br /></div><div><div style="text-align: justify;"><span><a name='more'></a></span>Un large éventail d'observations spectroscopiques avaient démontré que les anneaux principaux de Saturne sont composés de glace d'eau très pure et hautement cristalline. Bien qu'il existe des preuves que les anneaux contiennent des quantités variables de matériaux non glacés qui influencent à la fois la luminosité globale des anneaux et la forme de leurs spectres aux longueurs d'onde visibles et ultraviolettes, des modélisations détaillées des données infrarouges et radio effectuées en 2019 ont indiqué que la plupart des anneaux seraient constitués à plus de 99 % de glace d'eau (Ciarniello et al., 2019 ; Zhang et al., 2019 ). Alors que certaines observations de Cassini et son instrument VIMS ont indiqué qu'il pourrait y avoir de faibles traces d'hydrocarbures (∼3 %) dans la plage de longueurs d'ondes entre 3,4 et 3,6 μm vues dans l'ensemble des anneaux, des spectres de très bonne qualité de l'anneau B ne contenaient aucune caractéristique spectrale autre que celles de la glace d'eau entre 1 et 5 μm (à un niveau d'environ 1 %), mais présentaient en revanche une baisse de luminosité de 2 à 3 % autour de 4,13 μm, ce qui pourrait être du à de la glace d'eau deutérée (c'est toujours de l'eau, mais un peu plus lourde). </div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div class="separator" style="clear: both; text-align: center;"><a href="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEgsaFnKT2erKyPTc7zosTwCZmQOS92_mZYdhG35AJiUPMozrcNq7mU_GML5CBvt8yB7KGaVhuiXZTL-xzB7pazWChVG_YVRoXsK9vFCWLmsKmBVvuQ7wM0R32OKyK28-birO5QfO4kPvBMKio_2ISisnNuY-uO4ErRIV_mgrYJbysCvJOJpc_HK1vxs18g/s2128/jgre22417-fig-0011-m.jpg" style="margin-left: 1em; margin-right: 1em;"><img border="0" data-original-height="594" data-original-width="2128" height="178" src="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEgsaFnKT2erKyPTc7zosTwCZmQOS92_mZYdhG35AJiUPMozrcNq7mU_GML5CBvt8yB7KGaVhuiXZTL-xzB7pazWChVG_YVRoXsK9vFCWLmsKmBVvuQ7wM0R32OKyK28-birO5QfO4kPvBMKio_2ISisnNuY-uO4ErRIV_mgrYJbysCvJOJpc_HK1vxs18g/w640-h178/jgre22417-fig-0011-m.jpg" width="640" /></a></div><br /><div style="text-align: justify;">Parallèlement, Cassini a aussi observé les anneaux à des longueurs d'onde comprises entre 7,2 μm et 1 mm, et ces données ont été utilisées pour contraindre la température du matériau de l'anneau par plusieurs équipes de recherche (Altobelli et al., 2008 ; Filacchione et al., 2014). ; Flandes et al., 2010 ; Spilker et al., 2006 , 2018 ). Ces estimations de température peuvent être comparées à celles extraites des observations de Webb afin d'évaluer le processus d'étalonnage actuel du télescope spatial. Les données JWST MIRI peuvent donc fournir les premières informations détaillées sur les propriétés spectrales des anneaux sur la plage de longueurs d'onde où le signal passe de la lumière solaire réfléchie à l'émission principalement thermique des anneaux eux-mêmes.</div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;">Il faut rappeler aussi que les observations de Cassini des petites lunes avaient déjà révélé que leurs spectres dans le proche infrarouge étaient également dominés par les caractéristiques de la glace d'eau. Les lunes étudiées dans cette présente étude couvrent une large gamme de tailles, les rayons effectifs moyens de Epimethée, Pandora, Telesto et Pallène étant respectivement de 58,6, 40, 12,3 et 2,23 km. Bien que tous ces objets soient des sources ponctuelles pour le JWST, les signaux de ces quatre lunes s'étalent sur un facteur de près de 700 car le flux observé évolue avec la surface transversale. </div><div class="separator" style="clear: both; text-align: center;"><a href="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEi4a7o8VnHfxN4tI70M6zgTcaFIW2tGUWNFVHsJEzjv107-4sijzdOCXof9JWee7WZOGO4Qd_Yfd7Mdmq5q-pfZjZsFtcowlku_GbHz39jksLMrjhR7C8d2np0pxvungwI6LiE3wjVzgG-QfhPNJA42DqLjdviM22CKyod5NhvQOHVp2mrg5GAzmK-O0GE/s2128/jgre22417-fig-0003-m.jpg" style="margin-left: 1em; margin-right: 1em;"><img border="0" data-original-height="1361" data-original-width="2128" height="352" src="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEi4a7o8VnHfxN4tI70M6zgTcaFIW2tGUWNFVHsJEzjv107-4sijzdOCXof9JWee7WZOGO4Qd_Yfd7Mdmq5q-pfZjZsFtcowlku_GbHz39jksLMrjhR7C8d2np0pxvungwI6LiE3wjVzgG-QfhPNJA42DqLjdviM22CKyod5NhvQOHVp2mrg5GAzmK-O0GE/w550-h352/jgre22417-fig-0003-m.jpg" width="550" /></a></div><br /><div style="text-align: justify;">Matthew Hedman (université de l'Idaho) et ses collaborateurs ont donc choisi d'enregistrer des spectres dans le proche infrarouge des anneaux de Saturne et de ses petites lunes (Epiméthée, Pandore, Télesto et Pallene) avec NIRSpec, et MIRI a été utilisé pour obtenir les spectres des anneaux de Saturne uniquement. L'instrument NIRSpec a obtenu des spectres proche infrarouge des petites lunes entre 0,6 et 5,3 microns. Ils s'avèrent tous dominées par des bandes d’absorption de la glace d'eau. La forme des bandes spectrales de ces lunes suggère que leurs surfaces contiennent des mélanges variables de glace cristalline et amorphe ou des quantités variables de contaminants et/ou de grains de glace submicroniques. Dans l’ensemble, Telesto semble avoir un spectre plus cristallin qu’Epiméthée. Le spectre proche infrarouge de Pallene est également dominé par des éléments de glace d'eau, et ses bandes de glace d'eau sont similaires à celles précédemment observées sur la lune voisine et comparablement petite, Methone. Mais la forme de la bande de 2 µm de Pallene suggère que sa glace de surface pourrait être plus amorphe que celle des autres petites lunes observées par Webb, ce qui, selon les chercheurs, peut se produire parce que la surface de Pallene est plus exposée à des doses relativement élevées de rayonnement à haute énergie.</div></div><div><div style="text-align: justify;"><br /></div></div><div style="text-align: justify;">Les chercheurs montrent que le spectre proche infrarouge de l'anneau A de Saturne présente un rapport signal/bruit exceptionnellement élevé entre 2,7 et 5 microns et qu'il est dominé par des caractéristiques dues à de la glace d'eau hautement cristalline. Le spectre confirme également que les anneaux possèdent une absorption profonde de 2 à 3 % à 4,13 microns qui est produite par de la glace d'eau deutérée, la même qui avait été précédemment observée par le spectromètre de Cassini. Cela conforte les travaux antérieurs qui suggéraient que les anneaux ont un rapport Deutérium/Hydrogène proche des valeurs terrestres (Clark et al., 2019 ).</div><div><div style="text-align: justify;"><div class="separator" style="clear: both; text-align: left;"><a href="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEjLC5y6616l7VVUGE2QUCFGomIQeXOd9ANfUuW3isUkwrErCBjyJ0_oscA4peUgNPBOAxd1qCfSoJOCI-QNFyphZjxVTEfDHCUK1aQehg3R77f5Mk4j86ooP1azvRdoFBmOtYT1g7veGTf_04wptuVAkOoXfvqe_lCVOVoeal15KseGX0Cqf4VvP5e2s28/s300/mhedman.jpg" style="clear: left; float: left; margin-bottom: 1em; margin-right: 1em;"><img border="0" data-original-height="300" data-original-width="300" height="203" src="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEjLC5y6616l7VVUGE2QUCFGomIQeXOd9ANfUuW3isUkwrErCBjyJ0_oscA4peUgNPBOAxd1qCfSoJOCI-QNFyphZjxVTEfDHCUK1aQehg3R77f5Mk4j86ooP1azvRdoFBmOtYT1g7veGTf_04wptuVAkOoXfvqe_lCVOVoeal15KseGX0Cqf4VvP5e2s28/w203-h203/mhedman.jpg" width="203" /></a></div>Le spectre en proche infrarouge ne présente aucune caractéristique spectrale claire à 4,26 μm (dioxyde de carbone) ou à 4,7 μm (monoxyde de carbone). Cependant, il pourrait y avoir une faible caractéristique autour de 3,4 μm qui serait due à des hydrocarbures aliphatiques, selon les planétologues.</div><div style="text-align: justify;"><br /></div></div><div style="text-align: justify;">L'instrument MIRI, utilisé sur les anneaux, a produit des spectres dans l'infrarouge moyen des anneaux, compris entre 4,9 et 27,9 microns, où le signal observé est une combinaison de la lumière solaire réfléchie et de l'émission thermique. Les chercheurs indiquent que cette région présente un fort pic de réflectance centré autour de 9,3 microns, qui peut être attribué là encore à de la glace d'eau cristalline. </div><div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;">Les observations des anneaux en infrarouge moyen montrent une nette inversion du contraste, les anneaux A et B étant plus brillants que la division de Cassini et l'anneau C aux longueurs d'onde plus courtes, en raison de leur réflectance plus élevée, tandis que la division de Cassini et l'anneau C sont plus brillants aux longueurs d'onde plus grandes, en raison de leurs températures plus élevées.</div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;">Il se confirme donc les anneaux de Saturne ont un lien avec ses petites lunes, et leur point commun c'est l'eau, dans sa forme solide et sous forme cristalline. </div><div style="text-align: justify;"> </div><div style="text-align: justify;"><br /></div></div><div style="text-align: justify;"><b>Source</b></div><div style="text-align: justify;"><b><br /></b></div><div style="text-align: justify;"><div>Water-Ice Dominated Spectra of Saturn's Rings and Small Moons From JWST</div><div>M. M. Hedman et al.</div><div>Journal of Geophysical Research: Planets (09 March 2024)</div><div><a href="https://doi.org/10.1029/2023JE008236">https://doi.org/10.1029/2023JE008236</a></div></div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;"><b>Illustrations</b></div><div style="text-align: justify;"><b><br /></b></div><div style="text-align: justify;">1. Saturne et ses anneaux imagés par le télescope Hubble (NASA, ESA and E. Karkoschka (University of Arizona))</div><div style="text-align: justify;">2. Images spectrales des anneaux par Webb (Matthew Hedman et al.)</div><div style="text-align: justify;">3. Images spectrales de Pandora et Epiméthée (Matthew Hedman et al.)</div><div style="text-align: justify;">3. Matthew Hedman</div>Dr Eric Simonhttp://www.blogger.com/profile/11521111896501339638noreply@blogger.com0tag:blogger.com,1999:blog-3730656447404670771.post-68031304947100850372024-03-21T19:37:00.007+01:002024-03-21T20:34:54.342+01:00Observation d'étoiles extrêmement pauvres en métaux dans le Grand Nuage de Magellan<div style="text-align: justify;"><div class="separator" style="clear: both; text-align: center;"><a href="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEjz8esJXIY05xJyuN2ugjwlV9mhUd9Dyr_Uf16CgU0yiiJwpQSDgrFHp7wXcDBnOWHdYwbetN1oUSBRILHs2k8kvrqEcukids0KJJjPG6w_HyBjQnN9vkAL0St8CYvQxMc4b4CivvjvBlHnpcg-aPklmVRNQjIOiASSAOqf57PD7CKCZsnZ-ltro5ApImg/s640/LMC.jpg" style="margin-left: 1em; margin-right: 1em;"><img border="0" data-original-height="444" data-original-width="640" height="444" src="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEjz8esJXIY05xJyuN2ugjwlV9mhUd9Dyr_Uf16CgU0yiiJwpQSDgrFHp7wXcDBnOWHdYwbetN1oUSBRILHs2k8kvrqEcukids0KJJjPG6w_HyBjQnN9vkAL0St8CYvQxMc4b4CivvjvBlHnpcg-aPklmVRNQjIOiASSAOqf57PD7CKCZsnZ-ltro5ApImg/w640-h444/LMC.jpg" width="640" /></a></div><br />Le Grand Nuage de Magellan (LMC) est la galaxie satellite la plus massive de la Voie lactée, qui n'est tombée que récemment dans le puits de potentiel de notre Galaxie (il y a environ 2 milliards d'années). Ses étoiles les plus anciennes et déficientes en éléments lourds (de « faible métallicité ») sont des fenêtres uniques sur la formation des premières étoiles et la nucléosynthèse dans une région autrefois lointaine de l'univers. Une équipe d'astrophysiciens a identifié dix étoiles du LMC extrêmement déficientes en métaux, dont la plus extrême est l'étoile la plus déficiente en métaux du LMC jamais identifiée. Ils publient leur étude dans<i> <a href="https://doi.org/10.1038/s41550-024-02223-w" target="_blank">Nature Astronomy</a></i>.</div><div style="text-align: justify;"><br /></div>
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<iframe width="100%" height="320" src="https://podcloud.fr/podcast/casepasselahaut/episode/numero-1632-observation-detoiles-extremement-pauvres-en-metaux-dans-le-grand-nuage-de-magellan/player" frameborder="0" allow="accelerometer; autoplay; encrypted-media; gyroscope; picture-in-picture; fullscreen"></iframe>
<div><div style="text-align: justify;"><span><a name='more'></a></span>Le Grand Nuage de Magellan est unique parmi les galaxies satellites de la Voie lactée. Comme il est arrivé dans le voisinage de la Voie lactée il y a seulement quelques gigannées, les étoiles de métallicité la plus faible du LMC peuvent permettre une comparaison unique avec celles de notre Galaxie. De telles étoiles préservent les signatures élémentaires des toutes premières supernovas dans un autre environnement proto-galactique. </div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;">Anirudh Chiti (université de Chicago) et ses collaborateurs ont effectué une recherche d'étoiles à faible métallicité dans le LMC en appliquant des sélections photométriques sensibles à la métallicité dans les données du Data Release 3 (DR3) de la mission Gaia. Ils ont sélectionné les étoiles membres probables du LMC en identifiant toutes les étoiles situées à moins de 10° de son centre qui avaient des mouvements propres cohérents avec son mouvement global. Les astrophysiciens ont ensuite dérivé les métallicités de ces étoiles en calculant leur flux et en utilisant les données spectrophotométriques du photomètre de Gaia. Ces flux ont été comparés aux flux de spectres stellaires synthétiques à diverses métallicités pour sélectionner des étoiles avec des métallicités inférieures à celle de l'étoile géante rouge la plus pauvre en métaux du LMC à l'époque ([Fe/H] = −2,4 , où [Fe/H] est défini comme le rapport logarithmique fer/hydrogène par rapport du Soleil, bien que des étoiles jusqu'à [Fe/H] = −3,15 aient été caractérisées très récemment (Oh et al. 2023 et 2024). </div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;">Anirudh Chiti et ses collaborateurs ont ensuite obtenu des spectres de suivi de ces étoiles candidates en utilisant le spectrographe à haute résolution MIKE sur le télescope Magellan-Clay de 6,5 m. Les dix étoiles les plus pauvres en métaux que les chercheurs ont identifiées ont des valeurs de métallicité [Fe/H] comprises entre −4,15 et −2,5. La métallicité la plus basse (-4,15 ± 0,20) est d'un ordre de grandeur plus pauvre en métaux que n'importe quelle autre étoile détectée précédemment (qui était de -3,15). Les astrophysiciens ont également pu déterminer les abondances de jusqu'à 23 éléments pour leur échantillon en utilisant des modèles d'atmosphères stellaires unidimensionnels standard sous l'hypothèse d'un équilibre thermodynamique local. </div><div class="separator" style="clear: both; text-align: center;"><a href="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEiPat10Nd7I-mqkLEq42IRSHUoWgEa7ynv_NnvQqzIihj99ppd3wCW8jg7w4tFlaADzTrUcupMfsL4_km-_S0NW9HeIb10C9K6HBNlMCe0-zZ28Bt87TR9pKSG_3V8w2sASL8Qnrj-j45LhuSZ1Kxjx3lTBnmozx75Vs6go8AyMsoVeVu9mjHa172Z99bc/s1682/41550_2024_2223_Fig1_HTML.webp" style="margin-left: 1em; margin-right: 1em;"><img border="0" data-original-height="1635" data-original-width="1682" height="563" src="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEiPat10Nd7I-mqkLEq42IRSHUoWgEa7ynv_NnvQqzIihj99ppd3wCW8jg7w4tFlaADzTrUcupMfsL4_km-_S0NW9HeIb10C9K6HBNlMCe0-zZ28Bt87TR9pKSG_3V8w2sASL8Qnrj-j45LhuSZ1Kxjx3lTBnmozx75Vs6go8AyMsoVeVu9mjHa172Z99bc/w579-h563/41550_2024_2223_Fig1_HTML.webp" width="579" /></a></div><br /><div style="text-align: justify;">Les chercheurs pensent que l'étoile la plus déficiente en métaux du groupe, l'étoile LMC 119, est l'étoile à la métallicité la plus faible connue dans n'importe quelle galaxie externe. Compte tenu de sa métallicité extrêmement faible, cette étoile présente les caractéristiques d'une étoile de deuxième génération qui préserve les empreintes chimiques d'une supernova d'une étoile de première génération. On estime que les premières étoiles du LMC se sont probablement formées alors qu'il se trouvait à une distance de 1 à 3 Mpc de la Voie Lactée. L'étoile LMC 119 offre donc une riche opportunité d'explorer dans quelle mesure les premières étoiles locales diffèrent dans leur nature à travers différentes parties de la structure primitive de l'Univers, grâce à des comparaisons avec des étoiles analogues de la Voie lactée.</div><div style="text-align: justify;">Chiti et al. ont ajusté les abondances chimiques de LMC 119 à l'aide des modèles de rendement de supernova de la population III qui avaient été calculés dans une étude antérieure, constatant qu'elles sont reproduites par des supernovas avec des masses d'étoiles progénitrices comprises entre 10 et 50 masses solaires et des énergies d'explosion allant jusqu'à 4 10<sup>51</sup> erg. La composition chimique de LMC 119 correspond globalement à ce que l'on observe dans les étoiles de la Voie lactée de deuxième génération, excepté une abondance de carbone inhabituellement faible pour cette étoile ([C/Fe] < 0,3). Alors qu'environ 90 % des étoiles de la Voie lactée qui ont une métallicité [Fe/H] < −4,0 ont un rapport [C/Fe] > 0,7 (ces étoiles sont connues sous le nom d'étoiles pauvres en métaux améliorés en carbone (CEMP). Cet écart laisse donc entrevoir une possible divergence dans les canaux de production du carbone, dont la surabondance dans les étoiles du halo de la Voie lactée les moins métalliques est souvent considérée comme une signature caractéristique des premières étoiles. </div></div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;">De manière frappante, les chercheurs constatent qu'aucune de leurs étoiles du LMC à faible métallicité n'est une étoile de type CEMP. Elles sont toutes déficientes en carbone. Ceci est en tension avec ce que l'on voit dans le halo de la Voie Lactée, où l'augmentation du carbone est fréquente (25 % lorsque [Fe/H] < −2,5). Il y a une probabilité de seulement 6 % pour qu'un échantillon de dix étoiles en dessous de [Fe/H] = −2,5 ne montrerait aucune amélioration du carbone. Pour approfondir cet écart, Chiti et ses collaborateurs ont observé 15 étoiles supplémentaires dans le LMC, dont huit avaient une métallicité inférieure à −2,5, pour dériver uniquement [Fe/H] et [C/Fe]. Le résultat est qu'aucune de ces étoiles n'est non plus renforcée en carbone. Cette analyse suggère que la fréquence statistique des étoiles dans le LMC avec [C/Fe] compris entre 0,7 et 1,3 est inférieure à celle de la Voie Lactée. Selon les chercheurs, le manque d'étoiles carbonées à faible métallicité dans le LMC suggère que certains sites de production de carbone dans l'écosystème primitif de la Voie lactée n'auraient peut-être pas été aussi dominants dans le LMC. La production d’éléments précoces, pilotée par les premières étoiles, semble donc se dérouler de manière dépendante de l’environnement.</div><br /><div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;"><div class="separator" style="clear: both; text-align: left;"><a href="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEjWB9E4ufMR2cOVG7TDaMHCiSakIDGY6PjOjbp5IG-VtOGSmVwgc9b-6tRL9hZEDxo0nLhOqk4F8iUYsDR-bj8-mkxvMAAvyZLo7zKS4ODCWCpF4Kx9PjWloNK7s1TIZgYbPbhOoJLjjAkjbbIEd-Hbiqmj6EQamK3nVBE_4lYWubgFtJsIUSnCPRjp4wY/s600/ani-chiti.jpg" style="clear: left; float: left; margin-bottom: 1em; margin-right: 1em;"><img border="0" data-original-height="600" data-original-width="600" height="165" src="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEjWB9E4ufMR2cOVG7TDaMHCiSakIDGY6PjOjbp5IG-VtOGSmVwgc9b-6tRL9hZEDxo0nLhOqk4F8iUYsDR-bj8-mkxvMAAvyZLo7zKS4ODCWCpF4Kx9PjWloNK7s1TIZgYbPbhOoJLjjAkjbbIEd-Hbiqmj6EQamK3nVBE_4lYWubgFtJsIUSnCPRjp4wY/w165-h165/ani-chiti.jpg" width="165" /></a></div>Et Chiti et ses collaborateurs ont découvert un indice intrigants selon lequel un sous-ensemble de leurs étoiles pourrait avoir été accrété dans le LMC à partir de systèmes progéniteurs plus petits. Ils ont calculé le mouvement propre des étoiles par rapport au référentiel du LMC sur le plan du ciel et ils ont constaté que 8/10 tournent dans le sens du mouvement global de la galaxie mais que 2/10 tournent en sens inverse. Une façon de former des étoiles contrarotatives est de produire des événements d'accrétion ou bien une collision, par exemple avec le Petit Nuage de Magellan. De plus, une poignée des étoiles étudiées présentent également une carence en baryum et en strontium ([Ba/Fe] et [Sr/Fe] ≲ −1,0), qui est une signature élémentaire généralement observée dans les étoiles qui se sont formées dans des structures plus petites comme des galaxies naines ultra-faibles. Ce qui est sûr en tous cas, c'est que ces étoiles sondent le gaz de ce qui était le premier écosystème du LMC.</div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;">Notre plus grande galaxie satellite constitue désormais une nouvelle frontière pour l'archéologie stellaire et elle permet aujourd'hui d'étendre ce domaine aux échelles extragalactiques.</div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;"><b>Source</b></div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;"><div>Enrichment by extragalactic first stars in the Large Magellanic Cloud</div><div>Anirudh Chiti, </div><div>Nature Astronomy (20 mars 2024)</div><div><div><a href="https://doi.org/10.1038/s41550-024-02223-w">https://doi.org/10.1038/s41550-024-02223-w</a></div><div><br /></div></div></div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;"><b>Illustrations</b></div><div style="text-align: justify;"><b><br /></b></div><div style="text-align: justify;"><div>1. Le Grand Nuage de Magellan (Lowell Observatory)</div><div>2. Caractéristiques des 10 étoiles pauvres en métaux du LMC (Chiti et al.)</div><div>3. Anirudh Chiti</div></div>Dr Eric Simonhttp://www.blogger.com/profile/11521111896501339638noreply@blogger.com0tag:blogger.com,1999:blog-3730656447404670771.post-59788178645920908292024-03-19T17:53:00.001+01:002024-03-19T19:17:47.951+01:00Observation de la naissance d'un AGN <p><span style="font-family: inherit;"><span style="background-color: white; color: #222222; text-align: justify;"><b></b></span></span></p><div class="separator" style="clear: both; text-align: center;"><span style="font-family: inherit;"><b><a href="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEiwW-ZxRg95BjYPPmRNQeZBMi169UMhSJyT8ypqDdYvAXhR7uHreuHSwU1xq4tHu8n8bHzJgSHk-IUeCPAC0fPES6MSM3oGgfHaeG6rwEnpwu_eYtmqB5i74C3ssGnNLpOYSFk0qzd-u1Wu2Xa_tybz2XUZhHwxty0W8yQIK_cVj6iIBmbNHgJ5xS7YYt4/s597/cena_0-sm.jpg.webp" imageanchor="1" style="margin-left: 1em; margin-right: 1em;"><img border="0" data-original-height="597" data-original-width="597" height="482" src="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEiwW-ZxRg95BjYPPmRNQeZBMi169UMhSJyT8ypqDdYvAXhR7uHreuHSwU1xq4tHu8n8bHzJgSHk-IUeCPAC0fPES6MSM3oGgfHaeG6rwEnpwu_eYtmqB5i74C3ssGnNLpOYSFk0qzd-u1Wu2Xa_tybz2XUZhHwxty0W8yQIK_cVj6iIBmbNHgJ5xS7YYt4/w482-h482/cena_0-sm.jpg.webp" width="482" /></a></b></span></div><span style="font-family: inherit;"><b><br />Une équipe d’astrophysiciens vient d’observer la naissance d’un AGN (noyau actif de galaxie). Ils ont détecté une activité de type AGN dans une galaxie qui était précédemment classée comme non active et ils ont pu ensuite caractériser l'évolution de cet AGN nouveau-né. Ils publient leur étude dans <i>Astronomy&Astrophysics</i>.</b></span><p></p>
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<iframe width="100%" height="320" src="https://podcloud.fr/podcast/casepasselahaut/episode/numero-1631-observation-de-la-naissance-dun-agn/player" frameborder="0" allow="accelerometer; autoplay; encrypted-media; gyroscope; picture-in-picture; fullscreen"></iframe>
<p class="MsoNormal" style="background-color: white; color: #222222; line-height: 15.6933px; margin: 0cm 0cm 8pt; text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;">Les observations et les modèles indiquent que la fraction de galaxies actives dans l'Univers local est d'environ 10%. Cela peut être interprété comme un cycle, où 10% des galaxies seraient actives à un moment donné. Des preuves indirectes suggèrent également que l'activité des noyaux de galaxies varie de plusieurs ordres de grandeur sur des échelles de temps de comprises entre 10<sup> </sup>000 ans et 10<sup> </sup>millions d’années. L'estimation de ce taux d'activation (et alternativement, combien de fois chaque galaxie s'est allumée et éteinte) est importante pour contraindre les mécanismes d'alimentation des trous noirs centraux dans les modèles d'évolution des galaxies.</span></p><p class="MsoNormal" style="background-color: white; color: #222222; line-height: 15.6933px; margin: 0cm 0cm 8pt; text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;">Les AGN naissants, c’est-à-dire une galaxie passant d'un état de repos ou de formation d’étoiles à un noyau actif de galaxie de type I, sont exceptionnellement difficiles à détecter. Une partie de la difficulté provient des données disponibles, puisque la plus grande étude spectroscopique (celle du SDSS) était à l'origine peu profonde, et visait principalement des galaxies qui étaient brillantes à un moment et qui ont pu devenir plus faibles par la suite - et non l'inverse.</span></p><p class="MsoNormal" style="background-color: white; color: #222222; line-height: 15.6933px; margin: 0cm 0cm 8pt; text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;"><a href="http://www.astro.udec.cl/black_hole_anillo/patricia.html" target="_blank">Patricia Arevalo</a> (université de Valparaiso) et ses collaborateurs ont recherché spécifiquement des galaxies candidates montrant un « allumage » de leur trou noir supermassif. Les candidates ont été sélectionnées à partir d'un échantillon de 2 394 312 galaxies non actives, qui présentent actuellement une variabilité de flux optique indiquant la possibilité d’un AGN de type I, selon le classificateur de courbes de lumière ALeRCE. Parmi toutes les signatures possibles de l'activité des AGN, les chercheurs se sont concentrés ici sur la classification spectrale optique. Ce choix est justifié par la disponibilité de données spectrales d'archives et la facilité d'obtenir de nouveaux spectres. De plus, cette approche permet d'identifier l'activité des AGN sans ambiguïté.</span></p><p class="MsoNormal" style="background-color: white; color: #222222; line-height: 15.6933px; margin: 0cm 0cm 8pt; text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;">Une caractéristique clé des galaxies de Seyfert I et des quasars est la présence de larges raies d'émission dans leurs spectres optiques, avec des largeurs de milliers de km s<sup>-1</sup>. Par conséquent, l'identification de raies d'émission larges dans une galaxie quiescente précédemment classée par spectroscopie peut constituer une preuve irréfutable de l'existence d'un événement d'allumage d'un trou noir.</span></p><p class="MsoNormal" style="background-color: white; color: #222222; line-height: 15.6933px; margin: 0cm 0cm 8pt; text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;">Les archives publiques contiennent environ deux millions de galaxies dont les spectres optiques ne présentent pas de raies d'émission larges (ou d'autres caractéristiques permettant de les identifier comme des AGN) et qui ont été obtenus il y a une dizaine d'années. Il est donc possible de détecter des événements d'allumage dans ce vaste ensemble de données s'ils se produisent plus fréquemment qu'environ 1/20 000 000 par an. Cependant, la réobservation de toutes ces galaxies n'est pas pratique, et les astrophysiciens doivent donc trouver d'autres critères pour la sélection des cibles. Heureusement, il existe une autre caractéristique distinctive des quasars et des galaxies de Seyfert I, qui est leur variabilité persistante et stochastique du flux optique (comme l’avaient montré MacLeod et al. en 2010 et Sánchez-Sáez et al. en 2018). De telles variations sont très rares même dans les AGN de type II et encore plus rares dans les galaxies quiescentes.</span></p><p class="MsoNormal" style="background-color: white; color: #222222; line-height: 15.6933px; margin: 0cm 0cm 8pt; text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;">Arevalo et ses collaborateurs présentent la première identification réussie d'une transition d'un AGN non actif à un AGN de type I, qui a été réalisée en sélectionnant des cibles basées sur la variabilité optique et validée par l'apparition de larges raies d'émission dans le spectre optique. Cette galaxie est nommée<b> ZTF20aaglfpy</b>.</span></p><p class="MsoNormal" style="background-color: white; color: #222222; line-height: 15.6933px; margin: 0cm 0cm 8pt; text-align: justify;"></p><div class="separator" style="clear: both; text-align: center;"><a href="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEjF2ddC0vpxZY3bCC6fyIv6nZuuNumQ9rMOnfdO_kdtlH2NHJuepQP0L7R94uOSpSp5uGsTVASRn7QdumVKrRv8yS2HUCPq2WrESpZR2oqb0TtdtkMiJ2RVRzLNryLUVYKZxhJ7Om8hgqCQW6FdaKlCnx-yyRkRPQmYupr0IYcwb7ZF64RKNxueghHu4xU/s1200/aa48900-23-fig1.jpg" imageanchor="1" style="margin-left: 1em; margin-right: 1em;"><img border="0" data-original-height="703" data-original-width="1200" height="374" src="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEjF2ddC0vpxZY3bCC6fyIv6nZuuNumQ9rMOnfdO_kdtlH2NHJuepQP0L7R94uOSpSp5uGsTVASRn7QdumVKrRv8yS2HUCPq2WrESpZR2oqb0TtdtkMiJ2RVRzLNryLUVYKZxhJ7Om8hgqCQW6FdaKlCnx-yyRkRPQmYupr0IYcwb7ZF64RKNxueghHu4xU/w640-h374/aa48900-23-fig1.jpg" width="640" /></a></div><span style="font-family: inherit;"><p class="MsoNormal" style="background-color: white; color: #222222; line-height: 15.6933px; margin: 0cm 0cm 8pt; text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;"><br /></span></p>Pour les chercheurs, les preuves en faveur d'un AGN nouveau-né comprennent principalement : l'apparition de raies d'émission de Balmer larges et proéminentes et d'un continuum bleu au-dessus de la population stellaire, ainsi que des raies d'émission étroites visibles à la fois dans les anciens et les nouveaux spectres. Des preuves supplémentaires de la transition d'un noyau galactique inactif à un noyau galactique actif sont une augmentation régulière du flux optique pendant au moins 2500 jours, ainsi qu'un changement de la couleur. Ce dernier est cohérent avec une galaxie qui était inactive fin octobre 2010 et qui est devenue plus tard de manière consistante plus semblable à un AGN.</span><p></p><p class="MsoNormal" style="background-color: white; color: #222222; line-height: 15.6933px; margin: 0cm 0cm 8pt; text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;">Arevalo et son équipe avancent en outre une preuve supplémentaire de l'activité actuelle, qui est la détection d'une source variable de rayons X, avec une luminosité sur la plage 2-10 keV d'environ 10<sup>43</sup> erg s<sup>-1</sup>. Une seule explosion d'étoile massive à ce jour, AT2020mrf, a été rapportée comme ayant atteint une luminosité similaire avec une luminosité dans cette plage énergétique de 2 10<sup>43</sup> erg s<sup>-1</sup> (Yao et al. 2022). Le flux de rayons X de l'explosion stellaire AT2020mrf avait cependant diminué d'un facteur 10 un an plus tard, alors que ZTF20aaglfpy est restée à un niveau de flux similaire pendant les 550 jours couverts par les quatre relevés d'eROSITA. Les courbes de lumière optique sont également très différentes, AT2020mrf montrant une forte augmentation et un lent déclin, tandis que ZTF20aaglfpy montre une augmentation lente et régulière avec des éruptions récurrentes à plus courte échelle de temps.</span></p><p class="MsoNormal" style="background-color: white; color: #222222; line-height: 15.6933px; margin: 0cm 0cm 8pt; text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;">Les chercheurs notent que les raies d'émission étroites continuent de présenter un rapport indiquant une formation d'étoiles et non un AGN. Cette absence de réaction peut s'expliquer selon eux si le temps de parcours différentiel de la lumière jusqu'à l'observateur via la région des raies étroites est plus long que le temps écoulé depuis l'allumage de l'AGN (dont les photons seraient vus d’une manière directe). Arevalo et ses collaborateurs prennent la différence de temps entre les deux observations spectroscopiques (c'est-à-dire 6674 jours) comme limite supérieure pour le temps écoulé entre l'allumage de l'AGN et l'observation des raies étroites dans le second spectre. Dans ce scénario, le trajet différentiel de la lumière devrait être supérieur à 18,3 années-lumière (5,6 pc), ce qui est modeste par rapport aux tailles typiques des régions à raies étroites. A titre de comparaison, Bennert et al. avaient déterminé en 2006 des tailles de régions à raies étroites de 700 pc à plus de 3 kpc sur des galaxies de Seyfert proches.</span></p><p class="MsoNormal" style="background-color: white; color: #222222; line-height: 15.6933px; margin: 0cm 0cm 8pt; text-align: justify;"></p><div class="separator" style="clear: both; text-align: center;"><a href="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEgcHgh_5rwvQohFAJQbZ3i69k8X5Ww339thCMGj8MKZw5MOctfjMZc6kJdp_wGG_J_mXnXL3XvxbvfG8HvYXSnTM6Ij2qICopRunvGXMFNSL3kQHAtCtTloImCNr_aZDP8fCbt7IBDICJq3pDptjfqwMPowhhbK5j21kNbQd_o-d2082CvgAEdoau0ptW4/s225/pa.png" imageanchor="1" style="clear: left; float: left; margin-bottom: 1em; margin-right: 1em;"><img border="0" data-original-height="222" data-original-width="225" height="175" src="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEgcHgh_5rwvQohFAJQbZ3i69k8X5Ww339thCMGj8MKZw5MOctfjMZc6kJdp_wGG_J_mXnXL3XvxbvfG8HvYXSnTM6Ij2qICopRunvGXMFNSL3kQHAtCtTloImCNr_aZDP8fCbt7IBDICJq3pDptjfqwMPowhhbK5j21kNbQd_o-d2082CvgAEdoau0ptW4/w175-h175/pa.png" width="175" /></a></div><p></p><p class="MsoNormal" style="background-color: white; color: #222222; line-height: 15.6933px; margin: 0cm 0cm 8pt; text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;">En conclusion, Patricia Arevalo et ses collaborateurs sont donc confiants sur leurs résultats spectraux qui démontrent le cas le plus convaincant d’une nouvelle activité d’AGN pour une galaxie qui avait auparavant une classification optique de formation d'étoiles. Le spectre de deuxième époque montre clairement l'apparition de raies de Balmer larges et proéminentes, sans aucun changement significatif observé dans les rapports de flux des raies étroites. Les courbes de lumière optique à long terme montrent une augmentation régulière de la luminosité à partir de 1,5 an après la prise du spectre SDSS et pendant au moins 7 ans. D’autre part, les couleurs dans l'infrarouge moyen observées avec WISE ont également évolué depuis les couleurs typiques des galaxies non actives vers des couleurs semblables à celles des AGN. Enfin, des détections récentes de flux de rayons X confirment sa nature d'AGN.</span></p><p class="MsoNormal" style="background-color: white; color: #222222; line-height: 15.6933px; margin: 0cm 0cm 8pt; text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;">Les observations sur le long terme permettent ainsi de déceler l’évolution rapide de certaines galaxies, dont le trou noir supermassif peut générer une forte activité puis s’arrêter aussi vite dans un environnement en perpétuelle évolution.</span></p><p class="MsoNormal" style="background-color: white; color: #222222; line-height: 15.6933px; margin: 0cm 0cm 8pt; text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;"><br /></span></p><p class="MsoNormal" style="background-color: white; color: #222222; line-height: 15.6933px; margin: 0cm 0cm 8pt; text-align: justify;"><b><span lang="EN-GB"><span style="font-family: inherit;">Source</span></span></b></p><p class="MsoNormal" style="background-color: white; color: #222222; line-height: 15.6933px; margin: 0cm 0cm 8pt; text-align: justify;"><span lang="EN-GB"><span style="font-family: inherit;">A newborn active galactic nucleus in a star-forming galaxy</span></span></p><p class="MsoNormal" style="background-color: white; color: #222222; line-height: 15.6933px; margin: 0cm 0cm 8pt; text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;">P. Arévalo et al.</span></p><p class="MsoNormal" style="background-color: white; color: #222222; line-height: 15.6933px; margin: 0cm 0cm 8pt; text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;">A&A Volume 683, 13 March 2024</span></p><p class="MsoNormal" style="background-color: white; color: #222222; line-height: 15.6933px; margin: 0cm 0cm 8pt; text-align: justify;"><a data-saferedirecturl="https://www.google.com/url?q=https://doi.org/10.1051/0004-6361/202348900&source=gmail&ust=1710952477378000&usg=AOvVaw2xiiy2LBI-06MQeu_97Kw3" href="https://doi.org/10.1051/0004-6361/202348900" style="color: #0563c1;" target="_blank"><span style="font-family: inherit;">https://doi.org/10.1051/0004-<wbr></wbr>6361/202348900</span></a></p><p class="MsoNormal" style="background-color: white; color: #222222; line-height: 15.6933px; margin: 0cm 0cm 8pt; text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;"> </span></p><p class="MsoNormal" style="background-color: white; color: #222222; line-height: 15.6933px; margin: 0cm 0cm 8pt; text-align: justify;"><b><span style="font-family: inherit;">Illustrations</span></b></p><p class="MsoNormal" style="background-color: white; line-height: 15.6933px; margin: 0cm 0cm 8pt; text-align: justify;"><span style="color: #222222;">1. Image composite de l'AGN Centaurus A [X: NASA/CXC/SAO; Optique: Rolf Olsen; Infrarouge : NASA/JPL-Caltech]</span></p><p class="MsoNormal" style="background-color: white; color: #222222; line-height: 15.6933px; margin: 0cm 0cm 8pt; text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;">2. Spectres enregistrés avant et après la naissance de l'AGN dans </span>ZTF20aaglfpy. (Arevalo et al.)</p><p class="MsoNormal" style="background-color: white; color: #222222; line-height: 15.6933px; margin: 0cm 0cm 8pt; text-align: justify;">3. Patricia Arevalo</p><p class="MsoNormal" style="background-color: white; color: #222222; line-height: 15.6933px; margin: 0cm 0cm 8pt; text-align: justify;"><br /></p>Dr Eric Simonhttp://www.blogger.com/profile/11521111896501339638noreply@blogger.com0tag:blogger.com,1999:blog-3730656447404670771.post-74705124029413677212024-03-14T14:37:00.003+01:002024-03-14T15:14:45.345+01:00Europe produit moins d'oxygène moléculaire que prévu<div style="text-align: justify;"><div class="separator" style="clear: both; text-align: center;"><a href="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEj4gVn3q3ddMxn0CUgadl-KXD3F7ulyld6rBZe3ToK_CBUMZLtSAn2rs7aMOugkAvTsLubB0WF8jvsTrvP44Yf4TiFhoHtzoXHAGc4ZP-ZD9Dfy3hHhgKrB5x5tlAvBaTIiIXIutB2844mAgOcVqgbJSBWRIGclwwOEvR7BlH3dDus_ABDQhG2eNZaahr8/s3568/image_11271_1e-Juno-Europa.jpg" style="margin-left: 1em; margin-right: 1em;"><img border="0" data-original-height="3568" data-original-width="3000" height="640" src="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEj4gVn3q3ddMxn0CUgadl-KXD3F7ulyld6rBZe3ToK_CBUMZLtSAn2rs7aMOugkAvTsLubB0WF8jvsTrvP44Yf4TiFhoHtzoXHAGc4ZP-ZD9Dfy3hHhgKrB5x5tlAvBaTIiIXIutB2844mAgOcVqgbJSBWRIGclwwOEvR7BlH3dDus_ABDQhG2eNZaahr8/w538-h640/image_11271_1e-Juno-Europa.jpg" width="538" /></a></div><br />Europe, la lune de Jupiter, a une surface principalement constituée de glace d'eau qui est modifiée par l'exposition à son environnement spatial. Les particules chargées brisent les liaisons moléculaires dans la glace de surface, dissociant ainsi l'eau pour produire finalement de l'hydrogène et de l'oxygène, qui fournit un mécanisme d'oxygénation potentiel pour l'océan souterrain d'Europe. Une équipe de chercheur vient de réévaluer la production d'oxygène à la surface d'Europe à partir de mesures directes. Ils publient leur étude dans <i><a href="https://doi.org/10.1038/s41550-024-02206-x" target="_blank">Nature Astronomy</a></i>.</div>
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<iframe width="100%" height="320" src="https://podcloud.fr/podcast/casepasselahaut/episode/numero-1630-europe-produit-moins-doxygene-moleculaire-que-prevu/player" frameborder="0" allow="accelerometer; autoplay; encrypted-media; gyroscope; picture-in-picture; fullscreen"></iframe>
<div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;"><span><a name='more'></a></span>Le dioxygène et le dihydrogène constituent les principaux constituants atmosphériques d’Europe. Bien que les observations à distance imposent d'importantes contraintes globales sur son atmosphère, l'abondance d'O2 a jusqu'à aujourd'hui toujours été déduite des émissions de l'oxygène atomique. La composition atmosphérique d'Europe n'avait jamais été directement échantillonnée et les estimations de la production d'oxygène dérivées du modèle variaient sur plusieurs ordres de grandeur. </div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div><div style="text-align: justify;">L'interaction d'Europe avec son environnement spatial, notamment les particules chargées, la lumière ultraviolette et les impacts de météoroïdes, modifie la chimie de sa surface, conduisant à l'érosion et au dépôt de matériaux exogènes. Les particules chargées dissocient la molécule d'H2O dans la glace de surface. L'oxygène et l'hydrogène devraient être principalement libérés de la surface par désorption thermique. La désorption thermique ainsi que la pulvérisation d'électrons ou d'ions peuvent ensuite libérer ces molécules dans l'atmosphère d'Europe. Il a été montré dans des études antérieures que cette atmosphère comprend H, H2 , O, O2, et H2O. Les atomes et molécules neutres atmosphériques peuvent être ionisés sous forme d'ions capteurs incorporés dans le plasma magnétosphérique de Jupiter. La pulvérisation atmosphérique, dans laquelle un plasma échange de l'énergie avec l'atmosphère neutre et l'érode, avait été initialement proposée comme étant le mécanisme dominant de perte de dioxygène neutre. Par la suite, l'ionisation par impact électronique et l'échange de charge symétrique O2+ → O2 ont également été proposés comme principaux moteurs de la perte d'O2 . La perte de H2 a en revanche été moins étudiée théoriquement, mais c'est l'ionisation par impact électronique qui est proposée comme étant le mécanisme de perte dominant.</div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;">L’atmosphère d'Europe est régie par la température de surface ainsi que par une source de pulvérisation. Bien que les survols E4 et E6 de Galileo à des altitudes rapprochées de 692 et 586 km aient permis de déduire la présence d'ion capteurs près d'Europe, des limitations instrumentales ont empêché une déconvolution de la composition du plasma mesuré en un matériau venant d'Europe ou d'ailleurs. Les contraintes sur les abondances relatives des espèces atmosphériques neutres et ioniques d'Europe étaient auparavant dérivées principalement d'observations par télédétection ultraviolette. Comme il n'y avait pas eu d'observations directes in situ de particules europagènes à proximité, la composition de l'atmosphère d'Europe, la quantité perdue et la contribution du plasma d'Europe à la magnétosphère de Jupiter restaient en suspens</div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div><div style="text-align: justify;"><div class="separator" style="clear: both; text-align: center;"><a href="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEj-HOZ_vDvnjbQchPKsGkvA_9yE2yUPGzdKILts4zAuDdt0a6hWPtZEKvi13uTEHlPyVFeGKyh4h9qBPxTdsAGTahHXmzLyNZqqpPH14dEix8eq7e128y37hCatkHQagTuBkdhjO9p2R-SVfu5H7JisEJ58hoSkgP0PsSdJ4Pq1W0QRifFPFUrf46baODM/s640/Juno_at_Jupiter_Illustration-640x480-1-jpg.webp" style="margin-left: 1em; margin-right: 1em;"><img border="0" data-original-height="480" data-original-width="640" height="480" src="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEj-HOZ_vDvnjbQchPKsGkvA_9yE2yUPGzdKILts4zAuDdt0a6hWPtZEKvi13uTEHlPyVFeGKyh4h9qBPxTdsAGTahHXmzLyNZqqpPH14dEix8eq7e128y37hCatkHQagTuBkdhjO9p2R-SVfu5H7JisEJ58hoSkgP0PsSdJ4Pq1W0QRifFPFUrf46baODM/w640-h480/Juno_at_Jupiter_Illustration-640x480-1-jpg.webp" width="640" /></a></div><div style="text-align: justify;"><br /></div>Mais heureusement est arrivée la mission Juno, arrivée en orbite jovienne en 2016 et qui est équipée d'un instrument performant nommé Jovian Auroral Distributions Experiment (JADE) et qui comprend plusieurs analyseurs d'électrons et un spectromètre de masse ionique à temps de vol. L'instrument ionique de JADE mesure les distributions d'énergie et d'angle de particules chargées positivement avec une énergie par charge ( E / q ) de 10 à 46 keV/ q . Juno a effectué un survol d'Europe le 29 septembre 2022, avec son approche la plus proche à une altitude de 353 km et une distance radiale de 1,2 R (R = 1 560,8 km). </div><br /><div style="text-align: justify;">Jamey Szalay (université de Princeton) et ses collaborateurs ont analysé les données enregistrées lors de ce survol à la vitesse de 23,6 km s-1. Les flux de molécules sont déterminés en intégrant les données du spectromètre de masse pour identifier H+ , H2+ et O2+/S+ et se concentrer sur les espèces provenant exclusivement d'Europe. Les densités d'environ 100 molécules cm-3 mesurées au cours de ce survol se situent dans la fourchette de 25 à 50 % de celles observées au cours du voyage de la sonde Galileo. </div></div></div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;">Historiquement, l'atmosphère neutre de dihydrogène était considérée comme dominée par une population thermalisée avec une distribution de vitesse similaire à celle de la température de surface locale. Mais contrairement aux attentes, Szalay et ses collaborateurs constatent que l'atmosphère neutre de dihydrogène est dominée par une population non thermique avec une dépendance radiale, comme cela a été utilisé pour l'évasion atmosphérique d'Io. Une telle distribution radiale résulterait d'une population neutre sortante et s'échappant, ce qui est directement observé pour la voie H2- + e- → H2 + + 2e −. A partir du profil d'altitude, les chercheurs déduisent que la vitesse moyenne d'écoulement de l'hydrogène neutre est de 58 ± 34 m s-1. Le profil d'altitude de H2 neutre et les taux de perte de H2 totaux sont indépendamment cohérents, ce qui donne une confiance supplémentaire dans le fait que la population de H2 n'est pas thermique et a été chauffée après sa libération de la surface par un mécanisme supplémentaire. Les chercheurs pensent que ça peut être le résultat d'une pulvérisation atmosphérique, d'une pulvérisation superficielle directe, d'un chauffage Joule ou d'une combinaison de tous ces effets. </div><div style="text-align: justify;"><br /><div class="separator" style="clear: both; text-align: center;"><a href="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEhn0V6nQPWUKIDU9cBaZBhtq07mRl8tOHAPSlZzbFc55BxD_ZRu5hfODZoHCSvpHTJvZqMoi61y1DWfyjBijOnWGZfXAIIFZxElfx_iFTwgjNIGlF8UdB-qb7XRhqEr4vVNRQnegQmAdvCkhyphenhyphenAuhexLp2O9QUFE64uaCCRNYWrWjxCtDT7g1m-4CfpmclY/s1829/41550_2024_2206_Fig4_HTML.webp" style="margin-left: 1em; margin-right: 1em;"><img border="0" data-original-height="806" data-original-width="1829" height="282" src="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEhn0V6nQPWUKIDU9cBaZBhtq07mRl8tOHAPSlZzbFc55BxD_ZRu5hfODZoHCSvpHTJvZqMoi61y1DWfyjBijOnWGZfXAIIFZxElfx_iFTwgjNIGlF8UdB-qb7XRhqEr4vVNRQnegQmAdvCkhyphenhyphenAuhexLp2O9QUFE64uaCCRNYWrWjxCtDT7g1m-4CfpmclY/w640-h282/41550_2024_2206_Fig4_HTML.webp" width="640" /></a></div></div><div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;">Concernant le dioxygène (O2), les chercheur déterminent que son budget global est de 12 ± 6 kg s-1 au total, produit à la surface er réparti entre les pertes atmosphériques d'une part et la séquestration potentielle dans la glace de surface de l'autre. Le processus de dissociation radiolytique (via l'impact d'électrons ou d'ions) s'avère être le mécanisme d'érosion de surface exogène dominant sur Europe, par rapport au bombardement de météoroïdes.</div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;">Avant le survol d'Europe par Juno, les estimations basées sur un modèle pour la source totale d'O2 eurogénique s'étendaient sur deux ordres de grandeur : de 5 à 1 100 kg s-1 ! Szalay et al. ont donc fortement réduit cette plage d'incertitude. Les efforts de modélisation antérieurs fournissent un contexte à l’ampleur relative de la production d’oxygène. Une étude portant sur la physique de la production et de l'éjection d'O2 depuis la surface avait révélé que des taux de production de 8 à 26 kg s-1 correspondaient à la formation d'une fine couche d'O2 près de la surface, contre 430 à 1 100 kg s-1 dans le cas d'une couche épaisse. Comme l'hypothèse de la couche mince et les taux de production modélisés correspondants sont similaires aux contraintes d'observation trouvées dans cette présente étude, ces résultats apparaissent cohérents avec la notion proposée que l'oxygène résiderait dans une fine couche près de la surface. Une étude distincte des paramètres de modélisation a en outre montré qu'avec des densités en amont de 100 molécules par cm3 comme celles observées lors du survol de Juno, des taux de production de 12 ± 6 kg s-1 seraient cohérents avec une couche d'O2 neutre d'environ une dizaine de kilomètres.</div><div style="text-align: justify;"><br /><div class="separator" style="clear: both; text-align: left;"><a href="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEjcJ1MSg9nFo_5cc4bHogAfzJvgjNqg2pkAtUIhEXUE0LahEC5o3kXRVI7uvodC5W1TupuNCLLqQn_WNmdasOELoti8ceCmdP7p6sTdEB0Rw1icCNYo6k1VPvMKvs8_9ErwtPwjO1V84eGGABvo5I0S_fqeovabBKX4GCeyXS0peaGtrNNwUT66lwFd99g/s256/citations%20(1).jpg" style="clear: left; float: left; margin-bottom: 1em; margin-right: 1em;"><img border="0" data-original-height="255" data-original-width="256" height="169" src="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEjcJ1MSg9nFo_5cc4bHogAfzJvgjNqg2pkAtUIhEXUE0LahEC5o3kXRVI7uvodC5W1TupuNCLLqQn_WNmdasOELoti8ceCmdP7p6sTdEB0Rw1icCNYo6k1VPvMKvs8_9ErwtPwjO1V84eGGABvo5I0S_fqeovabBKX4GCeyXS0peaGtrNNwUT66lwFd99g/w170-h169/citations%20(1).jpg" width="170" /></a></div></div><div style="text-align: justify;">En ce qui concerne le transport potentiel vers le bas, les chercheurs indiquent que l'O2 produit par radiolyse et retenu dans la glace d'Europe pourrait se frayer un chemin vers l'océan en tant que source possible d'énergie métabolique. Les estimations de l'apport d'O2 de la glace oxygénée à l'océan liquide varient de 0,3 à 200 kg s-1 (Hand et al. 2007) et même jusqu'à 300 kg s-1 (Greenberg et al. 2010). À moins que la production d'oxygène d'Europe ait été significativement plus élevée dans le passé, les taux de production d'O2 trouvés ici, bien inférieurs à 15 kg·s-1, fournissent une plage plus étroite désormais pour soutenir le concept d'habitabilité dans l'océan d'Europe par rapport aux estimations précédentes qui étaient basées sur des modèles.</div></div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;"><b>Source</b></div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;"><div>Oxygen production from dissociation of Europa’s water-ice surface</div><div>Jamey Szalay et al.</div><div>Nature Astronomy (4 march 2024)</div></div><div style="text-align: justify;"><div><a href="https://doi.org/10.1038/s41550-024-02206-x">https://doi.org/10.1038/s41550-024-02206-x</a></div><div><br /></div></div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;"><b>Illustrations</b></div><div style="text-align: justify;"><b><br /></b></div><div style="text-align: justify;">1. Europe imagée par Juno lors de son survol du 29 septembre 2022 (NASA)</div><div style="text-align: justify;">2. Vue d'artiste de la sonde Juno (NASA)</div><div style="text-align: justify;">3. Schéma des réactions de dissociation produisant de l'oxygène et de l'hydrogène (Szalay et al.)</div><div style="text-align: justify;">4. Jamey Szalay </div><div style="text-align: justify;"><br /></div>Dr Eric Simonhttp://www.blogger.com/profile/11521111896501339638noreply@blogger.com0tag:blogger.com,1999:blog-3730656447404670771.post-77935376091272027322024-03-11T20:56:00.004+01:002024-03-11T22:21:34.348+01:00Parker Solar Probe et BepiColombo plongées dans une éjection de masse coronale... <p style="text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;"><span style="vertical-align: inherit;"><span style="vertical-align: inherit;"></span></span></span></p><div class="separator" style="clear: both; text-align: center;"><span style="font-family: inherit;"><span style="vertical-align: inherit;"><span style="vertical-align: inherit;"><a href="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEiVJQA9lrJ2I5Vejj8qk0Ip13SJSIjElX5YHJIt5EmerRDSL6GfwKYaCcgr609i01iMjZYo47DCVp3nfjs63_ZkNYx6Wx9myj5_7msyAT0A-PG7cgRCFZddoz8rJycTmpeOAyT5FZj1jKrrVCnnlUszCsuloxVwiDssUMncK75WOxYOaOvsrILxwzxI1yM/s1921/Solar_Orbiter_and_SOHO_s_view_of_a_giant_eruption_close_up_pillars.jpg" style="margin-left: 1em; margin-right: 1em;"><img border="0" data-original-height="1080" data-original-width="1921" height="360" src="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEiVJQA9lrJ2I5Vejj8qk0Ip13SJSIjElX5YHJIt5EmerRDSL6GfwKYaCcgr609i01iMjZYo47DCVp3nfjs63_ZkNYx6Wx9myj5_7msyAT0A-PG7cgRCFZddoz8rJycTmpeOAyT5FZj1jKrrVCnnlUszCsuloxVwiDssUMncK75WOxYOaOvsrILxwzxI1yM/w640-h360/Solar_Orbiter_and_SOHO_s_view_of_a_giant_eruption_close_up_pillars.jpg" width="640" /></a></span></span></span></div><span style="font-family: inherit;"><span style="vertical-align: inherit;"><span style="vertical-align: inherit;"><br />Les 15 et 16 février 2022, plusieurs sondes spatiales ont mesuré l'un des événements de particules énergétiques solaires (SEP) les plus intenses observés jusqu'à présent au cours du cycle solaire 25. D</span></span></span><span style="font-family: inherit;"><span style="vertical-align: inherit;"><span style="vertical-align: inherit;">es observations très intéressantes de Parker Solar Probe (PSP) et BepiColombo ont notamment été effectuées avec une configuration où les deux sondes étaient très proches l'une de l'autre à 0,34 et 0,37 UA du Soleil. </span></span></span><span style="vertical-align: inherit;"><span style="vertical-align: inherit;">Leng Ying Khoo (Princeton university) et ses collaborateurs fournissent une analyse non seulement des flux de particules reçus par PSP et BepiColumbo, mais aussi par de nombreux signaux d'autres sondes. Ils publient dans </span></span><i><span style="vertical-align: inherit;"><span style="vertical-align: inherit;">The Astrophysical Journal</span></span></i>
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<span style="vertical-align: inherit;"><span style="vertical-align: inherit;">. </span></span><p></p><p style="text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;"><span style="vertical-align: inherit;"><span style="vertical-align: inherit;"><span></span></span></span></span></p><a name='more'></a><span style="font-family: inherit;"><span style="vertical-align: inherit;"><span style="vertical-align: inherit;">En coïncidence temporelle avec les sondes proches du Soleil au moment de la forte éruption, à environ 100° dans la direction rétrograde et à 1,5 UA du Soleil, le détecteur de rayonnement à bord du rover Curiosity a observé la plus grande bouffée de protons au niveau du sol sur Mars depuis le début des mesures en surface. À des distances intermédiaires (entre 0,7 et 1,0 UA), la présence de régions d'interaction de flux (SIR) pendant l'heure d'arrivée du flux de SEP a en revanche apporté des complexités supplémentaires pour l'analyse des contributions distinctes des événements pilotés par l'éjection de masse coronale (CME) par rapport aux événements pilotés par le SIR dans les observations par des sondes telles que Solar Orbiter et STEREO-A, ainsi que par des sondes comme ACE, SOHO et Wind. </span></span></span><p></p><p style="text-align: justify;">BepiColombo est une mission conjointe des agences spatiales européenne et japonaise. Khoo et al. ont utilisé les données du Mercury Planetary Orbiter, le module européen de BepiColombo. La sonde qui a été lancée en octobre 2018 est en phase de croisière vers Mercure et arrivera à destination en décembre 2025. Pendant sa phase de croisière, les différents modules de BepiColombo ont certains instruments en fonctionnement. Les chercheurs ont utilisé le magnétomètre MPO-MAG, et le BepiColombo Environment Radiation Monitor (BERM), qui est un détecteur de particules capable de mesurer les électrons (entre 0,15 et 10 MeV), les protons (de 1,5 à 100 MeV) et les ions lourds. L'instrument BERM pointe généralement vers l'opposé du soleil pendant la période de croisière. Pour trouver la bonne trajectoire pour atteindre Mercure, BepiColombo effectue régulièrement plusieurs manœuvres de propulsion, dont une a eu lieu lors de l'événement du 15 février 2022. Heureusement, les observations du BERM n'ont pas été affectées par cette manœuvre, et les données MPO-MAG ont été spécialement traitées pour supprimer le bruit supplémentaire introduit par la manœuvre.</p><p style="text-align: justify;"><span><span style="vertical-align: inherit;"></span></span></p><p style="text-align: justify;">La sonde solaire Parker (PSP) a été lancée en 2018 également, dans le but de comprendre ce qui chauffe la couronne solaire, accélère le vent solaire, et dynamise les SEP. Elle se trouve sur une orbite héliocentrique avec une inclinaison d'environ 3,4° et une période orbitale d'environ 3 mois. Les chercheurs ont utilisé les mesures de la partie magnétomètre de l'expérience FIELDS qui fournit des mesures directes des champs électriques et magnétiques, ainsi que l'Integrated Science Investigation of the Sun (IS⊙IS), qui mesure les particules énergétiques allant de 10 keV à 100 MeV, et aussi la suite Solar Wind Electrons Alphas and Protons (SWEAP) qui mesure les particules du vent solaire et leurs propriétés telles que la température, la vitesse et la densité. La suite d'instruments IS⊙IS se compose de deux détecteurs de particules énergétiques qui mesurent les particules de faible énergie (EPI-Lo) et de haute énergie (EPI-Hi). EPI-Lo est un spectromètre de masse à temps de vol qui couvre presque un hémisphère complet, tandis qu'EPI-Hi se compose de trois télescopes détecteurs à semi-conducteurs couvrant cinq grandes ouvertures de champ de vision. </p><div class="separator" style="clear: both; text-align: center;"><a href="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEin5bkYKoJIv0ehl1sOnNtN4E40fKS2hjksK5gFh327_DQJGntTxuGHUqaLo0wqOZmfcweWjeF8iNQWv43QCos80_gg8JzWMZ7JPwZOJiNgWerH_Jyx8OlOHIong_VIhM8RNvYY5uoCXlq7OwqoRRLL43-rQOk7S0jHhC0rVjFfqxmScT3aTnO92A93UJ0/s1976/apjad167ff1_lr.jpg" style="margin-left: 1em; margin-right: 1em;"><img border="0" data-original-height="858" data-original-width="1976" height="278" src="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEin5bkYKoJIv0ehl1sOnNtN4E40fKS2hjksK5gFh327_DQJGntTxuGHUqaLo0wqOZmfcweWjeF8iNQWv43QCos80_gg8JzWMZ7JPwZOJiNgWerH_Jyx8OlOHIong_VIhM8RNvYY5uoCXlq7OwqoRRLL43-rQOk7S0jHhC0rVjFfqxmScT3aTnO92A93UJ0/w640-h278/apjad167ff1_lr.jpg" width="640" /></a></div><br /><p style="text-align: justify;"><span style="vertical-align: inherit;"><span style="vertical-align: inherit;">Khoo et ses collaborateurs montrent que l'événement du 15 et 16 février 2022 peut être considéré comme un évènement SEP de type "généralisé" car des protons énergétiques ont été observés</span></span> à travers une séparation longitudinale entre le centre de l'éruption et l'engin spatial pouvant atteindre ∼165°. BepiColombo, PSP et Curiosity (sur Mars) étaient plus proches du centre de l'éruption lors de cet événement et, comme prévu, ces engins spatiaux ont observé des flux de protons énergétiques plus élevés que ceux mesurés par Solar Orbiter, STEREO-A et Wind qui se trouvaient du côté de la Terre.</p><p style="text-align: justify;">Les paramètres du vent solaire indiquent également l'arrivée au même moment d'une région d'interaction de flux (SIR) sur Solar Orbiter, STEREO-A et la Terre, pendant l'événement SEP, ce qui rend difficile l'identification de la source de ces particules énergétiques. Les chercheurs indiquent que des études plus détaillées sont en cours pour démêler les événements SEP liés au SIR et à la CME et pour comprendre le mécanisme sous-jacent de propagation et d'accélération des particules énergétiques.</p><p style="text-align: justify;"><span style="vertical-align: inherit;"><span style="vertical-align: inherit;">Comme BepiColombo et PSP étaient à 0,34 et 0,37 UA du Soleil, donc avec une séparation radiale de 0,03 UA et une séparation longitudinale de 3° à 4° au cours de cet événement, les chercheurs ont pu comparer efficacement les données collectées par l'une et l'autre. </span></span>En fait, c'est la première fois que BepiColombo rencontrait des ions lourds pendant sa phase de croisière. A partir d'une analyse de reconstruction 3D de l'éjection de masse coronale, Khoo et ses collaborateurs montrent que PSP et BepiColombo ont probablement rencontré le flanc sud de la CME, plutôt que son nez. Les deux sondes ont observé des protons et des électrons énergétiques peu après l'observation du sursaut radio par PSP et ont ensuite mesuré une augmentation maximale des protons énergétiques à l'arrivée du choc, suggérant une population de protons localement accélérée par le choc. De plus, ils ont également enregistré un spectre énergétique à trois pentes à proximité du choc, et une enquête plus approfondie est en cours pour caractériser l'évolution du spectre lors de cet événement.</p><p style="text-align: justify;"><span style="vertical-align: inherit;"><span style="vertical-align: inherit;">La proximité des deux sondes présente une précieuse opportunité de comparaison directe, voire d’étalonnage croisé. Il est très utile de consolider les détections des deux instruments, notamment pour BepiColombo. Un tel étalonnage en vol des instruments permet à la sonde d'être pleinement opérationnelle juste après son insertion sur l'orbite de Mercure. Une comparaison directe entre les mesures de particules énergétiques (entre 2 et 30 MeV) des deux sondes montre un bon accord, ce qui n'est pas surprenant compte tenu de leur proximité à ce moment là. Khoo et al. ont effectué un étalonnage croisé et déterminé que les mesures de flux de BepiColombo sont généralement inférieures d'environ 35 % aux mesures de l'instrument HET de Parker, après avoir pris en compte différents facteurs tels que l'expansion du tube de flux. Les chercheurs estiment qu'il s'agit d'un petit facteur de correction. Concernant le champ magnétique, les mesures des deux sondes sont généralement en bon accord, sauf dans la région des éjectas magnétiques. Par exemple, PSP a connu une durée d’éjecta magnétique plus longue que BepiColombo.</span></span></p><p style="text-align: justify;"><span style="vertical-align: inherit;"></span></p><div class="separator" style="clear: both; text-align: center;"><span style="vertical-align: inherit;"><a href="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEjumOHKvYD0iJ3bnfIT927sg5a0bD_1Vy4nDZQb3i_TDWNcVWmNZ9rtbfgg0v8qveP8hdLfmY-5bnRNk2UkvjQ5thCPysDoztO66aAyHpCoiH-mgw2oMy0iolkenXe4SxUGiCJJl8bI9Xfp2ILhRp1rmCV6iY9Ioy4RUXqBNpQ-MqjBw6FGEVw-WevJuuc/s1000/Lengying%20Khoo%20.jpg" style="clear: left; float: left; margin-bottom: 1em; margin-right: 1em;"><img border="0" data-original-height="1000" data-original-width="750" height="264" src="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEjumOHKvYD0iJ3bnfIT927sg5a0bD_1Vy4nDZQb3i_TDWNcVWmNZ9rtbfgg0v8qveP8hdLfmY-5bnRNk2UkvjQ5thCPysDoztO66aAyHpCoiH-mgw2oMy0iolkenXe4SxUGiCJJl8bI9Xfp2ILhRp1rmCV6iY9Ioy4RUXqBNpQ-MqjBw6FGEVw-WevJuuc/w198-h264/Lengying%20Khoo%20.jpg" width="198" /></a></span></div><p></p><p style="text-align: justify;"><span style="vertical-align: inherit;"><span style="vertical-align: inherit;">Au niveau de la surface martienne, le rover Curiosity a mesuré la plus grande bouffée de rayonnement au niveau du sol rouge depuis le début de l'exploitation de son détecteur dosimètre RAD. D'après les chercheurs, de tels événements au niveau du cratère Gale sur Mars sont probablement causés par des protons de plus de 150 MeV. La sonde MAVEN a en effet mesuré des protons de 80 à 200 MeV quelques heures après la bouffée détectée par Curiosity. Et des protons et des électrons de plus faible énergie ont aussi été observés par MAVEN au même moment. Étant donné que seuls les protons pénétrant de plus de 150 MeV peuvent traverser l'intégralité de la colonne atmosphérique martienne et produire un événement tel que celui mesuré par Curiosity, cela signifie que les SEP avec des énergies plus faibles déposent leur énergie dans l'atmosphère martienne, et les collisions ions-atomes neutres correspondantes produisent une absorption des radiofréquences traversant l'ionosphère, ce qui a de fortes implications pour les communications et le relais de données de Mars depuis la surface. Les chercheurs indiquent que cet événement SEP exceptionnel a produit des signes évidents de dégradation du signal, voire d'atténuation totale, sur les deux radars haute fréquence qui sont actuellement en opération sur Mars, à savoir le radar MARSIS à bord de Mars Express et le radar SHARAD à bord de Mars Reconnaissance Orbiter. </span></span></p><p style="text-align: justify;"></p><p style="text-align: justify;"><span style="vertical-align: inherit;"><span style="vertical-align: inherit;">En résumé, l’événement SEP généralisé des 15 et 16 février 2022 constitue l’un des événements SEP les plus intenses du cycle solaire actuel. La configuration fortuite de différents sondes a présenté une opportunité unique de comprendre comment les particules énergétiques se propagent, et éventuellement accélèrent, dans l’espace interplanétaire sur une large plage longitudinale. Cette étude rapporte non seulement des caractéristiques intéressantes associées à cet événement, mais fournit aussi le premier interétalonnage des détecteurs de particules de BepiColombo et PSP. Elle introduit de nombreuses études, qui sont déjà en cours pour plusieurs d'entre elles, qui vont améliorer notre compréhension de cet événement SEP particulier et plus généralement des éjections de masse coronale du Soleil produisant des gros flux de particules ionisantes sur des très grandes distances.</span></span></p><p style="text-align: justify;"><span style="vertical-align: inherit;"><span style="vertical-align: inherit;"><b><br /></b></span></span></p><p style="text-align: justify;"><span style="vertical-align: inherit;"><span style="vertical-align: inherit;"><b>Source</b></span></span></p><p style="text-align: justify;">Multispacecraft Observations of a Widespread Solar Energetic Particle Event on 2022 February 15–16</p><p style="text-align: justify;">L. Y. Khoo et al.</p><p style="text-align: justify;">The Astrophysical Journal, Volume 963, Number 2 (5 march 2024)</p><p style="text-align: justify;"><a href="https://doi.org/10.3847/1538-4357/ad167f">https://doi.org/10.3847/1538-4357/ad167f</a></p><p style="text-align: justify;"><br /></p><p style="text-align: justify;"><span style="vertical-align: inherit;"><span style="vertical-align: inherit;"><b>Illustrations</b></span></span></p><p style="text-align: justify;"><span style="vertical-align: inherit;">1. L'éjection de masse coronale du 15 février 2022 imagée par SOHO (ESA)</span></p><p style="text-align: justify;"><span style="vertical-align: inherit;">2. Position des sondes au moment de l'éruption géante (Khoo et al.)</span></p><p style="text-align: justify;"><span style="vertical-align: inherit;">3. </span>Leng Ying Khoo</p><p style="text-align: justify;"><span style="vertical-align: inherit;"><span style="vertical-align: inherit;"></span></span></p><p style="text-align: justify;"><br /></p>Dr Eric Simonhttp://www.blogger.com/profile/11521111896501339638noreply@blogger.com0tag:blogger.com,1999:blog-3730656447404670771.post-25239816727434123252024-03-10T15:16:00.005+01:002024-03-11T18:08:24.629+01:00Les amas ouverts des Pléiades, des Hyades et alpha Persei tournent aussi <div style="text-align: justify;"><div class="separator" style="clear: both; text-align: center;"><a href="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEjAn2tFZ3HVrV5fCjhgKKdRinZ7o8WW7les3ChGVwZbw67W_hLYbE4x5d4__Sli6zGqpsNwhR_j2LRGtO8nIaI9vJMzp5-A9MtFkXpHhFss3mSEwaMXrSo9JcHfcwvRIaLIWE3MQSgw7TEv0dQrHYtGfS8HQRrVtsDRMzfah3AIq2LfNKhNnM5fws4d3Jg/s970/pleiades.webp" style="margin-left: 1em; margin-right: 1em;"><img border="0" data-original-height="545" data-original-width="970" height="360" src="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEjAn2tFZ3HVrV5fCjhgKKdRinZ7o8WW7les3ChGVwZbw67W_hLYbE4x5d4__Sli6zGqpsNwhR_j2LRGtO8nIaI9vJMzp5-A9MtFkXpHhFss3mSEwaMXrSo9JcHfcwvRIaLIWE3MQSgw7TEv0dQrHYtGfS8HQRrVtsDRMzfah3AIq2LfNKhNnM5fws4d3Jg/w640-h360/pleiades.webp" width="640" /></a></div><br /><div class="separator" style="clear: both; text-align: center;"><br /></div>En utilisant les paramètres astrométriques d'une grande précision et les vitesses radiales fournies par les données du télescope spatial Gaia, des astronomes chinois avaient déjà réussi à déterminer les paramètres 3D de rotation du célèbre amas ouvert Praesepe (alias M44 ou l'amas de la Ruche) en 2022. Ils remettent le couvert aujourd'hui en s'attaquant à trois autres fameux amas d'étoiles ouverts chers aux astronomes amateurs : les Pléiades (M45), les Hyades, et alpha Persei. Tous ces amas ouverts tournent gentiment. Ils publient leur étude dans <i><a href="https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4357/ad2459#apjad2459s6" target="_blank">The Astrophysical Journal</a></i>. </div><div style="text-align: justify;"><br /></div>
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<iframe allow="accelerometer; autoplay; encrypted-media; gyroscope; picture-in-picture; fullscreen" frameborder="0" height="320" src="https://podcloud.fr/podcast/casepasselahaut/episode/numero-1628-les-amas-ouverts-des-pleiades-des-hyades-et-alpha-persei-tournent-aussi/player" width="100%"></iframe>
<div style="text-align: justify;"><br /></div><div><div style="text-align: justify;"><span><a name='more'></a></span>Les Pléiades, Alpha Persei et les Hyades sont trois des amas ouverts les plus proches et les mieux étudiés. On pense que la plupart des étoiles de la Voie Lactée se forment en amas d'étoiles. Les amas ouverts sont des systèmes liés gravitationnellement, composés de dizaines jusqu'à des milliers d'étoiles, ils sont les rares survivants des amas engendrés dans les nuages moléculaires formant des étoiles, avec des âges allant de quelques millions d'années à une dizaine de milliards d’années. À l'heure actuelle, la formation, l'évolution et la dispersion éventuelle des amas ouverts sont encore mal comprises, bien que des milliers d'amas ouverts galactiques aient été découverts. Afin de mieux comprendre la formation et l'évolution des amas ouverts, l'un des aspects clés est d'obtenir une caractérisation détaillée de leur cinématique interne.</div><div style="text-align: justify;">Les simulations hydrodynamiques de la formation des amas et de leur évolution très précoce suggèrent que la rotation pourrait être courante chez les progéniteurs des amas ouverts, comme l'avaient montré Mapelli et al. en 2017. Mais contrairement aux amas globulaires, dont la rotation a été largement étudiée, nos connaissances sur la rotation interne des amas ouverts font cruellement défaut.</div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;"><a href="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEjVwW69Zp_QOnuyEeNb_NRfuoiqWWuRnFr_Ld5BKzmeK-aUsIcBpqEGBy2E-JiHCnMSSVqJ2VodI1U0msTm3neI2iBOQGhZkA0b6H8Lqfa8jLzyfYy_SNsiOTz6gb8zcf5yMScse-GTmn3eINc9XgeBBcYH5yY4y3MLXgC3RWFl0P_P-kgCX85kGpYmRu8/s1200/hyades.jpg" style="margin-left: 1em; margin-right: 1em; text-align: center;"><img border="0" data-original-height="899" data-original-width="1200" height="480" src="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEjVwW69Zp_QOnuyEeNb_NRfuoiqWWuRnFr_Ld5BKzmeK-aUsIcBpqEGBy2E-JiHCnMSSVqJ2VodI1U0msTm3neI2iBOQGhZkA0b6H8Lqfa8jLzyfYy_SNsiOTz6gb8zcf5yMScse-GTmn3eINc9XgeBBcYH5yY4y3MLXgC3RWFl0P_P-kgCX85kGpYmRu8/w640-h480/hyades.jpg" width="640" /></a></div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;">À ce jour, des signes de rotation n’ont été signalés que dans une douzaine d’amas ouverts. En identifiant la corrélation entre les vitesses tangentielles et les parallaxes des étoiles membres, Vereshchagin & Chupina (2013) et Vereshchagin et al. (2013) avaient exploré la rotation potentielle dans les amas des Hyades et des Pléiades et avaient émis l'hypothèse que leur rotation était comparable. De même, Kamann et al. (en 2019) et Healy et al. (en 2021) avaient étudié les vitesses tangentielles ou radiales des membres d'amas en fonction des distances au centre de l'amas, et avaient signalé la présence de signes de rotation dans Preasepe et NGC 6791 et l'absence de de rotation dans les Pléiades et NGC 6819. Puis Loktin & Popov (2020) ont analysé la rotation de Praesepe par des méthodes de mouvement propre résiduel ou de vitesse radiale. Plus récemment encore, en utilisant la troisième version de données de Gaia (EDR3) pour créer des cartes spatio-cinématiques des amas ouverts, Guilherme-Garcia et al. (2023 ) avaient rapporté la détection de modèles de rotation dans huit amas, avec neuf objets supplémentaires affichant des signes de rotation possibles. Mais, toutes ces études ont adopté des méthodes utilisant le mouvement projeté (mouvement propre ou vitesse radiale) pour étudier la rotation des amas ouverts. La rotation tridimensionnelle des amas est restée insaisissable jusqu'à ce que la rotation 3D de Praesepe soit révélée en 2022 par les auteurs de cet article, et <a href="https://www.ca-se-passe-la-haut.fr/2022/10/lamas-ouvert-praesepe-tourne-sur-lui.html" target="_blank">dont nous étions fait l'écho ici en octobre 2022 (épisode 1403)</a>.</div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div class="separator" style="clear: both; text-align: center;"><a href="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEjh7v5JRvvMvOOWI9a6F4ssPHP-qFCJjchkHcJwdlkHdqJcRzMpcDcXU6ZhElGKjhZUa0BktsaEmjZ8MgAPlw5YBvMnCeR4S2j3_KQ3DIO21lDoU0TGhjYMCgqvr_GZ0wNltumvQ6Dfkb4ZBLEAIYpXt-SPqnTg6hizsxccIXCOwk66JllLwxGtkF_4yn4/s620/alphapersei.jpg" style="margin-left: 1em; margin-right: 1em;"><img border="0" data-original-height="413" data-original-width="620" height="426" src="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEjh7v5JRvvMvOOWI9a6F4ssPHP-qFCJjchkHcJwdlkHdqJcRzMpcDcXU6ZhElGKjhZUa0BktsaEmjZ8MgAPlw5YBvMnCeR4S2j3_KQ3DIO21lDoU0TGhjYMCgqvr_GZ0wNltumvQ6Dfkb4ZBLEAIYpXt-SPqnTg6hizsxccIXCOwk66JllLwxGtkF_4yn4/w640-h426/alphapersei.jpg" width="640" /></a></div><br /><div style="text-align: justify;">C.J. Hao (Observatoire de la Montagne pourpre) et ses collaborateurs rappellent combien étudier la rotation 3D des amas ouverts est un défi. L’une des principales difficultés est d’obtenir une caractérisation détaillée de la cinématique interne des étoiles, ce qui nécessite des mesures de haute qualité des mouvements propres et des vitesses radiales des étoiles membres. Pour les amas comportant des dizaines, voire des centaines d'étoiles assemblées dans des champs encombrés, les positions spatiales précises, et en particulier les parallaxes des étoiles membres, constituent des difficultés supplémentaires lorsqu'il faut déduire la rotation. Les données du catalogue Gaia DR3 offrent des paramètres astrométriques de haute précision et notamment les vitesses radiales pour un nombre suffisant de leurs étoiles membres. </div><div style="text-align: justify;">Après avoir développé en 2022 la méthode d'analyse des données et l'avoir appliquée sur l'amas Praesepe, Hao et ses collaborateurs l'ont donc appliquée pour évaluer la rotation 3D des Pléiades, α Per et des Hyades, puis pour explorer la relation qui pourrait exister entre la rotation des amas ouverts et les paramètres de l'amas (par exemple l'âge, la masse et le rayon).</div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;"><div>Les Pléiades, que l'on connaît également sous le nom de Sept Sœurs, est un amas ouvert facilement visible à l'œil nu dans la constellation du Taureau. La distance des Pléiades a été estimée par de nombreuses méthodes, telles que la parallaxe, l'ajustement d'un diagramme couleur-magnitude et l'adoption des binaires à éclipses comme des chandelles standards. Actuellement, il est convenu que la distance des Pléiades est située entre 130 à 140 pc. L'âge de l'amas des Pléiades est un sujet de débat, avec des estimations qui vont d'environ 80 Mégannées, basées sur des comparaisons du diagramme couleur-magnitude de l'amas avec les isochrones théoriques de l'évolution stellaire, à environ 130 Mégannées dérivées de la méthode des limites d'épuisement du lithium, et une valeur de 132 Mégannées a par ailleurs été déduite à partir d'une naine blanche dans l'amas en 2019. Les Pléiades contiennent plus de 1000 étoiles membres qui partagent des mouvements propres communs, une latitude galactique élevée et une faible rougeur le long de la ligne de visée. Cet amas a un rayon de marée de 11,6 à 19,5 pc, un rayon de noyau de 0,9 à 3,0 pc et une masse de 721 à 870 M⊙.</div><div><br /></div><div>L'amas α Per, quant à lui, également connu sous le nom de Melotte 20, est situé dans la constellation de Persée, comme son nom l'indique. Il est composé de plusieurs étoiles bleues de type B. La distance à cet amas est estimée entre 170 et 190 pc. Les différentes méthodes de mesure de distance donnent des valeurs cohérentes pour α Per, ce qui en fait une référence sur l'échelle des distances. Dans une étude approfondie, Lodieu et al. en 2019 avaient dérivé une distance moyenne de 177,7 ± 0,8 pc pour l'amas. α Per a un âge estimé entre 50 et 70 Mégannées. Il est situé à une basse latitude galactique de b ∼−7°, a un rayon de noyau de 2,3 ± 0,3 pc et un rayon de marée de ∼9,5 pc.</div><div><br /></div><div>Les Hyades, qui est souvent considéré comme un amas frère des Pléiades, est l'amas ouvert le plus proche et l'un des amas d'étoiles les mieux étudiés. À l’aide de l’ensemble de données Hipparcos, Perryman et al. ont déduit en 1998 que sa distance était de 46,3 ± 0,3 pc, qui est similaire aux résultats obtenus en 2011 en utilisant les mesures du télescope spatial Hubble et avec l'ajustement du diagramme couleur-magnitude infrarouge par Majaess et al. en 2011 également. Sur la base des mesures de parallaxe de Gaia, la distance de l'amas a été mise à jour à 47,0 ± 0,2 pc en 2019. L'âge de l'amas des Hyades a été estimé par différentes méthodes, telles que la méthode théorique d'ajustement isochrone (625 ± 50 Mégannées), l'âge de refroidissement des naines blanches (648 ± 45 Mégannées), et la méthode de la limite d'épuisement du lithium (650 ± 70 Mégannées). L'amas se compose d'un groupe à peu près sphérique de centaines d'étoiles membres présentant des mouvements propres de 70 à 140 mas an-1 dans le ciel. L'amas a un rayon central de 2,5 à 3,0 pc et un rayon de marée de 10 pc.</div><div><br /></div><div class="separator" style="clear: both; text-align: center;"><a href="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEgBJJkgczTPYBgon2S1K1qHB8j5cYBbKAFueWV33f8Y4ITiL21_8T95ID93shJsUidewV1AdtThVLAf1VbKfixcJm0J0eqidhh4so2Mcl1_DkPOQSSNF1O_EF033VBRxKMh2alAzggmH0ECFquLAjqeEpsbINGQSm_E51rDHj4rOCFNNfvT1UywyEdDeZ4/s400/M44_NOAO_AURA_NSF%20(1).jpg" style="margin-left: 1em; margin-right: 1em;"><img border="0" data-original-height="400" data-original-width="400" height="567" src="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEgBJJkgczTPYBgon2S1K1qHB8j5cYBbKAFueWV33f8Y4ITiL21_8T95ID93shJsUidewV1AdtThVLAf1VbKfixcJm0J0eqidhh4so2Mcl1_DkPOQSSNF1O_EF033VBRxKMh2alAzggmH0ECFquLAjqeEpsbINGQSm_E51rDHj4rOCFNNfvT1UywyEdDeZ4/w567-h567/M44_NOAO_AURA_NSF%20(1).jpg" width="567" /></a></div><br /><div>Hao et ses collaborateurs, après une analyse statistique fine des données astrométriques de Gaia des étoiles membres de ces trois amas montrent clairement la présence d'une rotation tridimensionnelle dans les trois amas. Les vitesses de rotation moyennes des amas dans leur rayon de marée ainsi que les inclinaisons des axes de rotation par rapport au plan galactique qui sont trouvées sont : </div></div><div style="text-align: justify;">- Pléiades : <b>240 ± 40 m.s-1</b> avec un axe à <b>62° ±13°</b></div><div style="text-align: justify;">- Alpha Persei : <b>430 ± 80 m.s-1</b>, avec un axe de rotation à <b>48° ±14°</b></div><div style="text-align: justify;">- Hyades : <b>90 ± 30 m.s-1</b>, avec un axe à <b>7° ±7°</b></div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;">Les chercheurs chinois montrent que, tout comme l'amas de Praesepe qu'ils avaient étudié en 2022, la rotation des étoiles membres dans le rayon de marée de ces trois amas ouverts peut être bien interprétée par la gravitation Newtonienne. Et ils ne détectent aucune expansion ou contraction dans les trois amas. En combinant l'amas Praesepe qu'ils avaient analysé dans leur précédent article avec les trois amas étudiés dans cette présente étude, Hao et ses collaborateurs trouvent une relation possible entre la vitesse de rotation et l'âge et entre la vitesse de rotation et la masse de l'amas. Les amas ouverts massifs ont tendance à avoir une rotation interne importante et la vitesse de rotation diminue progressivement des amas jeunes aux plus âgés. Mais ces corrélations sont fondées sur un mini échantillon et doivent être confirmées davantage lorsque les caractéristiques de rotation d’un plus grand nombre d'amas seront révélées.</div><div style="text-align: justify;"><div>À ce jour, la cinématique interne de presque tous les amas ouverts connus est encore insaisissable. La méthode décrite dans ce travail fait un pas dans la direction de la révélation des propriétés cinématiques détaillées des amas ouverts. Avec l’amélioration de l’exactitude et de la précision astrométriques dans les prochaines publications de données de Gaia, on s’attend à ce qu’il y ait une multitude de propriétés cinématiques intéressantes des amas ouverts qui soit révélée dans les prochaines années... Ce qui est certain, c'est que vous ne regarderez plus ces amas ouverts au télescope avec le même oeil.</div><div><br /></div><div><b>Source</b></div><div><br /></div><div><div>Probing the Nature of Rotation in the Pleiades, Alpha Persei, and Hyades Clusters</div><div>C. J. Hao et al.</div><div>The Astrophysical Journal, Volume 963, Number 2 (8 march 2024)</div><div><a href="https://doi.org/10.3847/1538-4357/ad2459">https://doi.org/10.3847/1538-4357/ad2459</a></div></div><div><br /></div><div><b>Illustrations</b></div><div><br /></div><div>1. Les Pléiades (Manfred Konrad) </div><div>2. Les Hyades (José Mtandus)</div><div>3. Alpha Persei (Darius Kopriva)</div><div>4. Praesepe ( (NOAO/AURA/NSF)</div></div><div style="text-align: justify;"><br /></div></div>Dr Eric Simonhttp://www.blogger.com/profile/11521111896501339638noreply@blogger.com0tag:blogger.com,1999:blog-3730656447404670771.post-20434650576366139312024-03-08T20:38:00.001+01:002024-03-08T21:37:10.846+01:00Des cristaux flottants stoppent le refroidissement des naines blanches<div style="text-align: justify;"><div class="separator" style="clear: both; text-align: center;"><a href="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEicro4bEl17d4akc5ZkkElYt1qNkD93LfDBqoP6VdhwkMp_imEQAxKIPxiMpel8tqEMPIhtrb7MJv03M3sa8h9HO_woDGrybOJJDKrqMwy4a0yNnK2PbUZCCV9fG8IuNv8lEhLYZn0bXdU6EBMiFFh5sf2SdutaoHe1FkSpBLJtmMafRrsj3JVW8LFtLmU/s225/images.jpg" style="margin-left: 1em; margin-right: 1em;"><img border="0" data-original-height="225" data-original-width="225" height="351" src="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEicro4bEl17d4akc5ZkkElYt1qNkD93LfDBqoP6VdhwkMp_imEQAxKIPxiMpel8tqEMPIhtrb7MJv03M3sa8h9HO_woDGrybOJJDKrqMwy4a0yNnK2PbUZCCV9fG8IuNv8lEhLYZn0bXdU6EBMiFFh5sf2SdutaoHe1FkSpBLJtmMafRrsj3JVW8LFtLmU/w351-h351/images.jpg" width="351" /></a></div><br /><div class="separator" style="clear: both; text-align: center;"><br /></div>Les étoiles naines blanches ne sont pas vouées à se refroidir inéluctablement pendant des milliards d'années. C'est ce qu'une équipe d'astrophysiciens vient de montrer, suite à des observations de naines blanches qui semblaient ne pas se refroidir. Ils publient leur étude dans <i>Nature</i>. </div>
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<iframe width="100%" height="320" src="https://podcloud.fr/podcast/casepasselahaut/episode/numero-1627-des-cristaux-flottants-stoppent-le-refroidissement-des-naines-blanches/player" frameborder="0" allow="accelerometer; autoplay; encrypted-media; gyroscope; picture-in-picture; fullscreen"></iframe>
<div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;"><span><a name='more'></a></span>En 2019, on a découvert qu'une population de naines blanches maintenait une luminosité constante pendant une durée comparable à l'âge de l'univers, signalant la présence d'une source d'énergie puissante, encore inconnue, qui inhibe leur refroidissement. </div><div style="text-align: justify;">On estime que plus de 97 % des étoiles de la Voie lactée deviendront éventuellement des naines blanches.
Après avoir épuisé leur source d'énergie nucléaire, les naines blanches arrêtent de produire de la chaleur et se refroidissent jusqu'à ce que le plasma dense de leur intérieur gèle et que l'étoile se solidifie de l'intérieur vers l'extérieur.
Ce processus de refroidissement peut prendre des milliards d'années. Pour que les naines blanches arrêtent de se refroidir, elles doivent disposer d'un moyen de générer de l'énergie supplémentaire. L'astrophysicien canadien Antoine Bédard (université de Warwick) et ses collaborateurs donnent une explication au phénomène d'inhibition du refroidissement qui est observé.</div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;">Selon leur modèle, pour certaines compositions de naines blanches, le processus de solidification devrait déclencher un mécanisme de distillation solide-liquide, en raison de la phase solide appauvrie en impuretés lourdes. La plupart des naines blanches de masse élevée devraient avoir des noyaux O – Ne, qui cristallisent selon le scénario standard. Cependant, certaines fusions stellaires devraient produire des naines blanches de type C–O contenant des quantités considérables d'impuretés lourdes riches en neutrons, comme le 22Ne, une composition qui est propice à la formation de cristaux flottants et transformant la cristallisation classique en un processus de distillation. Pour montrer que la grande quantité d'énergie gravitationnelle libérée par la distillation peut expliquer toutes les caractéristiques des naines blanches qui semblent ne pas se refroidir, les chercheurs ont calculé de nouveaux modèles de refroidissement de naines blanches C–O de masse élevée (entre 1,00 et 1,25 M☉ ) avec une teneur de 22Ne raisonnablement élevé (3% en masse), dans lesquels la distillation est incluse de manière cohérente. Ils ont ensuite simulé des populations de naines blanches de masse élevée comprenant 5 à 9 % de ces objets, le reste étant constitué de naines blanches O – Ne normales sans distillation. Bédard et ses collaborateurs parviennent ainsi à reproduire (pour la première fois) les caractéristiques de la population des naines blanches anormales. Lorsqu'ils n'incluent pas le processus de distillation, la distribution obtenue ne reproduit pas les observations. </div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;"><div class="separator" style="clear: both; text-align: center;"><a href="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEhzBBSNswyOwbfKxqyaFR68vsTq4KnRGvH8Prp4GSQyXa0YY2Jt4wIxMa55N25DXzaUEfuaeqVhfkYkPUux4NyLgDMUcnsEnb1Xysz0gmeQKtxQzFxWq5iOleHvGBMUN6w52bPazTeXr74kp7pNVlt-DSlkJZ15Aji5CWyhilnkpyEGb91D8jGstrWci_U/s685/41586_2024_7102_Fig2_HTML.webp" style="margin-left: 1em; margin-right: 1em;"><img border="0" data-original-height="418" data-original-width="685" height="341" src="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEhzBBSNswyOwbfKxqyaFR68vsTq4KnRGvH8Prp4GSQyXa0YY2Jt4wIxMa55N25DXzaUEfuaeqVhfkYkPUux4NyLgDMUcnsEnb1Xysz0gmeQKtxQzFxWq5iOleHvGBMUN6w52bPazTeXr74kp7pNVlt-DSlkJZ15Aji5CWyhilnkpyEGb91D8jGstrWci_U/w559-h341/41586_2024_7102_Fig2_HTML.webp" width="559" /></a></div>Bédard et al. expliquent le processus de distillation : le plasma dense à l’intérieur de la naine blanche ne gèle pas simplement de l’intérieur vers l’extérieur.
Au lieu de cela, les cristaux solides qui sont formés lors de la solidification sont moins denses que la phase liquide et veulent donc flotter. Mais lorsque les cristaux se délacent vers le haut, ils déplacent le liquide plus lourd vers le bas, qui se met alors à former des cristaux solides, qui vont remonter et fondre. Ce transport incessant de matériaux plus lourds vers le centre de l'étoile libère de l'énergie gravitationnelle, et il se trouve que cette énergie est tout à fait suffisante pour interrompre le processus de refroidissement de l'étoile pendant des milliards d'années.</div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;">Outre l'accord avec le nombre d'étoiles dans le diagramme de Hertzsprung – Russell, le scénario de distillation est également cohérent avec la contrainte sur le temps de retard de refroidissement observé qui est supérieur à 8 Gigannées. Bédard et al. montrent que le refroidissement, autrement continu, est presque ici complètement stoppé par le processus de distillation, pendant 7 à 13 Gigannées (en fonction de la masse stellaire) par la libération d'énergie qu'il produit. Bédard et al. montrent par ailleurs que plus la masse de la naine blanche est élevée, plus le délai est court, car un objet plus massif commence à cristalliser et à distiller à une luminosité plus élevée et élimine ainsi plus rapidement son énergie supplémentaire.</div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div><div style="text-align: justify;"><div class="separator" style="clear: both; text-align: center;"><a href="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEjdph9xPdmglmEYWmX6TOao54BMFq08se4c_bM5pn-Thj4noCDP-hw3DDmKPvOO95tuYC-YIoxdhYMuUueyDLaU5ZCdN-7D5geM8j2Dz-SOeVySSfqKrKg1mBJKe2CwzdGM83JzJXQmpluCwlx6KpQLoItTTTCderpyz84djb3BrGBJy4f3tVe1kiCVfTs/s242/t%C3%A9l%C3%A9chargement%20(5).jpg" style="clear: left; float: left; margin-bottom: 1em; margin-right: 1em;"><img border="0" data-original-height="242" data-original-width="208" height="242" src="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEjdph9xPdmglmEYWmX6TOao54BMFq08se4c_bM5pn-Thj4noCDP-hw3DDmKPvOO95tuYC-YIoxdhYMuUueyDLaU5ZCdN-7D5geM8j2Dz-SOeVySSfqKrKg1mBJKe2CwzdGM83JzJXQmpluCwlx6KpQLoItTTTCderpyz84djb3BrGBJy4f3tVe1kiCVfTs/s1600/t%C3%A9l%C3%A9chargement%20(5).jpg" width="208" /></a></div>Ces résultats ont de profondes implications pour l'utilisation de naines blanches dans la datation des populations stellaires. En effet, les naines blanches sont couramment utilisées comme indicateurs d’âge : plus une naine blanche est froide, plus on suppose qu’elle est âgée. Mais en raison du retard de refroidissement qui est constaté chez certaines naines blanches, les étoiles d'une température donnée peuvent être en fait des milliards d'années plus vieilles qu'on ne le pensait auparavant. Une prise en compte appropriée des effets de la distillation devient nécessaire pour déterminer de manière fiable les âges de refroidissement des naines blanches de masse élevée, qui sont considérées comme les indicateurs les plus directs de la formation stellaire passée, compte tenu de la courte durée de vie de leur séquence principale.</div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;">Mais les astrophysiciens notent dans leur conclusion qu'il est également prévu que la distillation se produise dans les naines blanches de masse plus faible et de composition standard, ce qui provoquerait des retards de refroidissement d'environ 1 Gigannée, et augmenterait donc les estimations d'âge pour la plupart des restes stellaires anciens... </div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;">Cette découverte théorique nécessitera donc que les astrophysiciens revisitent la méthode qu'ils utilisent pour déterminer l'âge des populations stellaires. </div></div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;"><b>Source</b></div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;"><div>Buoyant crystals halt the cooling of white dwarf stars</div><div>Antoine Bédard, et al.</div><div>Nature (6 march 2024)</div></div><div style="text-align: justify;"><div><a href="https://doi.org/10.1038/s41586-024-07102-y">https://doi.org/10.1038/s41586-024-07102-y</a></div><div><br /></div></div><div style="text-align: justify;"><b>Illustrations</b></div><div style="text-align: justify;"><b><br /></b></div><div style="text-align: justify;">1. Vue d'artiste de l'intérieur d'une naine blanche classique (University of Warwick/Mark Garlick))</div><div style="text-align: justify;">2. Schéma du principe du processus de distillation dans les naines blanches (Bédard et al.)</div><div style="text-align: justify;">3. Antoine Bédard</div><div style="text-align: justify;"><br /></div>Dr Eric Simonhttp://www.blogger.com/profile/11521111896501339638noreply@blogger.com1tag:blogger.com,1999:blog-3730656447404670771.post-67656371713190970142024-03-05T22:35:00.001+01:002024-03-06T14:55:47.241+01:00Le Grand Nuage de Magellan pesé grâce à ses amas globulaires<div style="text-align: justify;"><div class="separator" style="clear: both; text-align: center;"><a href="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEjWyPFEc8vKD4QzLFK2gJy0yv79GqT39K_lj-sClw6VbTMXxZz4tXrxHIYC9HO7fBaCqLDgqDRtVdnU_BDbXspDAMFm7wJCY9weaqN0tGYo9-0AO_ZOG6TDELrPQJ6n-T-l5XtcAtqOPJeRX1SBitIUFPn_Y9qeHg0y2Z8u-__Ihz8Ja29JTzMX3WErCQs/s640/LMC.jpg" style="margin-left: 1em; margin-right: 1em;"><img border="0" data-original-height="444" data-original-width="640" height="444" src="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEjWyPFEc8vKD4QzLFK2gJy0yv79GqT39K_lj-sClw6VbTMXxZz4tXrxHIYC9HO7fBaCqLDgqDRtVdnU_BDbXspDAMFm7wJCY9weaqN0tGYo9-0AO_ZOG6TDELrPQJ6n-T-l5XtcAtqOPJeRX1SBitIUFPn_Y9qeHg0y2Z8u-__Ihz8Ja29JTzMX3WErCQs/w640-h444/LMC.jpg" width="640" /></a></div><br />Une équipe d'astrophysiciens a pu estimer la masse du Grand Nuage de Magellan (LMC) en utilisant la cinématique de 30 amas globulaires de la galaxie naine. Ils ont effectué cette mesure en combinant les mouvements propres mesurés avec le télescope Hubble et le télescope Gaia. Ils publient leur étude dans <i>The Astrophysical Journal</i>.</div>
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<iframe width="100%" height="320" src="https://podcloud.fr/podcast/casepasselahaut/episode/numero-1626-le-grand-nuage-de-magellan-pese-grace-a-ses-amas-globulaires/player" frameborder="0" allow="accelerometer; autoplay; encrypted-media; gyroscope; picture-in-picture; fullscreen"></iframe>
<div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;"><div><span><a name='more'></a></span>Le Grand Nuage de Magellan est la plus grande des galaxies naines en orbite autour de la Voie Lactée. Elle est si grande, en fait, que le nom de galaxie naine est un peu abusif. La masse est une quantité fondamentale de tout système stellaire. La quantité totale de masse et sa répartition déterminent le comportement du système et la manière dont les étoiles à l'intérieur se déplacent. </div><div><br /></div><div>La masse est aussi un point de référence. On peut étudier les galaxies proches de manière beaucoup plus détaillée que celles plus éloignées, et utiliser notre connaissance de l’univers proche pour aider à interpréter les observations de systèmes plus éloignés. La masse est ainsi une caractéristique couramment utilisée pour comparer et connecter des systèmes proches et éloignés.</div><div><br /></div><div>La masse de la galaxie voisine Andromède (M31) est du même ordre de grandeur que celle de la Voie Lactée, bien que peut-être légèrement plus grande. La plupart des galaxies naines de notre galaxie et de M31 ont une masse inférieure de plusieurs ordres de grandeur, fournissant un point de référence de masse très différent.</div><div>Il existe quelques galaxies locales qui se situent entre les deux extrêmes : il s'agit, par ordre de masse décroissant, de M33, du LMC, M32, et le Petit Nuage de Magellan (SMC). M33 et M32 sont à peu près à la même distance que M31, ce qui limite les détails avec lesquels on peut les étudier, à la fois en termes de précision et de type de données. Le LMC et le SMC sont beaucoup plus proches, cette paire de galaxies étant probablement liées lors de leur première chute dans la Voie Lactée. Le LMC est environ un ordre de grandeur moins massif que notre galaxie et le SMC encore un ordre de grandeur moins massif.</div><div>Le LMC est particulièrement intéressant car il est suffisamment massif pour avoir un effet significatif et observable sur la Voie Lactée. Laporte et al. ont par exemple montré en 2018 que la déformation du disque de la Voie Lactée pouvait être entièrement expliquée par une interaction du LMC. Garavito-Camargo et al. ont quant à eux montré en 2019 que le LMC devrait laisser un sillage clair lors de son déplacement à travers le halo de la Voie Lactée, vu à la fois spatialement et cinématiquement, et Petersen & Peñarrubia ont montré en 2020 que le LMC pouvait déplacer le barycentre du disque de la Voie Lactée, ce qui peut à son tour produire un mouvement réflexe dans le halo. Et Erkal et al. avaient utilisé en 2020 des modèles d'équilibre pour montrer que le fait de ne pas tenir compte de l'impact du LMC sur la Voie Lactée pouvait biaiser considérablement les estimations de masse de la Voie Lactée. L’étendue de l’influence du LMC et le fait qu’il soit effectivement le seul responsable de certaines des caractéristiques de voie Lactée dépendent de sa masse.</div><div><br /></div><div>Le LMC peut également influencer les flux stellaires dans le halo de notre galaxie. Droit & Majewski (2010) ont utilisé le flux stellaire du Sagittaire en 2010 pour contraindre la forme du halo de la Voie Lactée et avaient trouvé des propriétés de halo inattendues dans un paradigme de matière noire froide, ce qui les avait amenés à conclure que cela pourrait être dû à l'influence du LMC. </div><div><br /></div><div>Comme la plupart des galaxies, le LMC serait dominé par la matière invisible, la matière visible ne représentant qu'une petite fraction de sa masse totale. Les astrophysiciens utilisent généralement la dynamique pour estimer la masse, en déduisant à la fois la quantité totale de masse et sa distribution en observant soit le mouvement relatif du LMC et d'autres objets proches, soit en étudiant les mouvements des étoiles à l'intérieur.</div><div><br /></div><div>À ce jour, la plupart des études ont opté pour la première méthode. Mais Laura Watkins (Space Telescope Science Institute) et ses collaborateurs ont utilisé la seconde méthode, et plus particulièrement les amas globulaires du Grand Nuage de Magellan. Les astrophysiciens ont utilisé toutes les données de vitesse (mouvement propre et vitesse radiale) de 30 amas globulaires du LMC afin de définir les 3 composantes de leur mouvement. Ils ont dérivé une valeur de l'anisotropie de dispersion de vitesse (définie dans un système de coordonnées sphériques) β = −0,72 (+ 0,62− 1,07). Cette valeur négative de l'anisotropie indique que les vitesses tangentielles sont plus grandes que les vitesses radiales, et ça, c'est cohérent avec le fait que les amas globulaires forment un système aplati avec un mouvement azimutal important autour du LMC.</div><div>A partir des ces vitesses en trois dimension des 30 amas globulaires, les chercheurs appliquent ensuite un estimateur de masse et mesurent une valeur de masse (comprise dans un rayon de 13,2 kpc) qui vaut 26,6 (+4,2 −3,6) milliards M⊙. C'est globalement cohérent avec les résultats d’études antérieures effectuées à partir des vitesses radiales des amas globulaires et d’autres traceurs. En supposant ensuite une distribution de type NFW cosmologiquement contrainte pour la matière noire, qui implique un halo massif bien plus grand que la région mesurée par les amas globulaires, Laura Watkins et ses collaborateurs déduisent une masse virielle (totale) de <b>180 milliards (+105/-54 milliards) M⊙ </b>pour le LMC.</div><div><br /></div><div>Bien qu'il s'agisse d'une extrapolation d'un peu plus d'un ordre de grandeur sur le rayon (le rayon du halo est estimé par les chercheurs à 148 kpc alors que la masse mesurée par le mouvement des amas globulaires est celle incluse dans 13,2 kpc), ce résultat est cohérent avec les estimations qui ont été publiées avec d'autres méthodes directement sensibles à la masse totale du LMC, dans les plages d'incertitudes de chaque mesure. </div><div>En considérant que la masse totale de la Voie Lactée est de 1100 milliards M⊙ (la valeur encore couramment admise par la communauté astrophysique)<b>, </b>ces résultats indiquent que le LMC aurait une masse d'environ 17% de la masse de la Voie Lactée, ce qui en fait un contributeur significatif au potentiel gravitationnel du Groupe Local. En effet, Andromède ayant une masse totale de 1500 milliards de masses solaires et M33 environ 430 milliards, cela signifie que le LMC pèse 6% de l'ensemble du Groupe Local. </div><div class="separator" style="clear: both; text-align: center;"><a href="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEi6t8VQ6gqeLv-inTrBaa-5aG1DONnrAs8YG75xUQNlnVZzvFJS9KK4PJb5ZZQyTF_VeTL1YRofnjFwYGuQ_BD54O-IgzenmaZf64-ep3kGB5LvPg0BRWKWMNbHwQ0nOeCqtjcAvXCoOAKdh6Hb4fznlIhwyRmG7BFAbeDbN_anOHkPHwwvBHJ0QMgJoa8/s460/1694844.jpg" style="clear: left; float: left; margin-bottom: 1em; margin-right: 1em;"><img border="0" data-original-height="460" data-original-width="460" height="194" src="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEi6t8VQ6gqeLv-inTrBaa-5aG1DONnrAs8YG75xUQNlnVZzvFJS9KK4PJb5ZZQyTF_VeTL1YRofnjFwYGuQ_BD54O-IgzenmaZf64-ep3kGB5LvPg0BRWKWMNbHwQ0nOeCqtjcAvXCoOAKdh6Hb4fznlIhwyRmG7BFAbeDbN_anOHkPHwwvBHJ0QMgJoa8/w194-h194/1694844.jpg" width="194" /></a></div><div>Jusqu'à récemment, le manque de mesures de mouvements propres (vitesses tangentielles) constituait un facteur très limitant dans notre capacité à réaliser ce type d'études, mais aujourd'hui, grâce à Hubble et à Gaia, les mouvements propres sont souvent plus facilement disponibles que les vitesses radiales (dans la ligne de visée) ou les distances. Watkins et ses collaborateurs précisent que les estimations de distances et de vitesses radiales comportaient souvent de grandes incertitudes. L'acquisition d'informations de plus en plus précises sur la distance et la vitesse radiale des amas globulaires du LMC devrait augmenter à l'avenir la précision avec laquelle on peut estimer la masse, à la fois en raison des plus petites incertitudes et de l'augmentation de la taille de l'échantillon.</div></div><div style="text-align: justify;"><div><br /></div><div><b>Source</b></div><div><br /></div><div><div>The Mass of the Large Magellanic Cloud from the Three-Dimensional Kinematics of its Globular Clusters</div><div>Laura Watkins et al.</div></div><div>accepté pour publication dans The Astrophysical Journal </div><div><a href="https://arxiv.org/abs/2401.14458">https://arxiv.org/abs/2401.14458</a></div><div><br /></div><div><br /></div><div><b>Illustrations</b></div><div><b><br /></b></div><div>1. Le Grand Nuage de Magellan (Lowell Observatory)</div><div>2. Laura Watkins</div><div><b><br /></b></div><div><br /></div></div>Dr Eric Simonhttp://www.blogger.com/profile/11521111896501339638noreply@blogger.com0tag:blogger.com,1999:blog-3730656447404670771.post-51381984267182861142024-03-01T21:03:00.004+01:002024-03-01T21:44:52.621+01:00La matière fondue des impacts sur Titan peut atteindre son océan souterrain<div style="text-align: justify;"><div class="separator" style="clear: both; text-align: center;"><a href="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEiKd60Rv-y_Jy6yIJEIFxEItJYQ3-wZRj-x62iJuBJZPMvErm8Zm0pQaglJZulyIQow1EUZAqW71M9qSVgONw9jOpr6tLVSENqJXEFcG8j78-icH6YGatg9WEU38l_iFGj7rLHBKHB0XG33KxWQfgxlMFqj1O74I7MxA-N7sq-3oz6x7MV4CmP28ZOPIzg/s2120/titan_large.jpg" style="margin-left: 1em; margin-right: 1em;"><img border="0" data-original-height="1600" data-original-width="2120" height="484" src="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEiKd60Rv-y_Jy6yIJEIFxEItJYQ3-wZRj-x62iJuBJZPMvErm8Zm0pQaglJZulyIQow1EUZAqW71M9qSVgONw9jOpr6tLVSENqJXEFcG8j78-icH6YGatg9WEU38l_iFGj7rLHBKHB0XG33KxWQfgxlMFqj1O74I7MxA-N7sq-3oz6x7MV4CmP28ZOPIzg/w640-h484/titan_large.jpg" width="640" /></a></div><br />Titan est un monde océanique sous une croûte de glace et à l'atmosphère dense, où la photochimie produit des molécules organiques complexes qui tombent à la surface. Une question importante est de savoir si ce matériau peut se mélanger à l'eau et former des molécules d'intérêt biologique. Une équipe de chercheurs a étudié l'effet des gros impacts qui chauffent la subsurface de Titan et créent des bassins d'eau liquide. Ils publient leur étude dans <i>Journal of Geophysical Research Planets</i>. </div><div style="text-align: justify;"><br /></div>
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<iframe width="100%" height="320" src="https://podcloud.fr/podcast/casepasselahaut/episode/numero-1625-la-matiere-fondue-des-impacts-sur-titan-peut-atteindre-son-ocean-souterrain/player" frameborder="0" allow="accelerometer; autoplay; encrypted-media; gyroscope; picture-in-picture; fullscreen"></iframe>
<div><div style="text-align: justify;"><span><a name='more'></a></span>Titan, la plus grande lune de Saturne, abrite un profond océan d'eau liquide sous sa coquille de glace. La présence d'un tel océan été déduite de deux observations. Premièrement, l'obliquité mesurée de 0,3° (Meriggiola et al., 2016 ; Stiles et al., 2008) est environ trois fois plus grande que la valeur attendue pour un Titan entièrement solide (0,12° ; Bills & Nimmo, 2008), ce qui a été interprété comme indiquant la présence d'un océan interne (Baland et al., 2011, 2014 ; Bills & Nimmo, 2008, 2011). Deuxièmement, la sonde Cassini a pu déterminer les variations de la gravité, et il se trouve que la composante du champ de gravité de degré 2, qui est due aux forces de marée pendant l'orbite excentrique de Titan autour de Saturne, s'est avérée très importante. Ca s'explique par un découplage entre une enveloppe de glace externe et l'intérieur (Durante et al., 2019). Mais la profondeur de cet océan et l'épaisseur de la croûte de glace ne sont pas bien contraintes.</div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;">Titan possède aussi des éléments organiques (carbone, azote, ...) en abondance. C'est la seule lune du système solaire connue pour avoir une atmosphère dense, composée principalement d'azote et de quelques pourcents de méthane. Les molécules organiques s'y forment par photochimie de ces deux composés. La mission Cassini, ainsi que des observations terrestres, ont permis d'identifier plus de 20 molécules organiques différentes dans la haute atmosphère de Titan. En 2017, Hörst et al. avaient également montré qu'un flux d'oxygène et d'OH en provenance d'Encelade pouvait également fournir de l'oxygène à Titan. Les analogues en laboratoire des molécules organiques de Titan sont composés de milliers de molécules organiques différentes dont des hydrocarbures polyaromatiques. Certaines de ces molécules représentent les éléments constitutifs de la vie telle qu'on la connaît, tandis que d'autres pourraient fournir l'énergie nécessaire à des organismes simples. Mais la température de 94 K à la surface de Titan étant beaucoup trop basse pour que la vie puisse s'y développer, ces substances organiques devraient être transportées vers des conditions plus favorables, telles que celles qui existent dans les réservoirs souterrains d'eau liquide.</div></div><div><div style="text-align: justify;"><div style="text-align: justify;"><br /></div>L'un des moyens de transférer les matériaux de surface riches en carbone vers l'intérieur de Titan est l'impact météoritique. Comparé à Ganymède et Callisto, il y a peu de cratères d'impact à la surface de Titan. Hedgepeth et al. n'ont identifié en 2020 que 90 cratères d'impact potentiels d'un diamètre compris entre 4 et 500 km sur les images du radar à synthèse d'ouverture de Cassini, qui couvrent environ 70 % de sa surface. La surface de Titan est donc considérée comme géologiquement jeune, avec un âge compris entre 200 et 1 000 mégannées. Selon Crosta et al. dans leur étude de 2021, l'impacteur qui a créé le plus grand cratère de Titan, qui est nommé Menrva, pourrait avoir ouvert une brèche dans l'enveloppe de glace de Titan apportant à l'océan des matériaux de surface riches en matières organiques. Des impacteurs plus petits ne suffiraient pas à briser l'enveloppe de glace de Titan, mais ils communiqueraient suffisamment d'énergie pour faire fondre une fraction de la croûte de glace. Ces environnements sont des cibles astrobiologiques intéressantes, car ils présentent un environnement où des molécules biologiques telles que les acides aminés peuvent se former. C'est pour cette raison que l'un de ces cratères, le cratère Selk, avait été choisi par la NASA comme cible de la quatrième mission New Frontiers (Dragonfly). </div></div><br /><div style="text-align: justify;"><div class="separator" style="clear: both; text-align: center;"><a href="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEjAQDhpPx59gOl-wTLmmZxbQ_Elfubt92NdirzY2j2QWFInql5RFKh6gsouEcSaYYwQo0sLaHM_7nrew2cLcxpUSz2bEu12oBIvqVlZiKA82bBAaTY4Q6BA0vRqyG8xNex9lQfDrNvA0_871W_YAsXtpuG5zhaPHqtxfWvAqTClXk5tfoBlRq_CTSymS9M/s850/Selk.png" style="margin-left: 1em; margin-right: 1em;"><img border="0" data-original-height="222" data-original-width="850" height="168" src="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEjAQDhpPx59gOl-wTLmmZxbQ_Elfubt92NdirzY2j2QWFInql5RFKh6gsouEcSaYYwQo0sLaHM_7nrew2cLcxpUSz2bEu12oBIvqVlZiKA82bBAaTY4Q6BA0vRqyG8xNex9lQfDrNvA0_871W_YAsXtpuG5zhaPHqtxfWvAqTClXk5tfoBlRq_CTSymS9M/w640-h168/Selk.png" width="640" /></a></div><div style="text-align: justify;"><br /></div>Dans une récente étude de 2022, Carnahan et al. ont par ailleurs montré que sur Europe (autour de Jupiter), les bassins de fusion des impacts pouvaient s'enfoncer dans la croûte de glace car l'eau est simplement plus dense que la glace. Klára Kalousová (université Charles à Prague) et ses collaborateurs cherchent donc aujourd'hui à savoir si les bassins de fusion pourraient s'enfoncer de la même manière dans la croûte de glace de Titan. En raison de l'efficacité du chauffage par les marées, Europe devrait avoir une couche de glace plus fine et un intérieur plus chaud que Titan, si l'on considère une coquille de glace pure. Mais les chercheurs rappellent que les clathrates de méthane sont stables dans les conditions de surface de Titan et ils peuvent donc former une couche externe de quelques kilomètres d'épaisseur. En raison de leur très faible conductivité thermique (environ un ordre de grandeur inférieur à celui de la glace à la température de surface de Titan), la présence de clathrates se traduit donc par des gradients de température élevés. Et ce fort gradient thermique, à son tour, réduit l'épaisseur de la croûte de glace (par rapport au cas sans clathrates), ce qui pourrait favoriser l'enfoncement d'un bassin de fonte souterrain puisque le matériau de fonte est alors inclus dans de la glace plus chaude et moins visqueuse.</div><div><div style="text-align: justify;">Kalousová et ses collaborateurs ont effectué un total de 18 simulations numériques à l'aide d'un modèle qui résout le problème de la convection thermique diphasique d'un mélange de glace solide et d'eau liquide, en faisant varier plusieurs paramètres : le diamètre de l'impact (di = 3, 3.5, 4 km), l'épaisseur de la couche de clathrate (hc = 0, 5, 10, 15 km), la taille des grains (d = 0,5, 1,0, 2,0 mm), la porosité de surface (ξ = 0, 10 %, 20 %), et l'amplitude du réchauffement dû à la marée (Qm = 0 et 5 ×10-8 W/m3). </div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;">Kalousová et ses collaborateurs montrent que la couche isolante de clathrates pourrait faciliter le transfert de matière, y compris les matières organiques de surface, à travers la croûte de glace de Titan. Les planétologues démontrent qu'il existe en fait deux
comportements différents : dans les cas où peu de liquide est produit par l'impact, le bassin de fonte souterrain reste proche de la surface et regèle sur des échelles de temps de moins de 25 000 ans; et dans les cas où de plus grands volumes de fonte sont produits, un transport de la matière fondue vers le bas se produit. En descendant, une partie de la matière en fusion gèle, mais une partie peut atteindre l'océan sous-jacent dans certaines conditions en quelques milliers d'années. Les chercheurs montrent que les impacts verticaux, la porosité élevée de la surface, la faible viscosité et le réchauffement dû aux marées favorisent grandement ce transport de surface vers l'océan.</div></div><div><div style="text-align: justify;"><div class="separator" style="clear: both; text-align: center;"><a href="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEgLL9STn34PkIktyadJufNWPeEo5JLlF8TuZy0b684AZZqXzBNwjLSfqrsOdV84ctB30nvtkX58rhKEyvBKj1IZ2sKdc2jjEzyVrqNTwFatmwbETjnWcX74RRqylzvSmk7NF_XP0e8jcmzXqY6UFBLw850DJSN5QcLHFlE005PGGofXHz3vtCuqZHRS1IM/s283/kalous.jpg" style="clear: left; float: left; margin-bottom: 1em; margin-right: 1em; text-align: justify;"><img border="0" data-original-height="283" data-original-width="230" height="195" src="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEgLL9STn34PkIktyadJufNWPeEo5JLlF8TuZy0b684AZZqXzBNwjLSfqrsOdV84ctB30nvtkX58rhKEyvBKj1IZ2sKdc2jjEzyVrqNTwFatmwbETjnWcX74RRqylzvSmk7NF_XP0e8jcmzXqY6UFBLw850DJSN5QcLHFlE005PGGofXHz3vtCuqZHRS1IM/w158-h195/kalous.jpg" width="158" /></a></div>Les planétologues confirment que la couche de clathrates affecte de manière significative la distribution de la matière fondue générée, qui régit ensuite l'évolution du bassin de fusion. Les résultats montrent que dans le cas d'une couche de clathrates mince (5 km) ou absente, la distribution de la matière fondue est très faible ou absente, le bassin de fusion gèle dans le croûte en peu de temps (en moins de 12000 ans pour di = 3 km, moins de 16000 ans pour di = 3,5 km, et moins de 22000 ans pour di = 4 km). Pour les couches de clathrates plus épaisses (hc = 10-15 km), une fonte profonde est générée, qui peut être transportée à travers la coquille de glace. Les chercheurs précisent que les profondeurs de fonte qu'ils obtiennent doivent être considérées comme des limites supérieures puisqu'ils ont supposé que les impacts étaient uniquement verticaux. Dans la plupart des cas étudiés, la matière fondue gèle sans atteindre l'interface océanique. Mais dans certains cas, il y a contact avec l'océan. Selon Kalousová et ses collaborateurs, l'échange entre la surface et l'océan ne se produit que pour une épaisseur de clathrates hc = 10 km et le diamètre de cratère le plus grand simulé di = 4 km, et combinés à trois cas particuliers : </div><div style="text-align: justify;">(a) une faible viscosité, </div><div style="text-align: justify;">(b) une grande porosité de surface ou </div><div style="text-align: justify;">(c) un réchauffement dû aux marées.</div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;">L'équipe de Klára Kalousová a utilisé les caractéristiques de la région du cratère Selk, qui est le 8ème plus grand cratère de Titan. Leurs résultats indiquent donc que seuls quelques cratères d'impact sur Titan pourraient conduire au transport de matières organiques de surface vers l'océan profond, ce qui limite fortement son potentiel d'habitabilité... </div><div style="text-align: justify;"><br /></div></div><div style="text-align: justify;"><b>Source</b></div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;">Evolution of Impact Melt Pools on Titan</div><div style="text-align: justify;">Klára Kalousová et al.</div><div style="text-align: justify;">Journal of Geophysical Research:Planets 129 (february 2024)</div><div style="text-align: justify;"><div><a href="https://doi.org/10.1029/2023JE008107">https://doi.org/10.1029/2023JE008107</a></div><div><br /></div></div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;"><b>Illustrations </b></div><div style="text-align: justify;"><b><br /></b></div><div style="text-align: justify;"><div>1. Titan imagé par Cassini (NASA)</div><div>2. Le cratère Selk imagé par Cassini (NASA)</div><div>3. Klára Kalousová</div></div>Dr Eric Simonhttp://www.blogger.com/profile/11521111896501339638noreply@blogger.com0tag:blogger.com,1999:blog-3730656447404670771.post-16124022592475869172024-02-28T21:48:00.005+01:002024-02-28T23:10:29.649+01:00Un trou noir de 17 milliards de masses solaires qui absorbe 1 Soleil par jour<p style="text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;"></span></p><div class="separator" style="clear: both; text-align: center;"><span style="font-family: inherit;"><a href="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEgjLvSlGxV_uNUXN57OmS92i_vRAklxt66UAyOtW9OYJFfdz2tkC2yWJsY2lQmgfUrnw_DBB6tdr3Z6YfLAeB5qS4Wp_npr3PUVAnJQWxFwZxmIJy1-52-qJtYFfZbJYc82FANlXmQobER3_bRrUHxO4MvgwLRl9dsbcgiaUS8xT8t-3psmYBexAL8wZPo/s685/41550_2024_2195_Fig1_HTML.webp" style="margin-left: 1em; margin-right: 1em;"><img border="0" data-original-height="685" data-original-width="685" height="424" src="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEgjLvSlGxV_uNUXN57OmS92i_vRAklxt66UAyOtW9OYJFfdz2tkC2yWJsY2lQmgfUrnw_DBB6tdr3Z6YfLAeB5qS4Wp_npr3PUVAnJQWxFwZxmIJy1-52-qJtYFfZbJYc82FANlXmQobER3_bRrUHxO4MvgwLRl9dsbcgiaUS8xT8t-3psmYBexAL8wZPo/w424-h424/41550_2024_2195_Fig1_HTML.webp" width="424" /></a></span></div><span style="font-family: inherit;"><br />Environ un million de quasars ont été catalogués dans l’Univers à ce jour. Les plus brillants sont aussi les plus rares et les plus difficiles à trouver. Les propriétés du plus lumineux d'entre eux, </span><span style="text-align: left;"> J0529−4351, viennent d'être étudiées. Dans leur étude publiée dans <i><a href="https://doi.org/10.1038/s41550-024-02195-x" target="_blank">Nature Astronomy</a></i>, des astrophysiciens démontrent que le trou noir qui en est à l'origine fait 17 milliards de masses solaires et absorbe une masse solaire par jour... </span><p></p>
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<p style="text-align: justify;"><span></span></p><a name='more'></a>En 1963, Maarten Schmidt a identifié le premier quasar connu sous le nom de 3C 273. Depuis lors, les quasars découverts ont toujours impressionné par leur immense énergie libérée à partir d’une si petite région de l’espace. Cela ne pouvait s'expliquer que par la conversion de l'énergie gravitationnelle en en lumière au sein d'un disque d'accrétion hautement visqueux autour d'un trou noir supermassif. Les quasars sont des indicateurs d’une croissance rapide des trous noirs supermassifs et permettent donc l’étude de ces processus de croissance. La découverte d'un nombre important de quasars fournit ensuite des statistiques permettant de mieux expliquer l'origine des trous noirs supermassifs dans l'Univers. Généralement, les quasars les plus lumineux contiennent les trous noirs à la croissance la plus rapide, bien que la relation entre le taux d'accrétion de masse et la luminosité soit affectée par la masse et la rotation du trou noir ainsi que par la structure et l'angle de vue du disque d'accrétion ainsi que des vents du disque.<p></p><p style="text-align: justify;">Certains quasars sortent du lot : en 2015, le quasar ultra-lumineux J0100+2802 a été identifié, contenant un trou noir de 10 milliards de masses solaires à redshift z = 6,3 (800 millions d'années après le Big Bang). En 2018, un objet encore plus lumineux a été découvert, J2157−3602 à z = 4,7 (1,2 milliards d'années après le Big Bang), mais avec un trou noir de 24 milliards de masses solaires... Bien que leur luminosité implique une croissance rapide, leur existence reste difficile à expliquer même si le scénario du collapse direct d'énormes nuages de gaz tient la corde. </p><p style="text-align: justify;">Christian Wolf (Australian National University, Canberra) et ses collaborateurs sont sont intéressés au cas de J0529−4351, qui est un objet de magnitude 16 situé à redshift z = 3,962 (1,5 milliards d'années après le Big Bang). Lorsque les quasars apparaissent extrêmement brillants comme J0529−4351, on peut soupçonner que leur luminosité observée est amplifiée par la lentille gravitationnelle d'une galaxie massive située dans la ligne de visée. Une forte lentille gravitationnelle provoque plusieurs images distinctes d'un quasar dans le ciel. Deux autres quasars avec un redshift et une luminosité apparente similaires à J0529−4351 sont connus pour être fortement agrandis par lentille : APM 08279+5255 à double image situé à z = 3,91, et B 1422 + 231 quadruplement imagé à z = 3,62. Les facteurs de grossissement estimés pour ces deux objets vont de 40 à 100, ce qui implique que ces quasars ne sont pas intrinsèquement extrêmes, mais sont "normaux".</p><div class="separator" style="clear: both; text-align: center;"><a href="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEhKnvRHpoz0kldija_WVE-PhLFN4SSai3ebDvvAIj_HTRWdaYbfMb7QX11qK_13zploWZt-4NGHMb7VKQAeaTNjgaiJ0-JS-Ap5wStJtGHaAXjiuBre8GGxgFDTHvzBq5mJLdCBO9doDdJ8fSfLvQ2b0Oqt2Q2tu04pH0ixXpMoYqvaksT9jPNRsCUFQhs/s2222/41550_2024_2195_Fig4_HTML.webp" style="margin-left: 1em; margin-right: 1em;"><img border="0" data-original-height="2222" data-original-width="1511" height="712" src="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEhKnvRHpoz0kldija_WVE-PhLFN4SSai3ebDvvAIj_HTRWdaYbfMb7QX11qK_13zploWZt-4NGHMb7VKQAeaTNjgaiJ0-JS-Ap5wStJtGHaAXjiuBre8GGxgFDTHvzBq5mJLdCBO9doDdJ8fSfLvQ2b0Oqt2Q2tu04pH0ixXpMoYqvaksT9jPNRsCUFQhs/w486-h712/41550_2024_2195_Fig4_HTML.webp" width="486" /></a></div><br /><p style="text-align: justify;">J0529−4351, en revanche, ne montre aucun signe de lentille gravitationnelle. Les données du satellite Gaia suggèrent qu'il s'agit d'une source ponctuelle, en termes de morphologie d'objet et de bruit astrométrique, qui ont été utilisés pour trouver des quasars doubles ou des quasars à lentilles qui semblent non résolus par Gaia. Wolf et son équipe ne trouvent également aucun système absorbant puissant au premier plan. Les chercheurs estiment la probabilité que J0529−4351 soit lentillé par une galaxie d'avant plan qu'ils ne verraient pas une valeur inférieure à 1 %. Ils considèrent donc que l'émission du quasar qui est vue est bien son émission intrinsèque sans modification. </p><p style="text-align: justify;">Pour déterminer les caractéristiques du trou noir qui génère toute cette lumière qui voyage plus de 12 milliards d'années avant de mourir sur nos imageurs, Wolf et ses collaborateurs utilisent des modèles de disques d'accrétion minces qui sont appropriés pour les trous noirs ayant des taux d'accrétion élevés. Ils trouvent que la solution la mieux adaptée à leur spectre est un disque à luminosité d'Eddington qui entoure un trou noir supermassif ayant un spin modéré de a ≈ 0,4, vu sous un angle intermédiaire de 45°. Et ce modèle de disque mince qui est le mieux adapté aux observations donne<b> un taux d'accrétion de 370 M⊙ par an</b> (un Soleil par jour!), et une efficacité radiative d'environ 0,09. </p><p style="text-align: justify;">Wolf et al. estiment la masse du trou noir qui alimente J0529−4351 en utilisant deux méthodes fondamentalement différentes. Dans la première méthode dite de "la forme du continuum", on suppose que l'émission du continuum est affectée à son extrémité bleue par la troncature interne du disque d'accrétion due à l'existence de l'orbite circulaire stable la plus interne. On en déduit une estimation combinée de la masse et de la rotation du trou noir. Des trous noirs plus massifs imposent des rayons de troncature plus grands et déplacent le pic de l'émission du continuum vers des températures plus froides et des longueurs d'onde plus grandes. Avec cette méthode, la masse du trou noir du quasar historique 3C 273 avait été calculée entre 200 et 500 millions de masses solaires, et 35 ans plus tard, une valeur d'environ 300 millions de masses solaires a été mesurée par des observations interférométriques de la région des larges raies d'émission de 3C 273. Une belle estimation. Depuis lors, la méthode d'ajustement du continuum s'est non seulement révélée utile pour estimer les masses à l'aide de modèles à disques minces, mais a également été appliquée avec des modèles à disques d'accrétion plus réalistes pour des trous noirs supermassifs à croissance rapide. A partir de la forme du continuum de J0529−4351, Wolf et ses collaborateurs trouvent une masse de 10,28 (+0,17/-0,10) en échelle logarithmique, donc 10<sup>10,28</sup> masses solaires, ce qui fait 19 (+9/-4) milliards masses solaires.</p><div class="separator" style="clear: both; text-align: center;"><a href="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEiyg7RF2BzQQGusCJqtgmSkkBFnWPm1XlpYDDLecMnIYVy5aa-2XvXeezOJWduq91rmo8uoqvdxQBMOHvI6Hy9dWAN7lGMD9Mxw6kEi6IvA3QGr0j1qQNha_FNhv4hUdprEgXPTq_iNSWgyYHF-fp-DmzSJ0Wc64AC_DloH7-5IarW36CqAhj9VjzDEUOk/s685/41550_2024_2195_Fig5_HTML.webp" style="margin-left: 1em; margin-right: 1em;"><img border="0" data-original-height="675" data-original-width="685" height="529" src="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEiyg7RF2BzQQGusCJqtgmSkkBFnWPm1XlpYDDLecMnIYVy5aa-2XvXeezOJWduq91rmo8uoqvdxQBMOHvI6Hy9dWAN7lGMD9Mxw6kEi6IvA3QGr0j1qQNha_FNhv4hUdprEgXPTq_iNSWgyYHF-fp-DmzSJ0Wc64AC_DloH7-5IarW36CqAhj9VjzDEUOk/w538-h529/41550_2024_2195_Fig5_HTML.webp" width="538" /></a></div><br /><p style="text-align: justify;">Dans la deuxième méthode pour estimer la masse du trou noir, les chercheurs supposent que la région des larges raies d’émission représente le gaz virialisé se déplaçant à la vitesse des orbites képlériennes autour du trou noir. Ils utilisent alors la largeur des raies d’émission et la luminosité du continuum pour déduire la masse du trou noir. Cette méthode est connue sous le nom de "méthode virielle à époque unique" et a par exemple été utilisée pour estimer la masse du trou noir supermassif dans J0100 + 2802 à z =6,3 (celui qui fait 10 milliards de masses solaires 800 millions d'années post Big Bang). Le principal défaut de cette méthode est le manque d'étalonnages indépendants pour la masse des trous noirs et qu'elle repose sur des extrapolations à partir de quasars à faible luminosité calibrés avec une cartographie de réverbération. Les spectres de J0529−4351 offrent deux raies d'émission exploitables pour cette méthode : la raie du carbone triplement ionisé (C IV) et la raie du magnésium mono-ionisé (Mg II). Les propriétés des raies et la luminosité se traduisent en estimations de masse du trou noir (en échelle log) de 10,03 à 10,45 pour la raie C IV, et de 10,03 à 10,36 pour la raie Mg II. Cela fait donc entre 10,7 et 28,2 milliards de masses solaires.</p><p style="text-align: justify;">Les estimations basées sur les raies sont cohérentes entre elles et avec l'estimation basée sur le continuum, aux incertitudes près. Étant donné que les incertitudes systématiques de ces méthodes sont supérieures à la propagation des erreurs statistiques, et peuvent atteindre 0,4 dex (un facteur 2,5 sur la masse déterminée), Wolf et al. combinent les estimations de masse de la méthode de la forme du continuum et de la méthode virielle à époque unique sans pondération. Ils obtiennent finalement un résultat pour la masse du trou noir log(M/M<sub>☉</sub>)=10,24 ± 0,2, ce qui fait <b>17,4 (+10/-6,4) milliards de masses solaires. </b></p><p style="text-align: justify;"></p><div class="separator" style="clear: both; text-align: center;"><a href="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEj8qmG7_22iHL59uQ38V9iwPO3bQEuqpTKBa1Hib8b2qjwomGPmA2EZTbvJGbb0uUFV6UYLuC1Iq6ghtGReerMnDX_TmPC9uOs6CTQdxE4lGrVlvhMdaXWjNE7gmnW4BTw4TjpMy2OFECjKvU010zlJ10AxhtfO8M0dsegYFX3OemL2XQiIvPEfzuZ8fZ0/s300/1517533508123.jpg" style="clear: left; float: left; margin-bottom: 1em; margin-right: 1em;"><img border="0" data-original-height="300" data-original-width="300" height="149" src="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEj8qmG7_22iHL59uQ38V9iwPO3bQEuqpTKBa1Hib8b2qjwomGPmA2EZTbvJGbb0uUFV6UYLuC1Iq6ghtGReerMnDX_TmPC9uOs6CTQdxE4lGrVlvhMdaXWjNE7gmnW4BTw4TjpMy2OFECjKvU010zlJ10AxhtfO8M0dsegYFX3OemL2XQiIvPEfzuZ8fZ0/w149-h149/1517533508123.jpg" width="149" /></a></div><span style="font-family: inherit;">Wolf et ses collègues montrent que le disque d'accrétion qui fait la lumière de ce quasar libère à lui seul une énergie radiative de 2 10</span><sup style="font-family: inherit;">41</sup><span style="font-family: inherit;"> W. Et aussi que le quasar devrait avoir la région d'émission ayant le plus grand diamètre physique et angulaire présent dans l'Univers. Les chercheurs calculent </span><span style="text-align: left;">un rayon de 2,2 pc, qui implique un diamètre angulaire de 0,64 millisecondes d'arc; c'est qui est un ordre de grandeur plus grand que la zone de rayonnement de 3C 273. </span><p></p><p style="text-align: justify;"></p><p style="text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;">D'après eux, cela devrait permettre au Very Large Telescope Interferometer (VLTI/GRAVITY+) d’imager directement sa rotation et donc de mesurer directement la masse de son trou noir. Il s’agira d’un test très important pour valider les relations qui ont été définies entre la taille et la luminosité des quasars, dont l’extrapolation est souvent utilisée pour les estimations de la masse des trous noirs à un redshift élevé. </span><span style="text-align: left;">Obtenir une mesure directe de la masse d’un trou noir susceptible d’avoir 50 fois la masse du trou noir de 3C 273 serait extrêmement utile pour contraindre les relations couramment utilisées pour estimer la masse des trous noirs dans l’Univers primitif. La véritable échelle de masse des premiers trous noirs supermassifs, si elle devait changer, affecterait bien sûr la réponse à la question de savoir à quel point il est difficile de les former en si peu de temps.</span></p><p style="text-align: justify;"><b>Source</b></p><p style="text-align: justify;">The accretion of a solar mass per day by a 17-billion solar mass black hole</p><p style="text-align: justify;">Christian Wolf et al.</p><p style="text-align: justify;">Nature Astronomy (19 february 2024)</p><p style="text-align: justify;"><a href="https://doi.org/10.1038/s41550-024-02195-x">https://doi.org/10.1038/s41550-024-02195-x</a></p><p style="text-align: justify;"><br /></p><p style="text-align: justify;"><b>Illustrations</b></p><p style="text-align: justify;"><span>1. J0529−4351 imagé par le Dark Energy Camera Legacy Survey (l'étoile orange à droite est une étoile de notre galaxie en avant-plan) (Wolf et al.)</span></p><p style="text-align: justify;"><span>2. Spectres de </span>J0529−4351 obtenus avec le VLT (Christian Wolf, et al.)</p><p style="text-align: justify;">3. Paramètres du trou noir déduit de l'ajustement du continuum (Christian Wolf, et al.)</p><p style="text-align: justify;">4. Christian Wolf</p><p style="text-align: justify;"><br /></p>Dr Eric Simonhttp://www.blogger.com/profile/11521111896501339638noreply@blogger.com0tag:blogger.com,1999:blog-3730656447404670771.post-54679940955344655002024-02-26T23:55:00.003+01:002024-02-27T00:08:02.617+01:00K2-18b : le méthane peut être expliqué sans vie microbienne<p style="text-align: justify;"></p><div class="separator" style="clear: both; text-align: center;"><a href="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEgIlKA_w_k7oO5uikB6jsJtEmUMqRpZJwPjKqQIQWXObS-QSW8oxMUIna_dm-USIJxVyMt8HoB1GhqDdEEPjJLYAUnH4r3MXQI4lC6iCObyh1zq0SIx7N7-ggMD9liO-moYB3uXH7qhLUHB3u4Kgsl27vH8uUp5RaNAq6_de3g_UH74RgiCDV4jwXEE9p0/s640/stsci-01h9r8aek6y7qr03mgn9v9p6zj%20(1).jpg" style="margin-left: 1em; margin-right: 1em;"><img border="0" data-original-height="360" data-original-width="640" height="360" src="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEgIlKA_w_k7oO5uikB6jsJtEmUMqRpZJwPjKqQIQWXObS-QSW8oxMUIna_dm-USIJxVyMt8HoB1GhqDdEEPjJLYAUnH4r3MXQI4lC6iCObyh1zq0SIx7N7-ggMD9liO-moYB3uXH7qhLUHB3u4Kgsl27vH8uUp5RaNAq6_de3g_UH74RgiCDV4jwXEE9p0/w640-h360/stsci-01h9r8aek6y7qr03mgn9v9p6zj%20(1).jpg" width="640" /></a></div><br /><div style="text-align: justify;">En septembre dernier, je vous relatais un étude qui s'intéressait à l'exoplanète K2-18b qui posséderait des caractéristiques très intéressantes, à la fois aqueuses et hydrogénées avec la détection d'une trace de sulfure de diméthyle, une molécule produite par le vivant sur Terre. Des simulations de la chimie complexe dans l'environnement de K2-18b viennent d'être effectuées et les conclusions sont moins optimistes... L'étude est parue dans <i>The Astrophysical Review Letters</i>. </div><p></p>
<script src="https://podcloud.fr/player-embed/helper.js"></script><p style="text-align: justify;">K2-18b est une exoplanète de type sous-Neptune située dans la zone tempérée de son étoile. Les sous-Neptunes (∼2,4 R⊕ ) ont des taux d'occurrence élevés. Ces planètes ont des densités apparentes qui peuvent être expliquées par plusieurs modèles planétaires allant d'une atmosphère massive de dihydrogène similaire à celle de Neptune à une fine atmosphère d'hydrogène (par exemple, ∼1 bar) recouvrant un intérieur riche en H2O. Des astrophysiciens ont suggéré que les sous-Neptunes riches en H2O pourraient avoir des océans de surface habitables à condition que le climat soit adapté à l'eau liquide. Ces mondes dits « hycéens », s’ils existent, ont le potentiel de figurer parmi les environnements planétaires habitables les plus courants.</p><p style="text-align: justify;">K2-18b est la candidate de ce type sans doute la plus connue maintenant. Elle a une masse de 8,63 M⊕ pour un rayon de 2,61 R⊕. Le spectre de transmission de son atmosphère a révélé des preuves solides de la présence de CH4 et de CO2 dans une atmosphère riche en H2. De plus, Webb n'a pas détecté de NH3, H2O ou CO dans la haute atmosphère de la planète. L'ammoniac (NH3) est plutôt attendu sur une mini-Neptune avec une atmosphère massive d'hydrogène (Hu et al. 2021 ; Yu et al. 2021 ). En septembre dernier, Nikku Madhusudhan et al. montraient à partir de leurs spectres obtenus avec Webb que les données s'expliquaient mieux par un monde de type « hycéen », constitué d'une atmosphère relativement mince d'hydrogène surplombant un océan d'eau liquide. </p><p style="text-align: justify;">Nicholas Wogan (université de Washington) et ses collaborateurs se sont repenchés sur le cas de K2-18b en utilisant des modèles photochimiques et climatiques pour simuler K2-18b d'une part comme une planète hycéenne inhabitée, d'autre part comme une planète hycéenne habitée d'espèces microbiennes, et enfin comme une mini-Neptune riche en gaz sans surface définie (donc inhabitable). </p><div class="separator" style="clear: both; text-align: center;"><a href="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEgyIRNUChFgUSjPBshRejmQ_TlO9LS3HY6VsrxacblK_QhzUJSqIKc99dETyTATKBGsGZg3DSUzM3GzPPB3oEZusqcSnSYSuzIA9B8Q3Utb-o3q_JkvpIiL5fQfY-WuYG8JTQYBbAeu00u-5j9Vnr3pOwirKtsIdFcOMJgGCjtyqZgdnuEqlZdy3AoytB4/s1801/apjlad2616f2_lr.jpg" style="margin-left: 1em; margin-right: 1em;"><img border="0" data-original-height="885" data-original-width="1801" height="314" src="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEgyIRNUChFgUSjPBshRejmQ_TlO9LS3HY6VsrxacblK_QhzUJSqIKc99dETyTATKBGsGZg3DSUzM3GzPPB3oEZusqcSnSYSuzIA9B8Q3Utb-o3q_JkvpIiL5fQfY-WuYG8JTQYBbAeu00u-5j9Vnr3pOwirKtsIdFcOMJgGCjtyqZgdnuEqlZdy3AoytB4/w640-h314/apjlad2616f2_lr.jpg" width="640" /></a></div><br /><p style="text-align: justify;">Les chercheurs constatent qu'un monde hycéen sans vie serait difficile à concilier avec les observations du JWST, car la photochimie indique qu'il ne pourrait y avoir que moins de 1 partie par million de CH4 dans l'atmosphère de K2-18b, alors que les données indiquent qu'il y en a 1 % dans cette atmosphère, 10000 fois plus! Selon Wogan et ses collaborateurs, le maintien d'une teneur en méthane de l'ordre du pourcent peut nécessiter la présence d'une biosphère produisant du méthane qui serait similaire à la vie microbienne sur Terre il y a environ 3 milliards d'années. Wogan et ses collaborateurs montrent que si K2-18b est un monde hycéen habité par une vie microbienne, alors le CH4 et le CO pourraient être des gaz biologiquement modulés comme ils l'étaient sur la Terre archéenne anoxique. Les méthanogènes chimiosynthétiques peuvent consommer du H2 et du CO2 pour produire de l'énergie, produisant du méthane comme gaz résiduel.</p><p style="text-align: justify;">Le CO est également un aliment pour les microbes acétogènes qui produisent du méthanol. Ce CH3 COOH produit aurait pu servir de nourriture aux méthanotrophes acétotrophes (CH3COOH → CH4 + CO2). Le modèle 2 des chercheurs simule K2-18b comme un monde hycéen avec des conditions aux limites représentant l'influence biologique de ces premiers métabolismes archéens. Pour modéliser la vie méthanogène, ils imposent un flux de CH4 en surface nécessaire pour reproduire le pourcentage de concentration observé dans les données JWST, qui atteint la moitié du flux de méthane biologique de la Terre moderne (5 × 10<sup>10</sup> molécules cm-2 s-1) . Ils ajoutent également une vitesse de dépôt de CO de 1,2 × 10-4 cm s-1 pour se rapprocher de l'influence des acétogènes consommateurs de CO. À l'état d'équilibre photochimique, ce modèle 2 produit une teneur de 2 % de CH4 dans l'atmosphère, une valeur compatible avec les données de Webb.</p><p style="text-align: justify;">Mais, d'un autre côté, ils démontrent qu'une mini-Neptune riche en gaz avec une métallicité égale à 100 fois la métallicité solaire un un ration C/O ayant la valeur solaire devrait contenir 4 % de méthane et près de 0,1% de CO2 , et ces chiffres sont eux aussi compatibles avec les données de Webb! Les chercheurs montrent en effet que le CH4 et le CO2 peuvent être produits thermochimiquement dans l'atmosphère profonde d'une telle planète puis mélangés vers le haut de l'atmosphère jusqu'aux basses pressions, la zone qui est sensible à la spectroscopie de transmission. De plus, le modèle de Wogan et al. prédit des abondances de H2O, NH3 et CO qui sont aussi globalement cohérentes avec les non-détections de Webb.</p><p style="text-align: justify;">Pour choisir entre la solution d'une planète comportant une biosphère qui produit de grandes quantités de méthane et une mini-Neptune gazeuse, Wogan et ses collaborateurs rappellent qu'il existe des obstacles supplémentaires au maintien d'un climat tempéré stable sur les mondes hycéens, comme par exemple la fuite d'hydrogène de l'atmosphère ou la supercriticité potentielle en profondeur. A partir de là, les planétologues favorisent l'interprétation de la mini-Neptune, surtout en raison de sa relative simplicité et du fait qu'elle a besoin de moins d'hypothèses. Mais le scénario 2 impliquant une biosphère ne peut pas être "fortement exclu".</p><div class="separator" style="clear: both; text-align: center;"><a href="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEjvENHp1dkEd-mMi0pjAOc4cbzk4-yXdu-HD8uDnVxTo4xIE6hBorP1GNef9mZyWVNHiTP5oC5IbMclDS4QwfnKO7g1KjLiPtPK2zztM57Af25ZDzhDnnVqnSRaonSXacfQzmUQFbBosNowGJ6rxmsu3m8l2L8iDPPbJAIYiwwsqq6MopPLQF7T3zUiR68/s1350/apjlad2616f3_lr.jpg" style="margin-left: 1em; margin-right: 1em;"><img border="0" data-original-height="871" data-original-width="1350" height="312" src="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEjvENHp1dkEd-mMi0pjAOc4cbzk4-yXdu-HD8uDnVxTo4xIE6hBorP1GNef9mZyWVNHiTP5oC5IbMclDS4QwfnKO7g1KjLiPtPK2zztM57Af25ZDzhDnnVqnSRaonSXacfQzmUQFbBosNowGJ6rxmsu3m8l2L8iDPPbJAIYiwwsqq6MopPLQF7T3zUiR68/w485-h312/apjlad2616f3_lr.jpg" width="485" /></a></div><br /><p style="text-align: justify;">En résumé, pour Nicholas Wogan et ses collaborateurs, la solution hycéenne habitée par une vie microbienne possède plusieurs difficultés : </p><p style="text-align: justify;">1. Pour expliquer les 1% de CH4 détectés par JWST, une planète hycéenne a besoin de CH4 biogénique ou d'une autre source inconnue de gaz pour la maintenir contre la destruction photochimique.</p><p style="text-align: justify;">2. Les modèles prédisent qu'un climat tempéré stable est un défi sur une planète hycéenne. Une telle planète devrait connaître un effet de serre de vapeur incontrôlable, à moins que la lumière de son étoile ne puisse être réfléchie par des nuages, ce qui est toutefois possible.</p><p style="text-align: justify;">3. Une atmosphère mince d'environ 1 bar de H2 peut être sensible aux fuites provoquées par le rayonnement intense. Et le H2 ne peut pas être reconstitué par le volcanisme, car la pression exercée par l'épaisse couche de glace et d'océan sur un monde hycéen empêcherait la fonte des silicates.</p><p style="text-align: justify;">En revanche, la solution mini-Neptune a plusieurs avantages :</p><p style="text-align: justify;"></p><div class="separator" style="clear: both; text-align: center;"><a href="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEiW2nu4RnAAlv8_i-7j2m3WfiyhFLXmhfJM-zmYoy4dFt03Zwxi-9AWs9VU2ePaKvKG_3tg4azl7XsPB6FD8zD7JRzIMBI2NEpzPZCcMTbF5i46FJdk3VMdZdrPUD6ilK0tRbqI90QiEipAtErc8T2Y-Fg2FetvAim225pgKl4J2ldmaquhxShNrmWQvwQ/s256/citations.jpg" style="clear: left; float: left; margin-bottom: 1em; margin-right: 1em;"><img border="0" data-original-height="256" data-original-width="220" height="200" src="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEiW2nu4RnAAlv8_i-7j2m3WfiyhFLXmhfJM-zmYoy4dFt03Zwxi-9AWs9VU2ePaKvKG_3tg4azl7XsPB6FD8zD7JRzIMBI2NEpzPZCcMTbF5i46FJdk3VMdZdrPUD6ilK0tRbqI90QiEipAtErc8T2Y-Fg2FetvAim225pgKl4J2ldmaquhxShNrmWQvwQ/w172-h200/citations.jpg" width="172" /></a></div>1. Le CH4 et le CO2 détectés par Webb peuvent être largement expliqués par un processus thermochimique en atmosphère profonde pour une métallicité 100 fois solaire , un C/O solaire et une température intrinsèque de 60 K.<p></p><p style="text-align: justify;">2. La cinétique de l'atmosphère profonde prédit également des abondances de NH3 et de CO qui sont compatibles avec les non-détections de ces deux gaz par Webb.</p><p style="text-align: justify;">3. L'absence de caractéristiques H2O dans les spectres peut être expliquée par une condensation de la vapeur d'eau et le piégeage froid.</p><p style="text-align: justify;">4. La modélisation 1D de base de l'équilibre radiatif-convectif peut expliquer le climat de la planète.</p><p style="text-align: justify;">Les chercheurs rappellent qu'un monde hycéen habité pourrait évidemment être identifié grâce à la détection d'un gaz uniquement biogénique. Madhusudhan et coll. avaient trouvé en septembre dernier de faibles preuves de sulfure de diméthyle (DMS) dans le spectre de transmission de K2-18b, un gaz qui est presque exclusivement produit par la vie sur Terre (presque...). Si le DMS est finalement détecté de manière statistiquement significative, il pourrait être difficile d'expliquer sa présence sans biosphère sur une planète hycéenne. Webb va retourner au turbin...</p><p style="text-align: justify;"><br /></p><p style="text-align: justify;"><b>Source</b></p><p style="text-align: justify;">JWST Observations of K2-18b Can Be Explained by a Gas-rich Mini-Neptune with No Habitable Surface</p><p style="text-align: justify;">Nicholas F. Wogan et al.</p><p style="text-align: justify;">The Astrophysical Journal Letters, Volume 963, Number 1 (20 february 2024)</p><p style="text-align: justify;"><a href="https://doi.org/10.3847/2041-8213/ad2616">https://doi.org/10.3847/2041-8213/ad2616</a></p><p style="text-align: justify;"><br /></p><p style="text-align: justify;"><b>Illustration</b></p><p style="text-align: justify;">1. Vue d'artiste <span style="background-color: white; color: #333333; font-family: Georgia, Utopia, "Palatino Linotype", Palatino, serif; font-size: 14px;">de K2-18 b (NASA, CSA, ESA, J. Olmsted (STScI), Science: N. Madhusudhan (Cambridge University))</span></p><p style="text-align: justify;"><span style="background-color: white;"><span style="color: #333333; font-family: Georgia, Utopia, Palatino Linotype, Palatino, serif;">2. Teneur des différentes espèces chimiques en fonction de la pression pour les modèles de planète hycéenne sans vie microbienne à gauche et avec vie microbienne à droite (</span></span>Nicholas F. Wogan et al.<span style="background-color: white; color: #333333; font-family: Georgia, Utopia, "Palatino Linotype", Palatino, serif;">)</span></p><p style="text-align: justify;"><span style="background-color: white;"><span style="color: #333333; font-family: Georgia, Utopia, Palatino Linotype, Palatino, serif;">3. Teneur des différentes espèces chimiques en fonction de la pression pour le modèle de planète sous-Neptune gazeuse (sans vie microbienne) (</span></span>Nicholas F. Wogan et al.<span style="background-color: white; color: #333333; font-family: Georgia, Utopia, "Palatino Linotype", Palatino, serif;">)</span></p><p style="text-align: justify;"><span style="background-color: white; color: #333333; font-family: Georgia, Utopia, "Palatino Linotype", Palatino, serif;">4. </span>Nicholas F. Wogan</p>Dr Eric Simonhttp://www.blogger.com/profile/11521111896501339638noreply@blogger.com0tag:blogger.com,1999:blog-3730656447404670771.post-27775824838940198722024-02-23T22:40:00.003+01:002024-02-23T23:17:14.845+01:00Webb dévoile une étoile à neutrons dans le résidu de la supernova SN 1987A<div style="text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;"><div class="separator" style="clear: both; text-align: center;"><a href="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEgN1Dua5L-ETgrmGxPpEM7f2lWQQzSkbxUFhXB9zK-YknIZ7hVaWJy2YgVdLqBwapYrIgWzMNgLC_qM01FJFsPGPDG9ShsF9yDDo6Qz_HR3bJuCI8L0jsrcYv3arv4vN303gY-l8o0rGcG7sYgKeK4SHp6zpZN4Uadjx4wyOWb1hBzTzl7pEfSFV5WMhL8/s1936/science.adj5796-f1.jpg" style="margin-left: 1em; margin-right: 1em;"><img border="0" data-original-height="1744" data-original-width="1936" height="490" src="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEgN1Dua5L-ETgrmGxPpEM7f2lWQQzSkbxUFhXB9zK-YknIZ7hVaWJy2YgVdLqBwapYrIgWzMNgLC_qM01FJFsPGPDG9ShsF9yDDo6Qz_HR3bJuCI8L0jsrcYv3arv4vN303gY-l8o0rGcG7sYgKeK4SHp6zpZN4Uadjx4wyOWb1hBzTzl7pEfSFV5WMhL8/w545-h490/science.adj5796-f1.jpg" width="545" /></a></div><br />Un mystère vieux de plusieurs décennies concernant l'une des explosions d'étoiles les plus célèbres de l'histoire vient d'être résolu par le télescope spatial James Webb (JWST). Nous parlons de la supernova historique SN1987A et de la nature de l'astre compact qui en est le résidu. Une équipe montre la preuve que c'est une étoile à neutrons et non un trou noir, ils publient leur travail dans <i>Science</i>.</span></div>
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<iframe width="100%" height="320" src="https://podcloud.fr/podcast/casepasselahaut/episode/numero-1622-webb-devoile-une-etoile-a-neutrons-dans-le-residu-de-la-supernova-sn-1987a/player" frameborder="0" allow="accelerometer; autoplay; encrypted-media; gyroscope; picture-in-picture; fullscreen"></iframe>
<div style="text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;"><br /></span></div><div style="text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;"><span><a name='more'></a></span>La lumière de SN 1987A a atteint la Terre il y a 37 ans cette semaine en provenance du Grand Nuage de Magellan situé à 160000 années-lumière. Sanduleak−69 202 , une étoile supergéante bleue de 20 masses solaires, a explosé ce 23 février 1987 et a révolutionné l'astrophysique moderne en permettant d'observer de très près la façon dont les étoiles meurent, jusqu'à détecter pour la première fois quelques neutrinos qui avaient pourtant été copieusement produits par le cataclysme. Mais malgré des années d’étude de cette explosion, les astrophysiciens n’ont pas été en mesure de détecter le résidu : était-ce un trou noir ou bien une étoile à neutrons, comme beaucoup le prédisaient ?</span></div><div style="text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;"><br /></span></div><div style="text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;">SN 1987A est la supernova la plus proche et la plus brillante observée depuis 1604.
Au fil des années, les astronomes ont observé des anneaux de gaz et de poussière s'étendre vers l'extérieur du site de l'explosion, s'atténuant généralement mais se réactivant parfois lorsque divers matériaux éjectés entraient en collision. Les télescopes les plus puissants du monde, dont le télescope spatial Hubble, ont bien sûr suivi l'évolution de l'explosion durant toutes ces années et on ne pouvait pas imaginer que le télescope Webb ne soit pas pointé vers cette région du Grand Nuage de Magellan Les études de SN 1987A ont finalement conduit à de nombreuses découvertes sur l'évolution stellaire, comme par exemple la manière dont les étoiles mourantes expulsent dans les éléments chimiques forgés dans leur cœur.</span></div><div style="text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;">La théorie suggère que l'étoile originale a explosé dans le type de supernova le plus courant, une supernova à effondrement de coeur, dans lequel une étoile massive (qui fait au moins huit fois la masse du Soleil) manque d'hydrogène, d'hélium et d'autres éléments pour entretenir sa fusion nucléaire, et donc s'effondre et explose. Les premières observations de SN 1987A, comme la vague de neutrinos, suggéraient qu'elle aurait dû donner naissance à une étoile à neutrons. </span></div><div><div style="text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;">Au cours des 5 dernières années, quelques indices ont émergé. En 2019, Matsuura et ses collaborateurs ont publié des images de SN 1987A prises avec l'Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), qui montraient une la présence de matière chaude au centre des éjectas de la supernova. Mais les chercheurs ne pouvaient pas dire si elle avait été réchauffée par la désintégration d'éléments radioactifs lors de l'explosion ou bien par la lumière à haute énergie émise par une étoile à neutrons. C'était suggestif, mais pas concluant.</span></div><div style="text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;">Puis, en 2021, Greco et ses collaborateurs ont rapporté avoir trouvé des images d’archives de deux télescopes à rayons X de la NASA qui montraient des rayons X provenant de particules piégées magnétiquement près du centre de la supernova. Mais ils ne pouvaient pas dire si ces particules étaient piégées par les lignes de champ magnétique d’une étoile à neutrons ou par celles d’une onde de choc plus éloignée.</span></div></div><div style="text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;"><br /></span></div><div style="text-align: justify;"><div class="separator" style="clear: both; text-align: center;"><a href="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEgwKyP0HzEHeL1e0xZcwrIGcwUTteTRi9bR9rN6X3k0yRfAt9m236TGHT3FQpaiVyDzUi9xT4vuNVDDCoRqvO7l1zUmIRgo1CDJLYZWE35Y4wB8qjTjoxerd1D4M8PwR_iz9Ayu_4EtNip5_ENBx7S2nPhgK_JQHxSI4mF8gGkPcrAROWlhLcpWE5npDKw/s4378/science.adj5796-f2.jpg" style="margin-left: 1em; margin-right: 1em;"><img border="0" data-original-height="4378" data-original-width="4062" height="640" src="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEgwKyP0HzEHeL1e0xZcwrIGcwUTteTRi9bR9rN6X3k0yRfAt9m236TGHT3FQpaiVyDzUi9xT4vuNVDDCoRqvO7l1zUmIRgo1CDJLYZWE35Y4wB8qjTjoxerd1D4M8PwR_iz9Ayu_4EtNip5_ENBx7S2nPhgK_JQHxSI4mF8gGkPcrAROWlhLcpWE5npDKw/w594-h640/science.adj5796-f2.jpg" width="594" /></a></div><br /></div><div style="text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;">Claes Fransson (université de Stockholm) et ses collaborateurs ont donc utilisé le JWST non pas pour observer directement le résidu compact, car il reste caché derrière un voile de poussière provenant de l’explosion, mais pour détecter la lumière de fluorescence de certains atomes ionisés. C'est dès le 16 juillet 2022, quelques jours seulement après avoir commencé ses observations, que JWST a été pointé vers SN 1987A pendant 9 heures d'affilée pour produire des spectres infra-rouges à haute résolution.</span></div><div style="text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;"><br /></span></div><div style="text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;">Fransson et ses collaborateurs ont obtenu des données d'une très grande qualité avec MIRI et NIRSpec qui montrent très clairement la présence d’atomes d’argon et de soufre qui ne peuvent avoir été excités que par le rayonnement d'une étoile à neutrons. L'équipe a également mesuré la vitesse des gaz fluorescents et a conclu que le matériau était projeté à une vitesse plus lente à partir d'une couche située juste à l'extérieur du noyau de l'étoile d'origine, justement là où l'on s'attendait à trouver de l'argon et du soufre. La production d’une telle fluorescence nécessite des photons de haute énergie. Il pourrait s'agir des rayons X émis directement par la surface de l'étoile à neutrons qui a une température de plusieurs millions de Kelvins ou bien il pourrait s'agir de photons UV produits secondairement par les champs magnétiques de l'étoile à neutrons.</span></div><div style="text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;"><br /></span></div><div style="text-align: justify;"><div class="separator" style="clear: both; text-align: center;"><a href="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEg61RIcn5Ao5ilV1VrVf1OE-gdgn6fb0gxki9X9R69V3ko_gGfIiZbX2_VM0HziB5Wh7rUzFIm3B_ma-i18I6rwUyBFPi-AnL7VbV6bItGhp_jbPusG94lycIBIL0mCeyM83Af1Q9tNLTDRxDYTlNFMXwo7A5DuoJSuPQMbXtvSHkN0v-MZCq6zUwhS6Gc/s767/d41586-024-00528-4_26759274.webp" style="margin-left: 1em; margin-right: 1em;"><img border="0" data-original-height="548" data-original-width="767" height="458" src="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEg61RIcn5Ao5ilV1VrVf1OE-gdgn6fb0gxki9X9R69V3ko_gGfIiZbX2_VM0HziB5Wh7rUzFIm3B_ma-i18I6rwUyBFPi-AnL7VbV6bItGhp_jbPusG94lycIBIL0mCeyM83Af1Q9tNLTDRxDYTlNFMXwo7A5DuoJSuPQMbXtvSHkN0v-MZCq6zUwhS6Gc/w640-h458/d41586-024-00528-4_26759274.webp" width="640" /></a></div><span style="font-family: inherit;"><div style="text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;"><br /></span></div>L'Argon et le Soufre, sont produits par la combustion nucléaire d'oxygène et de silicium. Les modèles d'explosion du SN 1987A montrent que 0,07 masses solaires des éjectas sont dominées par He et 56Ni (ce dernier se désintègre en 56Fe). La zone suivante vers l'extérieur, avec une masse de 0,3 masses solaire, contient des matériaux produits par la combustion de l'oxygène : Si, S, Ar, Ca et, dans sa région externe, de l'oxygène non fusionné.</span></div><div style="text-align: justify;"><div><span style="font-family: inherit;">Les mêmes éléments ont été observés dans d'autres jeunes restes de supernova riches en oxygène provenant d'explosions massives d'étoiles, notamment Cas A, SNR G54.1+0.3 et SNR 0540−69.3. Les résidus SNR G54.1+0.3 et SNR 0540−69.3 contiennent tous deux des nébuleuses de vent pulsar (PWNe), alimentées par la puissance de rotation d'une étoile à rotation rapide avec un champ magnétique puissant. En revanche, Cas A contient une étoile à neutrons avec une température de surface de 1,8 × 10 6 K sans nébuleuse de vent de pulsar. Les raies d'émission dans Cas A sont principalement excitées par un choc dans les parties externes de l'éjecta de la supernova.</span></div><div><span style="font-family: inherit;">Fransson et ses collaborateurs démontrent que les raies étroites [Ar ii ], [Ar vi ], [S iii ] et [S iv ] qu'ils observent depuis le centre de SN 1987A doivent être excitées par une source de photons ionisants ou une onde de choc. Les chercheurs ont également envisagé cinq autres possibilités : l'ionisation par le 44Ti radioactif, l'excitation produite par les rayons X provenant de l'interaction des éjectas et du milieu circumstellaire, une étoile compagne survivante, la réflexion de raies d'émission produites par la collision par la poussière ; ou l'émission d'un choc inverse entrant. Ces cinq possibilités ont été exclues.</span></div><div><span style="font-family: inherit;"><div class="separator" style="clear: both; text-align: center;"><a href="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEgtX5Mknn_qOYIo4Z1vX-UM3K5d-4VKPYVIcMKMcX3FP48nI8_CMJYY2WLLtlDvPKOgmM5wsRFKf7qn_7c7TZ_DfNyHB33saHOPWKXnk8dbNhQWFmd-FyWzZs6bSc0DPnIVTc5pxQdzUT43apJ4dcEXhvqofkDXm0LSDv654wjs3IWU4aQXyzdmj-2AnNA/s700/Low-Res_ClaesFransson.jpg" style="clear: left; float: left; margin-bottom: 1em; margin-right: 1em;"><img border="0" data-original-height="700" data-original-width="583" height="195" src="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEgtX5Mknn_qOYIo4Z1vX-UM3K5d-4VKPYVIcMKMcX3FP48nI8_CMJYY2WLLtlDvPKOgmM5wsRFKf7qn_7c7TZ_DfNyHB33saHOPWKXnk8dbNhQWFmd-FyWzZs6bSc0DPnIVTc5pxQdzUT43apJ4dcEXhvqofkDXm0LSDv654wjs3IWU4aQXyzdmj-2AnNA/w163-h195/Low-Res_ClaesFransson.jpg" width="163" /></a></div>Alors que les explications restantes incluent toutes la présence d’une jeune étoile à neutrons ou d’un trou noir au centre, Fransson et al. montrent que la solution trou noir est très peu probable (pour ne pas dire exclue aussi) car l'étoile progénitrice de SN 1987A avait une masse de noyau de Fe de moins de 2 masses solaires. Or, L'explosion a éjecté au moins 0,07 masses solaires de 56Ni. Il reste donc moins de masse que ce qui serait nécessaire pour former un trou noir (2,2 masses solaires).</span></div><div><span style="font-family: inherit;"><br /></span></div></div><div style="text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;">Cette découverte constitue la preuve observationnelle la plus solide à ce jour de la présence d’une étoile à neutrons dans SN 1987A, Les astronomes vont désormais se concentrer sur une meilleure compréhension de l’étoile à neutrons et de son évolution au fil du temps. Claes Fransson et ses collègues ont déjà effectué de nouvelles observations du résidu de SN 1987A avec le JWST, dont certaines prises pas plus tard que cette semaine. Ils prévoient de rechercher plus de détails, par exemple si l'étoile à neutrons est enveloppée par de puissants champs magnétiques.</span></div><div style="text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;"><br /></span></div><div style="text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;">SN 1987A n'a pas dit son dernier mot... </span></div><div style="text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;"><br /></span></div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;"><b>Source</b></span></div><div style="text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;"><br /></span></div><div style="text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;"><div>Emission lines due to ionizing radiation from a compact object in the remnant of Supernova 1987A</div><div>C. Fransson et al. </div><div>Science Vol 383 (<span style="font-family: inherit;">22 Feb 2024)</span></div></span><span style="font-family: inherit;"><div><a href="https://doi.org/10.1126/science.adj5796">https://doi.org/10.1126/science.adj5796</a></div></span></div><div style="text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;"><br /></span></div><div style="text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;"><br /></span></div><div style="text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;"><b>Illustrations</b></span></div><div style="text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;"><br /></span></div><div style="text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;">1. Le résidu de SN1987A imagé par Hubble (NASA)</span></div><div style="text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;">2. Emission de fluoresence de l'argon observée par le télescope Webb (Fransson et al.)</span></div><div style="text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;">3. </span><span style="font-family: inherit;">La région de SN 1987A (le résidu est au centre de l'image (</span>NASA, ESA, Robert P. Kirshner (CfA, Moore Foundation), Max Mutchler (STScI), Roberto Avila (STScI))</div><div style="text-align: justify;">4. Claes Fransson </div><div style="text-align: justify;"><br /></div>Dr Eric Simonhttp://www.blogger.com/profile/11521111896501339638noreply@blogger.com0tag:blogger.com,1999:blog-3730656447404670771.post-69963311987264730082024-02-21T20:08:00.000+01:002024-02-21T20:08:11.438+01:00Un champ magnétique de type dynamo produit lors des fusions d'étoiles à neutrons<div style="text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;"><div class="separator" style="clear: both; text-align: center;"><a href="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEi5CNABzQNIbYm9ueKnGRs85MUJAzXharXWzzycuaO7McZOB9FPbuVsRSitNH_n6Bq6e7oP7V283nxccmcjRcwlwpKxq8HIeEnV5SKKOOefD0OuAVQPsJO2P1IgpPLTIP78E6ETS8gdQbvVBlbxqI9K74U4tX1zv981Ufq6qGpSK4QT80GJiZCxB7H8Zpo/s1060/41550_2024_2211_Fig1_HTML.webp" style="margin-left: 1em; margin-right: 1em;"><img border="0" data-original-height="587" data-original-width="1060" height="354" src="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEi5CNABzQNIbYm9ueKnGRs85MUJAzXharXWzzycuaO7McZOB9FPbuVsRSitNH_n6Bq6e7oP7V283nxccmcjRcwlwpKxq8HIeEnV5SKKOOefD0OuAVQPsJO2P1IgpPLTIP78E6ETS8gdQbvVBlbxqI9K74U4tX1zv981Ufq6qGpSK4QT80GJiZCxB7H8Zpo/w640-h354/41550_2024_2211_Fig1_HTML.webp" width="640" /></a></div><br />Les fusions d’étoiles à neutrons sont complexes à comprendre. Une petite pièce du puzzle vient peut-être d'être résolue par une équipe d'astrophysiciens grâce à une simulation super chiadée qui permet d'expliquer comment des courts sursauts gamma peuvent être lancés par un magnétar grâce au champ magnétique de type dynamo qui est produit au moment de la collision/fusion. L'étude est publiée dans <i>Nature Astronomy</i>.</span></div><div style="text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;"><br /></span></div><div style="text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;">Les observations à multi-messagers de la fusion d'étoiles à neutrons GW170817 et en particulier les détections de rayons gamma par les télescopes spatiaux Fermi et Integral ont confirmé que les étoiles à neutrons en collision sont une source de sursauts gamma (GRB) de courte durée. Même si les observations de GW170817 ont commencé à révolutionner notre compréhension de l’émission des étoiles à neutrons en fusion, de nombreuses questions restent ouvertes. L’une de ces questions concerne la nature du moteur qui entraîne le GRB, notamment s’il s’agit d’une étoile à neutrons hautement magnétisée (un magnétar) ou d’un trou noir formé après la fusion.</span></div><div style="text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;">Un élément clé dans l'évaluation de l'hypothèse magnétar est la manière dont les champs magnétiques extrêmes nécessaires pour expliquer les émissions peuvent être créés. Kenta Kiuchi (</span><span style="text-align: left;">Institut Max Planck de physique gravitationnelle (Institut Albert Einstein) à Potsdam) </span><span style="font-family: inherit;">et ses collaborateurs ont produit une simulation à ultra haute résolution qui démontre comment ces champs extrêmes peuvent être créés à la suite de la collision chaotique et turbulente de deux étoiles à neutrons. En résolvant les mouvements turbulents à petite échelle dans leurs simulations, ils montrent que de petites zones de champ extrêmement puissant s'organisent en une structure plus grande qui est capable de lancer un écoulement à partir du reste du magnétar et qui serait énergétiquement compatible avec l'émission typique du GRB.</span></div><div style="text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;">Les magnétars ont généralement des intensités de champ magnétique de l'ordre de 10<sup>15</sup> G. Bien que les magnétars puissent être fabriqués dans différents environnements astrophysiques, un canal de formation possible passe par la collision de deux étoiles à neutrons. La turbulence qui se développe lors de la collision et dans l'objet résiduel a été suggérée comme mécanisme permettant d'amplifier le champ magnétique. Lorsque les deux étoiles à neutrons plongent l’une dans l’autre, la majorité de leur moment cinétique orbital est absorbée par la rotation du résidu. Kiuchi et ses collaborateurs montrent que cela conduit à de forts écoulements de cisaillement. Et le long de ces couches de cisaillement, l'instabilité de Kelvin – Helmholtz (IKH) peut créer de petits vortex de champ magnétique puissant (similaire à la façon dont les vagues sont créées à la surface d'un lac dans des conditions venteuses). À mesure que l'objet compact résiduel se stabilise, l’instabilité magnéto-rotationnelle (IRM) peut encore amplifier le champ magnétique et entraîner des mouvements turbulents.
La simulation de l'évolution turbulente de la fusion et du résidu est un défi car elle implique les quatre forces fondamentales : la gravité sous relativité générale pour modéliser la collision relativiste, les forces nucléaires fortes et faibles pour modéliser la matière extrêmement chaude et dense du magnétar et leurs processus de refroidissement. via les neutrinos et la force électromagnétique pour gérer les plasmas hautement magnétisés qui se forment dans les restes de la collision.</span></div><div style="text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;">Et ces simulations sont extrêmement exigeantes en termes de calcul et gourmandes en ressources, car il existe un contraste important entre les mouvements turbulents à petite échelle qui doivent être résolus et la taille et les échelles de temps totales du système. Bien que des simulations de turbulence à haute résolution aient démontré dans le passé que l'IKH et l'IRM peuvent générer de petites zones de champ magnétique de type magnétar, il était moins clair de savoir comment ce champ pouvait être ordonné dans un champ magnétique plus grand pour former les structures à grande échelle nécessaires. Il faut en effet pouvoir expliquer les flux sortants du reste du magnétar et qu'ils soient suffisamment énergétiques pour expliquer les observations du GRB.</span></div><div style="text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;">Kiuchi et coll. montrent que les processus d'amplification non linéaires (en particulier un effet dynamo) apparaissent. Une interaction entre des mouvements circulaires introduits dans la direction radiale α par convection et dans la direction azimutale Ω par rotation conduit à une boucle de rétroaction positive à la suite des turbulences provoquées par l'IKH et l'IRM. Ils montrent que les petites parcelles de champ de type magnétar peuvent être ordonnées en structures suffisamment grandes pour prendre en charge le lancement des flux du GRB. </span></div><div style="text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;">Les astrophysiciens trouvent que le champ magnétique induit un écoulement relativiste dominé par le flux de Poynting avec une luminosité équivalente isotrope d'environ 10<sup>52</sup> erg s<sup>-1</sup> et une éjection de masse post-fusion d'environ 0,1 M⊙ dirigée magnétiquement. Par conséquent, selon eux, l’hypothèse du magnétar, dans laquelle une étoile à neutrons résiduelle ultra-fortement magnétisée entraîne un jet relativiste lors d'une fusion d’étoiles à neutrons, est possible. Les magnétars peuvent donc être les moteurs de sursauts gamma courts et énergétiques, et ils devraient être associés à des kilonovas très brillantes. </span></div><div style="text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;"><br /></span></div><div style="text-align: justify;"><div class="separator" style="clear: both; text-align: center;"><a href="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEi7QSALQ8JlU6lZFYE-nnmy0NGEEXA5hrNW4l2lb7dk2b3tqNTw9K4U4j_ks8veaWnKgbpI42kqYvVaD2KRH7QnWS23pRtwYOHSlBoXp2XZUmiJ-0YyhOCxSlcIkdFi2nAX0ZT6byREfE2U2vjRYLKgHGlsuvC0isYhqtZS2-BSbgs5M9ZL2oLc1o_4A9k/s1517/41550_2024_2194_Fig4_HTML.webp" style="margin-left: 1em; margin-right: 1em;"><img border="0" data-original-height="1023" data-original-width="1517" height="432" src="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEi7QSALQ8JlU6lZFYE-nnmy0NGEEXA5hrNW4l2lb7dk2b3tqNTw9K4U4j_ks8veaWnKgbpI42kqYvVaD2KRH7QnWS23pRtwYOHSlBoXp2XZUmiJ-0YyhOCxSlcIkdFi2nAX0ZT6byREfE2U2vjRYLKgHGlsuvC0isYhqtZS2-BSbgs5M9ZL2oLc1o_4A9k/w640-h432/41550_2024_2194_Fig4_HTML.webp" width="640" /></a></div></div><div style="text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;"><div>Kiuchi et coll. démontrent que même si le champ magnétique initial avait une intensité beaucoup plus faible ou une topologie différente de celle qu'ils ont supposée, la force de saturation et le profil de champ dus à l'instabilité de Kelvin-Helmholtz dans le résidu de la fusion seraient similaires à ceux qu'ils ont trouvés. De plus, la manière dont le champ magnétique poloïdal moyen est défini dans la réalité après la fusion reste un problème ouvert. Kiuchi et ses collaborateurs indiquent que si le champ magnétique poloïdal moyen juste après la fusion est une relique du champ poloïdal d'avant la fusion, soit entre 10<sup>10</sup> et 10<sup>11</sup> G au maximum, cela peut prendre environ 200 ms <span style="font-family: inherit;">pour atteindre l'intensité de saturation de 10<sup>14</sup> à 10<sup>15</sup> G, car ils supposent que le champ poloïdal moyen est amplifié de manière exponentielle avec la période de la dynamo. Par conséquent, le jet pourrait être lancé environ 100 ms après la fusion en réalité. Mais ils rappellent aussi que la structure intérieure du champ magnétique dans les étoiles à neutrons avant la fusion n'est pas bien comprise, et que la reconnexion magnétique du champ poloïdal fluctuant généré par l'instabilité de Kelvin – Helmholtz pourrait améliorer le champ poloïdal moyen après la fusion.</span></div></span></div><div style="text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;"><br /></span></div><div style="text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;">En tous cas, cette preuve de principe qui relie l’amplification turbulente dans le magnétar au lancement des écoulements produisant un GRB est une belle prouesse. Non seulement il a fallu des années de travail pour développer les outils logiciels nécessaires pour permettre ces simulations, mais également un grand soin dans l'analyse détaillée de l'image turbulente complexe du résidu afin d'identifier quel processus de dynamo est à l'origine de la croissance et de l'ordonnancement du champ magnétique.</span></div><div style="text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;"><br /></span></div><div style="text-align: justify;"><div class="separator" style="clear: both; text-align: center;"><a href="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEgtq2Cx_cg5Nbu8dxr7AC6AUjaYcGCBZkCspG1UUXFUZDmjIsx-N6bgLltBbOjpMUiN85ptjSqPnHJxJ3ocBszUTSoCIDhNH2HSU5sdfD09BKN_U70LHFtdkLqhgqLEkns0bpqvpTN2fxM58CX3rxji7nws2ujhbsnoHkH4pgnccH1AoS69vnuxdYdPCOQ/s548/dr_kenta_kiuchi.webp" style="clear: left; float: left; margin-bottom: 1em; margin-right: 1em;"><img border="0" data-original-height="548" data-original-width="426" height="205" src="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEgtq2Cx_cg5Nbu8dxr7AC6AUjaYcGCBZkCspG1UUXFUZDmjIsx-N6bgLltBbOjpMUiN85ptjSqPnHJxJ3ocBszUTSoCIDhNH2HSU5sdfD09BKN_U70LHFtdkLqhgqLEkns0bpqvpTN2fxM58CX3rxji7nws2ujhbsnoHkH4pgnccH1AoS69vnuxdYdPCOQ/w159-h205/dr_kenta_kiuchi.webp" width="159" /></a></div></div><div style="text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;">Kiuchi et ses collaborateurs concèdent que de nombreux processus importants dans la modélisation détaillée des émissions de GRB n'ont pas été pris en compte dans cette simulation (par construction, car même sur les superordinateurs les plus rapides disponibles au monde, une telle simulation ne serait pas réalisable). Cela rend donc difficile la comparaison directe des simulations avec des données d'observation comme celles de GW170817. Néanmoins, ces simulations inédites démontrent le vaste potentiel du domaine de l’astrophysique computationnelle et en particulier le rôle que la simulation numérique peut jouer dans la compréhension des processus astrophysiques qui ne peuvent pas être sondés en laboratoire. </span></div><div style="text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;"><br /></span></div><div style="text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;">Les autres pièces du puzzle, devront être assemblées par les modélisateurs pour construire des modèles qui prennent en compte les résultats de ces simulations directes et les données d'observations, à un coût de calcul beaucoup plus réduit. Les efforts qui sont menés actuellement pour y parvenir sont par exemple des modélisations en grille de la physique qui se produit à des échelles plus petites que celles simulées, ainsi que des approches d'apprentissage automatique qui développent des réseaux de neurones qui apprennent sur des données de simulation à haute résolution en incluant la physique pertinente.</span></div><div style="text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;"><br /></span></div><div style="text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;"><b>Source</b></span></div><div style="text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;"><br /></span></div><div style="text-align: justify;"><div style="font-family: inherit;">A large-scale magnetic field produced by a solar-like dynamo in binary neutron star mergers</div><div style="font-family: inherit;">Kenta Kiuchi et al.</div><div style="font-family: inherit;">Nature Astronomy (15 february 2024)</div><div><div><a href="https://doi.org/10.1038/s41550-024-02194-y">https://doi.org/10.1038/s41550-024-02194-y</a></div><div style="font-family: inherit;"><br /></div></div></div><div style="text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;"><br /></span></div><div style="text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;"><b>Illustrations</b></span></div><div style="text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;"><b><br /></b></span></div><div style="text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;">1. Champs magnétiques produits dans un magnétar résiduel d'une fusion d'étoiles à neutrons (Kiuchi et al.)</span></div><div style="text-align: justify;">2. signaux électromagnétiques du magnétar obtenus dans la simulation (Kiuchi et al.)</div><div style="text-align: justify;">3. Kenta Kiuchi</div><div style="text-align: justify;"><br /></div>Dr Eric Simonhttp://www.blogger.com/profile/11521111896501339638noreply@blogger.com0tag:blogger.com,1999:blog-3730656447404670771.post-50094161769757745772024-02-19T21:40:00.004+01:002024-02-19T22:19:24.711+01:00Deuxième image du trou noir M87*, cuvée 2018<div class="separator" style="clear: both; text-align: justify;"><a href="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEgX0rSzJzIWivSnrtHdBNY7iJKv7QZ2DRdy0JW_TJjXTqB5YFn8mTXWuhUaA8KbBA8_TftX43U7btGTK8osEesXxrbxKo_JQODka-1bNVT19KZttLJZlPnjLH4IzVDCg_Dd5j3C7teXymnDNgkZH0c5NL7dz7aAd6XtX-D1GswvtdA2dt7DxY1Lx-FdMB0/s800/image.jpg" style="margin-left: 1em; margin-right: 1em;"><img border="0" data-original-height="396" data-original-width="800" height="317" src="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEgX0rSzJzIWivSnrtHdBNY7iJKv7QZ2DRdy0JW_TJjXTqB5YFn8mTXWuhUaA8KbBA8_TftX43U7btGTK8osEesXxrbxKo_JQODka-1bNVT19KZttLJZlPnjLH4IzVDCg_Dd5j3C7teXymnDNgkZH0c5NL7dz7aAd6XtX-D1GswvtdA2dt7DxY1Lx-FdMB0/w640-h317/image.jpg" width="640" /></a></div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;">La collaboration Event Horizon Telescope (EHT) a produit une nouvelle image de M87*, enregistrée un an après la première qui avait été révélée en 2019, et à l'aide d'un radiotélescope supplémentaire dans le réseau, situé au Groenland. Dans l'article publié dans <a href="https://doi.org/10.1051/0004-6361/202347932" target="_blank">Astronomy&Astrophysics</a>, on voit un anneau d'exactement la même dimension qu'en 2019, mais différent en terme de zone brillante...</div><
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<iframe width="100%" height="320" src="https://podcloud.fr/podcast/casepasselahaut/episode/numero-1620-deuxieme-image-du-trou-noir-m87-etoile-cuvee-2018/player" frameborder="0" allow="accelerometer; autoplay; encrypted-media; gyroscope; picture-in-picture; fullscreen"></iframe>
div style="text-align: justify;"><br /></div><div><div style="text-align: justify;"><span><a name='more'></a></span>La toute première image de l'ombre de l'horizon de M87* avait été enregistrée le 11 avril 2017 par l'EHT. Pour exploiter tous les radiotélescopes du réseau en même temps et observer la zone du ciel où se trouve la galaxie M87, c'est possible seulement environ une semaine par an, au mois d'avril. Ainsi tous les mois d'avril, l'EHT mène une nouvelle campagne d'observation. Un an après cette semaine miraculeuse d'avril 2017 qui leur avait permis de produire l'image de M87* puis, avec un peu plus de difficultés celle de Sgr A*, le 21 et le 25 avril 2018, la grande collaboration internationale a donc pu réitérer ses observations de M87*.</div><div class="separator" style="clear: both; text-align: justify;"><a href="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEgIxVSiX54pJN9KWQRT_PNSDvh5XdeFX_L-71hTobxhWziJ02BTBN72suUIOLrOEXFCXAaBzu6TxXG2fXsQ_b5eQFPy5AKuzdQIhYzS3Xo3k6UhuTqJTDwmBT1_tdWkas3aql4BDAbkHe0n96ujyV5IsVqtPseJYhxV_HuXEP83ijjhjnspq67TLpTBkAk/s1202/aa47932-23-fig2.jpg" style="margin-left: 1em; margin-right: 1em;"><img border="0" data-original-height="1202" data-original-width="1200" height="640" src="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEgIxVSiX54pJN9KWQRT_PNSDvh5XdeFX_L-71hTobxhWziJ02BTBN72suUIOLrOEXFCXAaBzu6TxXG2fXsQ_b5eQFPy5AKuzdQIhYzS3Xo3k6UhuTqJTDwmBT1_tdWkas3aql4BDAbkHe0n96ujyV5IsVqtPseJYhxV_HuXEP83ijjhjnspq67TLpTBkAk/w637-h640/aa47932-23-fig2.jpg" width="637" /></a></div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;">Il faut dire que pour améliorer les capacités d'observation par rapport à 2017, le Greenland Telescope a rejoint l'EHT, cinq mois seulement après l'achèvement de sa construction. Ce radiotélescope Groenlandais est situé bien au-dessus du cercle arctique, ce qui offre une fidélité d'image améliorée et une résolution angulaire accrue dans la direction nord-sud. En 2017, 8 observatoires composaient l'EHT, ils étaient 9 en 2018, sachant que le South Pole Telescope situé en Antarctique ne peut pas être utilisé pour imager M87* (mais pour Sgr A*, oui...).</div><div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;">Et en 2018, le réseau EHT a également été mis à niveau pour observer dans quatre bandes de fréquences autour de 230 GHz, contre seulement deux bandes en 2017. Plus précisément : 213.1 GHz, 215.1 GHz, 227.1 GHz et 229.1 GHz. Malgré les défis posés par les conditions météorologiques des différents sites en avril 2018 (l'eau absorbe les ondes radio à ces fréquences), les progrès des techniques d'acquisition et d'étalonnage des données ont finalement permis une qualité élevée après quelques années de travail de traitements divers. Les chercheurs ont effectué une analyse des données à l'aide de huit techniques d'imagerie et de modélisation indépendantes. </div></div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;">La nouvelle image que les chercheurs de l'EHT nous offrent ressemble à s'y méprendre à la première. L'ombre de l'horizon fait exactement la même taille : 43,3 µs d'arc pour le diamètre de l'ombre centrale. La première faisait 42 µs d'arc. Cela permet de confirmer que le trou noir est toujours le même, avec la même masse de 6,5 milliards de masses solaires qui avait été déterminée en 2017, un trou noir supermassif situé à une distance de 55 millions d'années-lumière.</div><div style="text-align: justify;">Mes les astrophysiciens précisent que cette valeur de masse n'est pas tout à fait en accord avec deux évaluations très récentes obtenues par la cinématique stellaire spectroscopique dans M87. La première adapte de nouveaux modèles d'orbite triaxiale aux observations du télescope Keck II (Liepold et coll. 2023) et trouve une masse pour M87* de 5,3 milliards M⊙ . La seconde estimation utilise les observations d'optique adaptative des instruments MUSE et OASIS du VLT (Simon et coll. 2024) et trouve initialement une masse de 8,7 milliards M⊙ ! Mais en considérant un profil de masse stellaire différent dans la région interne (et donc un rapport masse/lumière différent), cette méthode obtient une estimation de masse plus raisonnable de 5,5 milliards M⊙ . Ces estimations de masse se situent à moins de 1,5 σ de l'estimation de masse EHT mais sont donc un peu différentes. Il existe bien entendu d’importantes incertitudes systématiques dans ces différentes estimations de masse de M87*.</div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;"><div class="separator" style="clear: both; text-align: center;"><a href="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEjAo59tarKgjwlpGDIsBd45qfs4bTlTQr00elJS2YR9UeQXu9H0zpAvnm2IfpLS8y6423n0tUQJe0xA9jWqD9HkUEI-2z1cYwpxGTfXKbwcrVwN2c_xGs05xRH3jLp5km_ac9q5R4wI54KdwPCtxlMwFgwPAKrtXYgm3T1-_mPOAmqu-tAm-Giv2hy0ZwY/s1200/aa47932-23-fig17.jpg" style="margin-left: 1em; margin-right: 1em;"><img border="0" data-original-height="409" data-original-width="1200" height="218" src="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEjAo59tarKgjwlpGDIsBd45qfs4bTlTQr00elJS2YR9UeQXu9H0zpAvnm2IfpLS8y6423n0tUQJe0xA9jWqD9HkUEI-2z1cYwpxGTfXKbwcrVwN2c_xGs05xRH3jLp5km_ac9q5R4wI54KdwPCtxlMwFgwPAKrtXYgm3T1-_mPOAmqu-tAm-Giv2hy0ZwY/w640-h218/aa47932-23-fig17.jpg" width="640" /></a></div>Mais chose très intéressante, par rapport à la première image de 2017, l'anneau de lumière radio n'est pas tout à fait le même en 2018. La nouvelle image révèle un anneau avec une distribution de luminosité qui culmine vers le sud, ce qui est semblable à l'image précédente, mais avec une différence subtile : l'asymétrie de luminosité qui était observée sur l'image de 2017 est toujours présente, mais tournée d'un angle d'environ trente degrés (dans le sens inverse des aiguilles d'une montre). </div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div><div style="text-align: justify;">La direction du déplacement est cohérente avec une prédiction théorique qui avait été rapportée en 2017, si l'alignement du jet à grande échelle est dans la direction normale au disque. Et en 2020, Wielgus et al. avaient montré des preuves d'une variation de l'angle de position à l'échelle annuelle de la luminosité maximale de l'anneau de M87*, sur la base d'une modélisation simple de données de l'EHT. La présente étude est donc le premier cas où une telle variation à l'échelle annuelle est confirmée sans ambiguïté par l'imagerie. </div><div style="text-align: justify;">D'autre part, de récentes études de surveillance à long terme de M87* utilisant un réseau interférométrique VLBI à une longueur d'onde plus grande ont révélé l'existence d'une oscillation systématique de l'angle de position du jet de M87 à l'échelle du parsec (Walker et al. 2018 ;Cui et el. 2023 ). Cette oscillation pourrait être causée par des instabilités de flux ou à une précession du trou noir supermassif.</div><div style="text-align: justify;">Néanmoins, que la variation temporelle de l'anneau que les chercheurs de l'EHT observent dans M87* et son jet soient physiquement liées ou non, il pourrait de toute façon y avoir certains biais, compte tenu du grand écart spatial qui les sépare et également du manque d'images EHT interannuelles. Une accumulation supplémentaire d'images de l'EHT au cours des prochaines années, ainsi qu'une surveillance du jet à l'échelle du parsec, sont nécessaires pour mieux comprendre l'origine de la variation à l'échelle annuelle de la structure en forme d'anneau et sa possible connexion avec le jet à grande échelle.</div></div><div style="text-align: justify;"><br /></div></div><div style="text-align: justify;">Les astrophysiciens rappellent aussi qu'en plus de la variation de l'angle de position à l'échelle annuelle du point le plus brillant de l'anneau, les simulations de magnétohydrodynamique relativiste (GRMHD) pour l'environnement d'accrétion autour de M87* montrent également que l'angle de position de l'emplacement le plus brillant de l'anneau peut varier en raison de l'environnement d'accrétion turbulent et magnétisé, mais par contre, avec une échelle de temps beaucoup plus petite que la cadence d'observation annuelle de l'EHT. </div><div style="text-align: justify;">En supposant que le jet du trou noir soit aligné perpendiculairement au disque d'accrétion, avec de nombreuses observations annuelles pour accumuler un nombre statistiquement significatif d'images indépendantes, les chercheurs s'attendent à voir l'angle de position de la région la plus lumineuse être plus similaire à celui observé en 2018 qu'en 2017. Étant donné que l'échelle de temps pour les changements d'angle de position dans les simulations GRMHD est petite par rapport à la cadence annuelle des observations, ils n'associent pas nécessairement ce changement avec une rotation globale du flux d’accrétion, mais ils considèrent plutôt les observations de 2018 comme un instantané de l’orientation la plus courante du flux d’accrétion. </div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;">Rendez-vous dans deux ans pour la deuxième image de Sgr A*, à moins que la troisième de M87* arrive avant...</div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;"><b>Source</b></div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;"><div><div>The persistent shadow of the supermassive black hole of M 87</div><div>I. Observations, calibration, imaging, and analysis</div><div>The Event Horizon Telescope Collaboration</div></div></div><div style="text-align: justify;"><div>A&A Volume 681, 18 January 2024</div><div><a href="https://doi.org/10.1051/0004-6361/202347932">https://doi.org/10.1051/0004-6361/202347932</a></div><div><br /></div><div><br /></div></div><div style="text-align: justify;"><b>Illustrations</b></div><div style="text-align: justify;"><b><br /></b></div><div style="text-align: justify;">1. Comparaison des images de M87* de 2017 et 2018 (EHT Collaboration)</div><div style="text-align: justify;">2. Composition de l'Event Horizon Telescope en 2018 (EHT Collaboration) </div><div style="text-align: justify;">3. Construction de l'image par les huit techniques différentes (EHT Collaboration)</div>Dr Eric Simonhttp://www.blogger.com/profile/11521111896501339638noreply@blogger.com0tag:blogger.com,1999:blog-3730656447404670771.post-12295382556901918592024-02-16T20:45:00.008+01:002024-02-18T09:23:09.578+01:00Un sursaut radio rapide observé pile entre 2 glitchs d'un magnétar<p class="MsoNormal" style="background-color: white; color: #222222; line-height: 15.6933px; margin: 0cm 0cm 8pt; text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;"></span></p><div class="separator" style="clear: both; text-align: center;"><span style="font-family: inherit;"><a href="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEgTOAFKGylbula5-Hv6P8OyIA5YpaZdbRu4wwI6YeCz2DR_A5wPSfuFG-7bMcq__3tFaOZTk9PdnjDTliXcc59q3_LmlbghAH9KrsYkD05ZAXqaRpJfJMJ4bhkPUfPH3bCAkOLHQ2xdxkt8cbca5ygOkGGf67JRi8Fc1Yz8nSL8Vnz7A7ZB50fC1kSvV_Q/s750/le-mystere-des-sursauts-radio-rapides-notre-galaxie-eclaircit-750x410.jpg" style="margin-left: 1em; margin-right: 1em;"><img border="0" data-original-height="410" data-original-width="750" height="350" src="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEgTOAFKGylbula5-Hv6P8OyIA5YpaZdbRu4wwI6YeCz2DR_A5wPSfuFG-7bMcq__3tFaOZTk9PdnjDTliXcc59q3_LmlbghAH9KrsYkD05ZAXqaRpJfJMJ4bhkPUfPH3bCAkOLHQ2xdxkt8cbca5ygOkGGf67JRi8Fc1Yz8nSL8Vnz7A7ZB50fC1kSvV_Q/w640-h350/le-mystere-des-sursauts-radio-rapides-notre-galaxie-eclaircit-750x410.jpg" width="640" /></a></span></div><span style="font-family: inherit;"><br />Le 28 avril 2020, </span>un sursaut radio rapide (FRB), de durée milliseconde, a été détecté à partir du magnétar galactique SGR 1935+2154, confirmant l'association longtemps soupçonnée entre certains FRB et les magnétars. Cependant, le mécanisme de génération des FRBs dans les magnétars reste encore peu clair. Mais une équipe d'astrophysiciens vient de faire une observation cruciale sur ce même magnétar lorsqu'il a produit un nouveau FRB le 14 octobre 2022 : une brutale variation de vitesse de rotation de l'étoile à neutrons... Ils publient leur découverte dans <i>Nature</i>.<p></p>
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<p class="MsoNormal" style="background-color: white; color: #222222; line-height: 15.6933px; margin: 0cm 0cm 8pt; text-align: justify;"><span></span></p><a name='more'></a>Rappelons tout d'abord que les magnétars sont des étoiles à neutrons dotées de champs magnétiques extrêmement élevés (≳10<sup>14</sup> gauss), qui présentent divers phénomènes d'émission de rayons X tels que des sursauts sporadiques d'une durée inférieure à la seconde, des augmentations de flux persistantes à long terme et souvent une dérivée variable de leur période de rotation.<p></p><p class="MsoNormal" style="background-color: white; line-height: 15.6933px; margin: 0cm 0cm 8pt; text-align: justify;"><span style="color: #222222;">SGR 1935+2154 est le magnétar de notre galaxie le plus actif de la dernière décennie. Il se trouve à une distance de 6,6 kpc, il arbore une période de rotation de 3,25 s (une fréquence de 307 mHz), et un champ magnétique de 4 10<sup>14</sup> G. Ce magnétar a connu plusieurs éruptions majeures de rayons X et d'ondes radio. L'épisode le plus récent de SGR 1935+2154 s'est produit en octobre 2022 et a duré plusieurs jours, au cours desquels il a émis des centaines de courtes bouffées de rayons X. Et le 14 octobre 2022, à 19:21:47 (temps topocentrique du détecteur CHIME (Canadian Hydrogen Intensity Mapping Experiment, ce magnétar a émis un nouveau sursaut radio rapide (FRB) avec de multiples pics radio mesurés à la fois avec CHIME et le Green Bank Telescope (GBT).</span></p><p class="MsoNormal" style="background-color: white; line-height: 15.6933px; margin: 0cm 0cm 8pt; text-align: justify;"><span style="color: #222222;">Alertés avant cette forte activité, </span><span style="background-color: transparent; text-align: left;"><span style="color: #222222;">Chin-Ping Hu (</span></span><span style="background-color: transparent; text-align: left;"><span style="color: #222222;">Changhua University</span></span><span style="background-color: transparent; text-align: left;"><span style="color: #222222;">) et ses collaborateurs ont </span></span><span style="color: #222222;">lancé une série d'observations avec le télescope spatial NICER (Neutron Star Interior Composition Explorer) installé sur l'ISS, avec une exposition de 75 ks ainsi qu'avec le télescope NuSTAR (Nuclear Spectroscopic Telescope Array), avec une exposition de 96 ks? Ces observations se sont étalées entre le 12 octobre et le 6 novembre 2022. Les observations en rayons X à haute cadence ont ainsi permis aux chercheur d'obtenir une couverture temporelle de 67% autour du FRB, entre 17 h avant et 10 h après, mais n'ont malheureusement pas couvert le FRB lui-même en raison de l'occultation de la Terre. Mais cette cadence a permis une étude détaillée de l'évolution de la fréquence de rotation du magnétar, et les résultats sont superbes. </span></p><p class="MsoNormal" style="background-color: white; line-height: 15.6933px; margin: 0cm 0cm 8pt; text-align: justify;"></p><div class="separator" style="clear: both; text-align: center;"><a href="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEjmcVt01HULxiv2tUldiUw_Q5c_OZi_hLfTcDEQnE9Nvpl18bi-qQpGhReYgUto8_oyscJVaj9tCMWBi-OR0faNunRN6V3h36GsxGwgZEqDuA1RVM1PF2fMYqlOnfSVP1kQqjjOFuHuRqgqXaRdRiICkjJWVON12d7iaKVdldeO_74uEZmydSzhwz7meTE/s1250/NICER_Still_1.jpg" style="margin-left: 1em; margin-right: 1em;"><img border="0" data-original-height="703" data-original-width="1250" height="360" src="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEjmcVt01HULxiv2tUldiUw_Q5c_OZi_hLfTcDEQnE9Nvpl18bi-qQpGhReYgUto8_oyscJVaj9tCMWBi-OR0faNunRN6V3h36GsxGwgZEqDuA1RVM1PF2fMYqlOnfSVP1kQqjjOFuHuRqgqXaRdRiICkjJWVON12d7iaKVdldeO_74uEZmydSzhwz7meTE/w640-h360/NICER_Still_1.jpg" width="640" /></a></div><span style="color: #222222;"><p class="MsoNormal" style="background-color: white; line-height: 15.6933px; margin: 0cm 0cm 8pt; text-align: justify;"><span style="color: #222222;"><br /></span></p>La fréquence de rotation du magnétar a été observée par l'émission thermique pulsée de la surface stellaire en utilisant les données de NICER dans la bande d'énergie de 2 à 8 keV et les données NuSTAR dans la bande d'énergie de 3 à 8 keV. Cela est fait bien sûr a</span><span style="background-color: transparent; text-align: left;"><span style="color: #222222;">près avoir éliminé dans les données les sursauts d'une durée de quelques millisecondes à environ 10 secondes.</span></span><p></p><p class="MsoNormal" style="background-color: white; line-height: 15.6933px; margin: 0cm 0cm 8pt; text-align: justify;"><span style="color: #222222;">Ce qu'observent </span><span style="color: #222222; text-align: left;">Hu</span><span style="color: #222222; text-align: left;"> et ses collaborateurs dans cette plage temporelle entourant l'émission FRB, ce sont deux glitchs! </span><span style="color: #222222; font-family: inherit;">Chaque glitch a impliqué une augmentation significative de la fréquence de rotation du magnétar. Il s'est mis à tourner plus vite brutalement. D'ailleurs, ces glitchs font partie </span><span style="color: #222222; font-family: inherit;">des plus grands changements abrupts dans la rotation d'étoiles à neutrons observés jusqu'à présent. Entre les glitches, les chercheurs ont observé une phase de ralentissement rapide de la rotation, accompagnée d'une augmentation puis d'une diminution de son émission persistante de rayons X et de son taux d'éruptions. En fait, le magnétar a exactement retrouvé sa fréquence de rotation initiale : il a connu une première augmentation de fréquence (le 1er glitch) d'environ 30 µHz, qui a été suivie d'un ralentissement jusqu'à atteindre une fréquence plus basse qu'à l'origine (d'environ 20 µHz), puis à nouveau une augmentation (le second glitch) de 20 µHz pour retomber sur la fréquence de rotation initiale. Et quand les chercheurs tracent l'évolution dans le temps de cette fréquence de rotation, ils observent que l'instant d'émission du FRB du 12 octobre 2022 se trouve exactement entre les deux glitchs ! Ils ont eu lieu 4,4 heures avant et 4,4 heures après le FRB. </span></p><p class="MsoNormal" style="background-color: white; line-height: 15.6933px; margin: 0cm 0cm 8pt; text-align: justify;"><span style="color: #222222; font-family: inherit;">Les astrophysiciens pensent qu'un fort vent magnétosphérique éphémère fournit le couple qui ralentit rapidement la rotation de l'étoile après un glitch. Selon eux, le déclenchement du premier glitch couplerait la croûte de l'étoile à neutrons à sa magnétosphère, ce qui renforcerait les émissions de rayons X et ferait naître le vent qui modifie les conditions magnétosphériques susceptibles de produire le FRB.</span></p><p class="MsoNormal" style="background-color: white; line-height: 15.6933px; margin: 0cm 0cm 8pt; text-align: justify;"><span style="color: #222222; font-family: inherit;"><a href="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEiNLx9a75FG7fJV7xM5LajlHl88n_Pu-BTUr3Tdk2Kw2ovFODKMHF7bsEpVLwzg1Bh7CStPzJFAZ8x0SMWos9oFALKfDQB0jb8Eq7b0o1Rs6z428yA5ttwgTG4jWIP908adD3S70-Av_pipLxXNXtZs9b5bzE0icT6DsDnuIImKdfD4ipqp05ARDduld_Q/s1200/nustar-telescope-illustration-singal_almwef.jpg" style="margin-left: 1em; margin-right: 1em;"><img border="0" data-original-height="675" data-original-width="1200" height="360" src="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEiNLx9a75FG7fJV7xM5LajlHl88n_Pu-BTUr3Tdk2Kw2ovFODKMHF7bsEpVLwzg1Bh7CStPzJFAZ8x0SMWos9oFALKfDQB0jb8Eq7b0o1Rs6z428yA5ttwgTG4jWIP908adD3S70-Av_pipLxXNXtZs9b5bzE0icT6DsDnuIImKdfD4ipqp05ARDduld_Q/w640-h360/nustar-telescope-illustration-singal_almwef.jpg" width="640" /></a></span></p><p class="MsoNormal" style="background-color: white; line-height: 15.6933px; margin: 0cm 0cm 8pt; text-align: justify;"><span style="color: #222222; font-family: inherit;">En raison de l'absence de changements majeurs dans le taux de comptage, le profil de l'impulsion et les spectres autour de l'instant du premier glitch, Hu et ses collaborateurs pensent que cette première variation abrupte de rotation a probablement été déclenchée par un mécanisme interne au magnétar. On pense généralement que les glitchs dans les pulsars normaux et dans certains magnétars résultent d'un transfert de moment cinétique des neutrons superfluides de la croûte interne en rotation rapide (et peut-être du cœur) vers les autres parties de l'étoile à neutrons, ces dernières étant ralenties par les couples magnétosphériques. </span></p><p class="MsoNormal" style="background-color: white; line-height: 15.6933px; margin: 0cm 0cm 8pt; text-align: justify;"><span style="color: #222222; font-family: inherit;">Le ralentissement rapide suite au premier glitch aurait rapidement régénéré le décalage de spin entre le superfluide et le reste de l'étoile, ce qui aurait conduit au second glitch. En utilisant des arguments de conservation du moment cinétique, Hu et ses collaborateurs montrent qu'un court intervalle de temps de 8,8 heures entre les glitchs suggère que la composante superfluide fait plusieurs dizaines de pour cent du moment d'inertie du magnétar, selon les chercheurs. Ceci suggère qu'une partie substantielle du noyau de l'étoile à neutrons et la plupart des neutrons libres de la croûte interne sont dans un état superfluide.</span></p><p class="MsoNormal" style="background-color: white; line-height: 15.6933px; margin: 0cm 0cm 8pt; text-align: justify;"></p><div class="separator" style="clear: both; text-align: center;"><a href="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEi5sVrnHbEU1hFcXi7TPXVb9HTI33_qyLGRlZFXUD9GLlJOR8O-A-UgLQyVUmjUlLqx3wtgX0mxXnyPZj79B6Tk-8hhULj8kcB1GaUwCFWy7WqiDWdHI0lqbOetPZkcsBON-XbiEwyPac2U6o_jmJlh07UDIqwkfqpJieDiLmXv7MZwqVgUgxuvsmO-m2w/s1593/41586_2023_7012_Fig1_HTML.webp" style="margin-left: 1em; margin-right: 1em;"><img border="0" data-original-height="1585" data-original-width="1593" height="524" src="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEi5sVrnHbEU1hFcXi7TPXVb9HTI33_qyLGRlZFXUD9GLlJOR8O-A-UgLQyVUmjUlLqx3wtgX0mxXnyPZj79B6Tk-8hhULj8kcB1GaUwCFWy7WqiDWdHI0lqbOetPZkcsBON-XbiEwyPac2U6o_jmJlh07UDIqwkfqpJieDiLmXv7MZwqVgUgxuvsmO-m2w/w527-h524/41586_2023_7012_Fig1_HTML.webp" width="527" /></a></div><br /><span style="color: #222222; font-family: inherit;"><br /></span><p></p><p class="MsoNormal" style="background-color: white; color: #222222; line-height: 15.6933px; margin: 0cm 0cm 8pt; text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;">L'activité magnétique dans les couches externes peut en effet fournir de la chaleur ou exciter des oscillations, qui conduisent à l'ouverture de tourbillons superfluides dans les couches plus profondes de l'étoile à neutrons. Le mouvement d'un grand nombre de tourbillons superfluides pourrait alors déplacer des tubes de flux supraconducteurs dans le noyau. Ces derniers modifieraient la géométrie du champ magnétique de la couche superficielle, </span><span style="font-family: inherit;">soumettrait la croûte à des contraintes et chaufferait les couches externes, ce qui pourrait entraîner une augmentation des émissions persistantes et du taux de burst quelques heures après le premier glitch.</span></p><p class="MsoNormal" style="background-color: white; color: #222222; line-height: 15.6933px; margin: 0cm 0cm 8pt; text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;">Hu et ses collaborateurs expliquent que c</span><span style="font-family: inherit;">es contraintes sismiques peuvent provoquer une rupture de la croûte de l'étoile à neutrons lors d'un séisme stellaire près des pôles magnétiques, là où le champ est le plus intense. Ce chauffage associé à des températures "super-Eddington" peut conduire à l'expulsion de grandes quantités de plasma riche en ions, formant un vent relativiste optiquement épais et collimaté qui "tord" les lignes de champ de l'étoile. Ce vent éphémère peut naturellement expliquer la période de ralentissement rapide du spin entre les glitches, à condition que la masse cumulée expulsée soit suffisante. Le vent tord les lignes de champ dans la magnétosphère au-dessus des pôles, augmentant en même temps la densité d'énergie du champ magnétique. Ensuite, lorsque le vent s'apaise, il détord le champ vers sa configuration plus permanente et libère la magnétosphère de son surplus de particules chargées, ce qui peut être à l'origine de la baisse du flux de rayons X qui est observée avant le sursaut radio. Dans un tel scénario, des </span><span style="font-family: inherit;">cascades de paires particules/antiparticules apparaissent lorsque la magnétosphère évolue vers un état plus pauvre en charges. </span></p><p class="MsoNormal" style="background-color: white; color: #222222; line-height: 15.6933px; margin: 0cm 0cm 8pt; text-align: justify;"></p><div class="separator" style="clear: both; text-align: center;"><a href="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEiTd5HGUVsXbQQ18WfPPZkDLHrDczI3Xxl_f92opWSoJtb_5PS5MVKkFSw7CZTX2YviwoeEuid9OH8VkbCXqum7U2eDqbvpRoj7WKXgyUN7kSHHq4iyeGQPedPyp8TZslbSGXE2WZcc66LgYHEADFRswJQKKFGxg1DWFzGhmEV3W_PDSjCol9aeUlN1T98/s2263/hu.jpg" style="clear: left; float: left; margin-bottom: 1em; margin-right: 1em;"><img border="0" data-original-height="2263" data-original-width="1752" height="191" src="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEiTd5HGUVsXbQQ18WfPPZkDLHrDczI3Xxl_f92opWSoJtb_5PS5MVKkFSw7CZTX2YviwoeEuid9OH8VkbCXqum7U2eDqbvpRoj7WKXgyUN7kSHHq4iyeGQPedPyp8TZslbSGXE2WZcc66LgYHEADFRswJQKKFGxg1DWFzGhmEV3W_PDSjCol9aeUlN1T98/w148-h191/hu.jpg" width="148" /></a></div><p></p><p class="MsoNormal" style="background-color: white; color: #222222; line-height: 15.6933px; margin: 0cm 0cm 8pt; text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;">Les chercheurs font d'ailleurs le lien avec les deux autres sursauts radio rapides du magnétar </span>SGR 1935+2154, ceux du 28 avril 2020<span style="font-family: inherit;"> et d'octobre 2020. Ils montrent qu'une telle phénoménologie correspond bien à ces deux FRB qui se sont produits dans la phase de déclin de l'activité intense des sursauts X.</span></p><p class="MsoNormal" style="background-color: white; color: #222222; line-height: 15.6933px; margin: 0cm 0cm 8pt; text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;">On le voit, la recherche sur les FRB vient donc de faire un grand pas en associant directement pour la première fois l'émission d'un sursaut rapide d'ondes radio avec un double glitch qui trace un événement dans la croûte de l'étoile à neutrons. SGR </span>1935+2154 est un superbe laboratoire astrophysique. <span style="font-family: inherit;">Les futures observations à haute cadence de SGR 1935+2154, mais aussi d'autres magnétars, à la fois dans les rayons X, et en conjonction avec une surveillance radio attentive comme dans cette étude, aideront à n'en pas douter à comprendre encore mieux les conditions requises pour générer des FRBs, de moins en moins énigmatiques... </span></p><p class="MsoNormal" style="background-color: white; color: #222222; line-height: 15.6933px; margin: 0cm 0cm 8pt; text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;"><br /></span></p><p class="MsoNormal" style="background-color: white; color: #222222; line-height: 15.6933px; margin: 0cm 0cm 8pt; text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;"><b>Source</b></span></p><p class="MsoNormal" style="background-color: white; line-height: 15.6933px; margin: 0cm 0cm 8pt; text-align: justify;"><span style="color: #222222;">Rapid spin changes around a magnetar fast </span><span style="color: #222222;">radio burst</span></p><p class="MsoNormal" style="background-color: white; line-height: 15.6933px; margin: 0cm 0cm 8pt; text-align: justify;"><span style="color: #222222;">Chin-Ping Hu et al.</span></p><p class="MsoNormal" style="background-color: white; line-height: 15.6933px; margin: 0cm 0cm 8pt; text-align: justify;"><span style="color: #222222;">Nature (14 february 2024)</span></p><p class="MsoNormal" style="background-color: white; line-height: 15.6933px; margin: 0cm 0cm 8pt; text-align: justify;"><span style="color: #222222;">https://doi.org/10.1038/s41586-023-07012-5</span></p><p class="MsoNormal" style="background-color: white; line-height: 15.6933px; margin: 0cm 0cm 8pt; text-align: justify;"><span style="color: #222222;"></span></p><p class="MsoNormal" style="background-color: white; line-height: 15.6933px; margin: 0cm 0cm 8pt; text-align: justify;"><br /></p><p class="MsoNormal" style="background-color: white; color: #222222; line-height: 15.6933px; margin: 0cm 0cm 8pt; text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;"><b>Illustrations </b></span></p><p class="MsoNormal" style="background-color: white; line-height: 15.6933px; margin: 0cm 0cm 8pt; text-align: justify;"><span style="color: #222222; font-family: inherit;">1. Vue d'artiste d'un magnétar (</span><span style="color: #222222;">NASA Goddard Space Flight Center/Chris Smith (USRA)</span><span style="color: #222222; font-family: inherit;">)</span></p><p class="MsoNormal" style="background-color: white; color: #222222; line-height: 15.6933px; margin: 0cm 0cm 8pt; text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;">2. Le télescope NICER sur l'ISS '(NASA)</span></p><p class="MsoNormal" style="background-color: white; color: #222222; line-height: 15.6933px; margin: 0cm 0cm 8pt; text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;">3. Vue d'artiste du télescope NuStar (NASA/JPL Caltech)</span></p><p class="MsoNormal" style="background-color: white; color: #222222; line-height: 15.6933px; margin: 0cm 0cm 8pt; text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;">4. Evolution temporelle des signaux X de </span><span style="background-color: transparent;"> </span>SGR 1935+2154 (Hu et al.)</p><p class="MsoNormal" style="background-color: white; color: #222222; line-height: 15.6933px; margin: 0cm 0cm 8pt; text-align: justify;">5. Chin-Ping Hu</p>Dr Eric Simonhttp://www.blogger.com/profile/11521111896501339638noreply@blogger.com2tag:blogger.com,1999:blog-3730656447404670771.post-69348515827470567202024-02-14T22:15:00.004+01:002024-02-14T23:11:01.498+01:00Une kilonova dans le voisinage du système solaire il y a 4 millions d'années <div style="text-align: justify;"><div class="separator" style="clear: both; text-align: center;"><a href="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEgr8jiPEpzsMo6DPOWD83rmvrp0RWlKpxTBVvaQhFXkGEsRN2aP-qSNdCp_n0in4w1x5SlxK5Q8Lcdz727R8N_uWB_xBdQZgG6bhKFH5bMJLBD6QJvNi69BrWVLr8LFeoTg9h-CQjr1Y4LjN_IjFXt-NvPYQowzxr45gq5teFeMEcz1gw38OXsYcALQTNg/s970/gm8bZVLrnvDXKN6uVKdkSZ-970-80.jpeg.webp" style="margin-left: 1em; margin-right: 1em;"><img border="0" data-original-height="529" data-original-width="970" height="350" src="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEgr8jiPEpzsMo6DPOWD83rmvrp0RWlKpxTBVvaQhFXkGEsRN2aP-qSNdCp_n0in4w1x5SlxK5Q8Lcdz727R8N_uWB_xBdQZgG6bhKFH5bMJLBD6QJvNi69BrWVLr8LFeoTg9h-CQjr1Y4LjN_IjFXt-NvPYQowzxr45gq5teFeMEcz1gw38OXsYcALQTNg/w640-h350/gm8bZVLrnvDXKN6uVKdkSZ-970-80.jpeg.webp" width="640" /></a></div><br />La détection récente des isotopes <sup>60</sup>Fe et <sup>244</sup>Pu dans les sédiments océaniques profonds, remontant à 3 ou 4 Mégannées pose un sérieux défi pour l'identification de leur(s) site(s) de production. Alors que le <sup>60</sup>Fe est généralement attribué aux supernovas à effondrement du cœur classiques, le plutonium est formé par processus r, une nucléosynthèse qui apparaît dans des classes très ares de supernovas ou des fusions d'étoiles à neutrons. Des chercheurs ont étudié l'énigme de ces isotopes en simulant l'effet qu'aurait eu une kilonova à proximité de la Terre il y a quelques millions d'années, ils publient leur étude dans<i> The Astrophysical Journal Letters</i>.</div><div style="text-align: justify;"><br /></div>
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<iframe width="100%" height="320" src="https://podcloud.fr/podcast/casepasselahaut/episode/numero-1618-une-kilonova-dans-le-voisinage-du-systeme-solaire-il-y-a-4-millions-dannees/player" frameborder="0" allow="accelerometer; autoplay; encrypted-media; gyroscope; picture-in-picture; fullscreen"></iframe>
<div><div style="text-align: justify;"><span><a name='more'></a></span>La production de la moitié des éléments plus lourds que le fer dans l'Univers (y compris tous les éléments plus lourds que le plomb) est due au processus rapide de capture des neutrons (le processus r). Malgré de nombreux progrès ces dernières années, notre compréhension précise du processus r et de ses rendements de production des différents noyaux d'atomes est actuellement limitée par des incertitudes de nature à la fois de physique nucléaire et d'astrophysique. Tout simplement parce que l'on manque de mesures expérimentales sur les noyaux exotiques riches en neutrons, et que nous connaissons des limites dans la modélisation des sites astrophysiques potentiels, qui sont encore un peu incertains.</div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;">C'est la détection de la kilonova AT2017gfo, qui a été associée sans ambiguïté à la fusion d'étoiles à neutrons GW170817, qui a fourni la première preuve directe de la nucléosynthèse du processus r . La question de savoir si les fusions impliquant au moins une étoile à neutrons sont les seuls sites pertinents pour ce processus est encore débattue aujourd'hui. Les fusions binaires compactes semblent avoir du mal à prendre en compte tous les observables disponibles, comme par exemple l'abondance des éléments du processus r dans les étoiles très pauvres en métaux ou dans les galaxies naines ultrafaibles. D'autres sites possibles de processus r incluent des types rares de supernovas comme les supernovas magnétorotationnelles ou les collapsars, </div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;">Leonardo Chiesa (Université de Trento) et ses collaborateurs se sont penchés sur cette problématique de l'origine des isotopes à relativement courte durée de vie (plusieurs millions d'années) en simulant de nombreuses configurations de fusions d'étoiles à neutrons produisant des restes massifs et expulsant des éjectas dynamiques. Des études antérieures avaient conclu qu'une seule fusion d'étoiles à neutrons ne pouvait pas expliquer les rapports isotopiques observés dans les fonds océaniques. Il existe en tout cas un consensus selon lequel le <sup>60</sup>Fe (durée de vie caractéristique de 3,8 millions d'années) qui est observé dans des échantillons terrestres et lunaires indique qu'un ou plusieurs événements explosifs se sont produits il y a moins de 10 Mégannées non loin de la Terre (à une distance de moins de 120 pc). Le site de production du <sup>60</sup>Fe est en général considéré être une supernova, alors que les fusions d'étoiles à neutrons ont été souvent ignorées pour l'expliquer.</div><div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;">En 2020, Korschinek et al. avaient découvert dans des sédiments des traces de <sup>53</sup>Mn (une durée de vie de 5,4 millions d'années), un isotope qui est généralement associé aux supernovas de type Ia, et ce manganèse radioactif se trouvait à une profondeur similaire à celle du <sup>60</sup>Fe. Récemment, Wallner et al. (2021) ont rapporté de nouvelles mesures de <sup>60</sup>Fe dans les sédiments des grands fonds marins et la croûte de ferromanganèse. Le flux interstellaire de noyaux atomiques déduit de ces mesures montrait deux pics au cours des 10 dernières Mégannées, le plus important des deux étant situé entre -3,5 et -2,5 millions d'années, et le second plus petit et plus étroit culminant à -6,5 millions d'années. Fait intéressant, Wallner et al. ont également documenté l'émergence sans ambiguïté de <sup>244</sup>Pu (durée de vie caractéristique de 116,3 millions d'années), en association avec le pic de <sup>60</sup>Fe le plus récent et le plus important. Sur la base de leurs mesures, ils ont calculé une fluence de <sup>244</sup>Pu dans le milieu interstellaire sur l'orbite terrestre de 7700 noyaux atomiques/cm² et un rapport d'abondance <sup>244</sup>Pu/<sup>60</sup>Fe de 53 10<sup>-6 </sup>pour la fenêtre temporelle entre 0 et 4,6 mégannées. Wallner et coll. avaient attribué les deux pics de <sup>60</sup>Fe à plusieurs supernovas proches se produisant au cours des 10 derniers millions d'années à 50-100 pc de la Terre. Pour expliquer l'abondance de <sup>244</sup>Pu, ils ont considéré une combinaison d'une supernova avec un événement de nucléosynthèse antérieur (une fusion d'étoiles à neutrons).</div></div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div class="separator" style="clear: both; text-align: center;"><a href="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEjIzcYXRplbem-C3Rcm5kKdM-DgA-5C-N8fS5zQDiq8fnqfVOQq8-IgI0H4DUXkOAXxsRwC7SwDzK5Suv2eHpUJwM4Zxu14ru2vvBaDCKDbAU9Pt8KhksRsS29m1scjN-fa3t3HZBmkmg5HolAL4V0i2X0ugjn5ZT3C3pKN1L3_YbN7acv1yWBHqqMCrSY/s685/41467_2015_Article_BFncomms6956_Fig1_HTML.webp" style="margin-left: 1em; margin-right: 1em;"><img border="0" data-original-height="514" data-original-width="685" height="480" src="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEjIzcYXRplbem-C3Rcm5kKdM-DgA-5C-N8fS5zQDiq8fnqfVOQq8-IgI0H4DUXkOAXxsRwC7SwDzK5Suv2eHpUJwM4Zxu14ru2vvBaDCKDbAU9Pt8KhksRsS29m1scjN-fa3t3HZBmkmg5HolAL4V0i2X0ugjn5ZT3C3pKN1L3_YbN7acv1yWBHqqMCrSY/w640-h480/41467_2015_Article_BFncomms6956_Fig1_HTML.webp" width="640" /></a></div><br /><div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;">Quelques mois après, Wang et coll. avaient ensuite comparé les résultats de Wallner et al. avec des prévisions de rendement obtenues à partir de modèles de nucléosynthèse de supernovas et de fusions d'étoiles à neutrons. Ils trouvaient que les observations étaient compatibles avec une source unique située à moins de 100 pc : une supernova avec une production améliorée du processus r , alors que le scénario d'une seule fusion de d'étoiles à neutrons à proximité était pour eux irréalisable. Ils avaient également proposé un scénario dans lequel le <sup>244</sup>Pu était produit par un événement rare et plus lointain polluant la bulle locale, avant d'atteindre la Terre parmi les débris de la supernova proche. </div><div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;">Leonardo Chiesa et son équipe ont donc décidé de remettre au goût du jour le scénario de la fusion d'étoiles à neutrons unique, au lieu d'une supernova, en sa basant sur les données rapportées par Wallner et al. en 2021. Ils ont pour cela développé leur propre modèle. </div></div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;">En supposant que le vent des éjecta est soutenu sur une échelle de temps de 100 à 200 ms après la fusion des deux étoiles à neutrons, Chiesa et ses collaborateurs montrent que l'effet prolongé de l'irradiation des neutrinos et l'anisotropie qui en résulte dans les rendements de nucléosynthèse, impliquent que la détection coïncidente de <sup>60</sup>Fe et de <sup>244</sup>Pu dans la partie la plus récente de la croûte terrestre (≲4 millions d'années) est tout à fait compatible avec une fusion d'étoiles à neutrons. Les éjectas qui sont émis lors de la fusion aux latitudes moyennes et élevées fournissent un rapport de <sup>244</sup>Pu/<sup>60</sup>Fe qui serait compatible avec les observations. La fusion d'étoiles à neutrons aurait pu avoir lieu à une distance de seulement 80 à 150 pc de la Terre selon les chercheurs, et il y a entre 3,5 et 4,5 Mégannées. C'est à la fois proche dans l'espace et dans le temps.</div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;">La différence entre ces résultats et ceux de Wang et al. provient de certaines caractéristiques des modèles de fusion d'étoiles à neutrons. Pour Chiesa et al., le reste de la fusion doit être une étoile à neutrons supermassive, qui ne s’effondre pas tout de suite en trou noir, mais seulement après 100 à 200 ms, pour produire un important éjecta sous forme de vent en spirale, en plus de l’éjecta dynamique. La présence de ces deux composants est essentielle puisque le <sup>60</sup>Fe est synthétisé dans le premier type d'éjecta, tandis qu'une quantité importante de <sup>244</sup>Pu l'est dans le second. Et Wang et al. considéraient un éjecta isotrope, contrairement à Chiesa et al., ce qui fait toute la différence.</div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;">Les chercheurs indiquent qu'en fonction de la rigidité de l'équation d'état des étoiles à neutrons et des masses en jeu des deux étoiles à neutrons, un tel résultat devrait être relativement fréquent et peut-être supérieur à 50 % des cas. A partir des informations sur la distribution angulaire des éjectas, les astrophysiciens constatent que les conditions précises pour correspondre aux observations ne sont réalisées que avec de la matière expulsée aux latitudes moyennes à élevées, c'est-à-dire pour un angle de vue compris entre 30° et 50°. La fraction d'angle solide correspondante ΔΩ/4π est comprise entre 0,18 et 0,27. Bien qu’elle ne soit pas réalisée dans la majorité des cas, la probabilité d’observer une fusion d'étoiles à neutrons dans ces conditions n’est pas négligeable, ni même faible.</div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;">Puisque les modèles de Chiesa et ses collègues défavorisent les angles de vue très proches des pôles, le jet relativiste qui aurait pu provenir d'un tel événement n'aurait pas frappé la Terre, en raison de son petit angle d'ouverture (θ jet ≲ 6°). De plus, la présence d'une plage relativement large de θ permet toujours aux éjectas de se mélanger, en raison de l'expansion latérale qui devient pertinente une fois que la forte onde de choc a converti une grande partie de son énergie cinétique en énergie thermique. Dans ces conditions, les restes de la kilonova devraient commencer à disparaître sur des échelles de temps de quelques centaines de mégannées.</div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div class="separator" style="clear: both; text-align: center;"><a href="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEjX87Ax1mVvYPRJL8skXzs_yccd2hl1NZO2_vHRHOcd-sZuNpcORMVj3R2hT-2lEfpx5AZgbMCrd8fae9ROcd3Vh1ML4EvnD4LffH_tdIBsc_3fNtrur0Wsr96kfDyqqjmGEEfUh-UAzdC0JW4oy5hdf_xze6GHiXLImwktwlhISzYayDsoB5Uecw4flDM/s800/C0183775-Plutonium,_atomic_structure.jpg" style="clear: left; float: left; margin-bottom: 1em; margin-right: 1em;"><img border="0" data-original-height="771" data-original-width="800" height="308" src="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEjX87Ax1mVvYPRJL8skXzs_yccd2hl1NZO2_vHRHOcd-sZuNpcORMVj3R2hT-2lEfpx5AZgbMCrd8fae9ROcd3Vh1ML4EvnD4LffH_tdIBsc_3fNtrur0Wsr96kfDyqqjmGEEfUh-UAzdC0JW4oy5hdf_xze6GHiXLImwktwlhISzYayDsoB5Uecw4flDM/s320/C0183775-Plutonium,_atomic_structure.jpg" width="320" /></a></div><div style="text-align: justify;">Il convient aussi de rappeler que les fusions d'étoiles à neutrons (et, plus généralement, les événements dans lesquels se produit la nucléosynthèse du processus r ) devraient être rares, ce qui fait de leur apparition rapprochée dans un passé récent. un événement exceptionnel.</div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;">Mais l'analyse de Chiesa et al. ne peut pas encore exclure totalement l'origine par une supernova unique ou le modèle en deux étapes discuté dans les travaux antérieurs. L'identification d'autres rapports isotopiques pertinents pourrait être la clé pour distinguer les différents scénarios, comme l'avaient suggéré Wang et al. en 2021 et en 2023. </div><div style="text-align: justify;">Dans ce but, Chiesa et son équipe ont donc calculé les rapports isotopiques par rapport au <sup>244</sup>Pu de huit autres isotopes radioactifs pour deux modèles de fusion d'étoiles à neutrons représentatifs. Ils trouvent que parmi les différents ratios, les valeurs les plus élevées sont observées pour le 107Pd, suivi du 93Zr et de 129I, inférieure d'un ordre de grandeur. Ces tendances sont différentes des valeurs qu'avaient trouvées Wang et al., pour qui le rapport le plus élevé était toujours obtenu pour l'129I. Pour ces isotopes, ainsi que pour le 135Cs et le 182Hf, les valeurs extraites des modèles par Chiesa et al. sont intermédiaires entre les valeurs plus grandes obtenues par une supernova à entraînement magnétique et les plus petites obtenues dans les modèles de supernovas à processus r amélioré. En revanche, les ratios calculés pour les actinides (236U, 237Np, 247Cm) sont similaires à ceux rapportés par Wang et al., ce qui confirme qu'ils ont un faible pouvoir discriminant.</div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;">Enfin, au sujet de la production de <sup>53</sup>Mn, Chiesa et ses collaborateurs montrent que leurs modèles ne son pas capables de reproduire le rapport <sup>53</sup>Mn/<sup>60</sup>Fe qui était prédit par Korschinek et al. en 2020, en raison de la très petite quantité d'éjectas avec une fraction électronique élevée. Mais ils notent que des simulations de fusion d'étoiles à neutrons plus récentes employant un transport de neutrinos plus détaillé (Espino et al. 2023 ; Zappa et al. 2023 ) suggèrent la présence d'une quantité importante d'éjectas à fraction électronique élevée, en particulier dans le cas de résidus de fusion à vie "longue", et qui répondrait donc aux conditions requises pour produire le <sup>53</sup>Mn.</div></div><div style="text-align: justify;">Pour mieux évaluer la viabilité du scénario kilonova, des modèles plus réalistes seraient donc probablement nécessaires. Si elle est confirmée, cette analyse montre que la fusion d’un système binaire d'étoiles à neutrons aurait eu lieu à moins de 500 années-lumière du Soleil il y a environ 4 millions d'années. Lucy et ses copains australopithèques ont dû voir un beau diamant dans le ciel... </div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;"><b>Source</b></div><div style="text-align: justify;"><b><br /></b></div><div style="text-align: justify;"><div>Did a Kilonova Set Off in Our Galactic Backyard 3.5 Myr ago?</div><div>Leonardo Chiesa et al.</div><div>The Astrophysical Journal Letters, Volume 962, Number 2 (13 february 2024)</div><div><a href="http://doi.org/10.3847/2041-8213/ad236e">http://doi.org/10.3847/2041-8213/ad236e</a></div></div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;"><b>Illustrations</b></div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;">1. Vue d'artiste d'une kilonova (Robin Dienel/Carnegie Institution for Science)</div><div style="text-align: justify;">2. Echantillon de sédiments des fonds océaniques contenant du plutonium-244 (Wallner et al. </div><div style="text-align: justify;">3. Caractéristiques physique du plutonium-244 (CARLOS CLARIVAN / SCIENCE PHOTO LIBRARY)</div>Dr Eric Simonhttp://www.blogger.com/profile/11521111896501339638noreply@blogger.com0tag:blogger.com,1999:blog-3730656447404670771.post-90388333602650868142024-02-12T20:43:00.003+01:002024-02-12T21:15:46.343+01:00Découverte d'une étoile grande comme seulement 7 fois la Terre<div style="text-align: justify;"><div class="separator" style="clear: both; text-align: center;"><a href="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEjGQ4tZzXFeX_7_6T2EZC9dLKiVyKCFplpotbQVdnj3hZnQfws-TwPZQKjRFRn21VMk0oDoQ6sOlWbr6neHFPxuYcDppKVDDjRRHMyhB5qieVynQoi9X59UjflV-UDxvkrYYkO45nkHmtiCDJdk1cegiOWBrPTptJ9dSNjD8SHKyVcW3OAHxXb7TgFDAMk/s938/9eb4a9b4b2344a75a82579b760f792f1.png" style="margin-left: 1em; margin-right: 1em;"><img border="0" data-original-height="528" data-original-width="938" height="360" src="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEjGQ4tZzXFeX_7_6T2EZC9dLKiVyKCFplpotbQVdnj3hZnQfws-TwPZQKjRFRn21VMk0oDoQ6sOlWbr6neHFPxuYcDppKVDDjRRHMyhB5qieVynQoi9X59UjflV-UDxvkrYYkO45nkHmtiCDJdk1cegiOWBrPTptJ9dSNjD8SHKyVcW3OAHxXb7TgFDAMk/w640-h360/9eb4a9b4b2344a75a82579b760f792f1.png" width="640" /></a></div><br />Des astrophysiciens chinois ont récemment découvert un système d’étoiles binaires étonnant, composé d’une naine blanche et d’une petite étoile de type sous-naine chaude. Les deux étoiles se tournent autour l'une de l'autre en seulement 20,5 minutes. Et elles sont sur le point de générer un fort rayonnement d’ondes gravitationnelles d’une fréquence de l'ordre du millihertz, qui devrait être détecté par les futurs observatoires spatiaux d’ondes gravitationnelles. Ils publient leur étude dans <i><a href="https://doi.org/10.1038/s41550-023-02188-2" target="_blank">Nature Astronomy</a></i>. </div><div style="text-align: justify;"><br /></div>
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<iframe allow="accelerometer; autoplay; encrypted-media; gyroscope; picture-in-picture; fullscreen" frameborder="0" height="320" src="https://podcloud.fr/podcast/casepasselahaut/episode/numero-1617-decouverte-dune-etoile-grande-comme-seulement-7-fois-la-terre/player" width="100%"></iframe>
<div style="text-align: justify;"><span><a name='more'></a></span>Jie Lin et ses collaborateurs ont utilisé le télescope TMTS de l'Observatoire Xinglong situé dans la province du Hebei, au nord de la Chine.
Depuis sa mise en service en 2020, le TMTS scrute l’hémisphère nord avec une cadence d’environ une minute. À la fin de 2023, TMTS avait accumulé des données photométriques sur plus de 27 millions d’étoiles, qui comprennent des dizaines de sources variables à courte période. L’équipe a découvert ce système binaire unique parmi ces variables à courte période, et il porte maintenant le nom de TMTS J0526. Le couple d'étoiles se situe à environ 2 760 années-lumière. Le système abrite une étoile naine blanche de type carbone-oxygène assez classique et une étoile sous-naine de type B, qui a la particularité d'avoir faible masse de seulement 0,33 masse solaire, et aussi un tout petit rayon. Celui-ci ne fait que 0,066 R⊙, soit à peine 7 fois le rayon de la Terre. Cette étoile est donc 1000 fois plus dense que le Soleil. C'est l'étoile la plus petite en volume connue. </div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;">Cette sous-naine vérifie la prédiction théorique de la formation d'un tel système binaire spécial qui avait été proposée par l'équipe de Han Zhanwen en 2003. La théorie de l'évolution binaire prédit en effet que la deuxième éjection d'enveloppe commune peut produire des étoiles sous-naines de type B de faible masse (de 0,32 à 0,36 M⊙) à l'intérieur de systèmes binaires à période orbitale ultracourte, car leurs noyaux d'hélium sont allumés dans des conditions non dégénérées. Et avec la désintégration orbitale provoquée par le rayonnement d'ondes gravitationnelles des deux étoiles, les périodes orbitales minimales des binaires détachées de ce type pourraient théoriquement être aussi courtes que 20 minutes. Mais jusqu'à aujourd'hui, seules quatre binaires avec une sous naine de type B et avec des périodes orbitales inférieures à une heure ont été observées, et aucune d'entre elles n'a une période orbitale proche de la limite théorique de 20 minutes. TMTS J0526 vient donc combler ce vide.</div><div style="text-align: justify;">TMTS J0526 est une binaire ellipsoïdale dont la période orbitale n'est que de 20,5 minutes. Dans ce système, l'étoile visible est la sous-naine, et la naine blanche n'est pas visible. Et la petite étoile chaude est déformée par les marées induites par la naine blanche de type carbone-oxygène. Elle approche d'ailleurs la limite d'inflammation de l'hélium d'après les données, bien qu'une étoile de type naine blanche à noyau d'hélium ne puisse pas être complètement exclue, selon Lin et ses collaborateurs (la probabilité est de 0,46%...).</div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div><div style="text-align: justify;">J0526 est ce qu'on appelle une binaire ultracompacte. Sa période orbitale extrêmement courte, sa compagne naine blanche et la composante sous-naine de faible masse qui est un en fait le coeur d'hélium résiduel d'une étoile de la séquence principale, suivent exactement les prédictions théoriques du deuxième canal d'éjection d'enveloppe commune. A partir de la masse de J0526B qui a été trouvée égale à 0,33 M⊙, Lin et ces collaborateurs calculent que le rayon de son lobe de Roche vaut environ 0,079 R⊙ , ce qui est plus large que la taille de J0526B (0,066 R⊙) et donc cohérent avec l'inférence selon laquelle ce système binaire est actuellement détaché. Mais Lin et ses collaborateurs montrent qu'avec une contraction orbitale provoquée par le rayonnement d'ondes gravitationnelles, après environ 1,5 Mégannées, J0526B débordera de son lobe de Roche et transférera alors de la masse vers la naine blanche qui aura à ce moment là une période orbitale d'environ 14 min. Cela conduira à la formation d'une étoile de type AM CVn. Les étoiles de type AM Canum Venaticorum (du nom de l'étoile protoype d'un tel système), sont des étoiles variables cataclysmiques, dans lesquelles une naine blanche accrète de la matière pauvre en hydrogène d'une étoile compagne compacte. Elles sont caractérisées par des spectres singuliers qui sont largement dominés par l'hélium. </div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div class="separator" style="clear: both; text-align: center;"><a href="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEh21DB4XZFMgI1uWsn6-pr9WfDDvCKq9hcoRGhtRLuQn0PtrD-GfnJAYRP3XW_9HMzFNwN19lT9LSOUnTEIqAy9Jj_3tIAAj5TSpjHsR4hx4gROa5VDKr2QIeyzEON4ZNpdDiWHbdk8FUzr30RcOOlVLzuoQOI4MJxJjccAxVYBLr4j04iKTguig7EZV_c/s1024/0ba9bf3804e840ccbeb1e5d5f35d2d41.png" style="margin-left: 1em; margin-right: 1em;"><img border="0" data-original-height="576" data-original-width="1024" height="360" src="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEh21DB4XZFMgI1uWsn6-pr9WfDDvCKq9hcoRGhtRLuQn0PtrD-GfnJAYRP3XW_9HMzFNwN19lT9LSOUnTEIqAy9Jj_3tIAAj5TSpjHsR4hx4gROa5VDKr2QIeyzEON4ZNpdDiWHbdk8FUzr30RcOOlVLzuoQOI4MJxJjccAxVYBLr4j04iKTguig7EZV_c/w640-h360/0ba9bf3804e840ccbeb1e5d5f35d2d41.png" width="640" /></a></div><br /><div style="text-align: justify;">En raison de la nature non dégénérée de J0526B (c'est à dire une étoile qui n'est pas une naine blanche), son rayon diminuera en réponse à la perte de masse (c'est l'inverse pour une naine blanche), favorisant ainsi une contraction orbitale supplémentaire entraînée par le rayonnement gravitationnel. Au fur et à mesure que le transfert de masse éteint la combustion de l'hélium, J0526B entamera une transition vers un état dégénéré, devenant par exemple une mini-naine blanche à noyau d'Hélium. Lorsque la pression de dégénérescence électronique deviendra dominante, J0526, qui sera alors un couple de naines blanches, devrait atteindre une période orbitale minimale de ∼ 9 min, puis J0526B commencera à se dilater à mesure qu'elle perdra de la masse, conduisant alors à une période orbitale croissante comme le prédit la théorie de l'évolution binaire. En fin de compte, l'étoile donneuse dans un tel système AM CVn évoluera vers un état de planète en orbite autour de la "grosse" naine blanche initiale, ou bien elle sera déchiquetée par les effets de marée induits par la naine blanche lorsque sa masse deviendra inférieure à 0,002 M⊙ comme l'avaient montré Ruderman et al. en 1985.</div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;">En résumé, J0526 est une binaire détachée unique qui a la période orbitale la plus courte connue. Elle pourrait fournir des preuves observationnelles cruciales soutenant un schéma évolutif complet, allant des couples d'étoiles de la séquence principale devenant des binaires séquence principale + naine blanche, puis passant ensuite aux binaires sous-naine + naine blanche et enfin aux systèmes AM CVn. J0526 n'est probablement qu'une tête de série, avec les futurs grands télescopes mais aussi les détecteurs d'ondes gravitationnelles spatiaux, d'autres binaires du même type à période orbitale extrêmement courte seront découvertes, ce qui fera avancer notre compréhension de la formation. des étoiles sous naines, et des étoiles binaires de type AM CVn.</div></div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;"><b>Source</b></div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;"><div>A seven-Earth-radius helium-burning star inside a 20.5-min detached binary</div><div>Jie Lin et al.</div><div>Nature Astronomy (9 february 2024)</div><div><div><a href="https://doi.org/10.1038/s41550-023-02188-2">https://doi.org/10.1038/s41550-023-02188-2</a></div><div><br /></div></div><div><br /></div><div><b>Illustrations</b></div><div><br /></div><div>1. Vue d'artiste du système binaire TMTS J0526 (Xinhua university)</div><div>2. Le télescope TMTS (Xinhua university)</div><div><br /></div></div>Dr Eric Simonhttp://www.blogger.com/profile/11521111896501339638noreply@blogger.com0tag:blogger.com,1999:blog-3730656447404670771.post-61658348235118724802024-02-09T20:46:00.004+01:002024-02-09T22:13:00.967+01:00Le gap entre super-Terres et sous-Neptunes enfin expliqué<div><div class="separator" style="clear: both; text-align: justify;"><a href="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEjoFmAVx6JOJin5fzgFzPJtUqDHUGZDAHWNvTBbBo6QfX7LuFvTy-vODIB7yFKvinOyg5Qz0bKm8yq0ZLXHE_F2NQUq0uQ6N6j-vlKEodyEu1qSGhnzKHP6ZeXLNJmCFKF0C5RwPfPBEHz0Vj8Na9gL4_JGNfpLps049ikIgvpiTPtpIugkhs7UtlcbKG8/s2880/migration-solves-exopl-1.jpg" style="margin-left: 1em; margin-right: 1em;"><img border="0" data-original-height="1639" data-original-width="2880" height="364" src="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEjoFmAVx6JOJin5fzgFzPJtUqDHUGZDAHWNvTBbBo6QfX7LuFvTy-vODIB7yFKvinOyg5Qz0bKm8yq0ZLXHE_F2NQUq0uQ6N6j-vlKEodyEu1qSGhnzKHP6ZeXLNJmCFKF0C5RwPfPBEHz0Vj8Na9gL4_JGNfpLps049ikIgvpiTPtpIugkhs7UtlcbKG8/w640-h364/migration-solves-exopl-1.jpg" width="640" /></a></div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;">Parmi la population de plus 5000 exoplanètes connues à ce jour, il existe un trou incompris dans la distribution du rayon des planètes, entre les superTerres et les sous-Neptunes (vers R ∼ 1,7 R ⊕). Une équipe d'astronomes s'est repenchée sur cette question et a trouvé une solution très intéressante... Ils publient leur étude dans <i>Nature Astronomy</i>.</div></div>
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<iframe width="100%" height="320" src="https://podcloud.fr/podcast/casepasselahaut/episode/numero-1616-le-gap-entre-super-terres-et-sous-neptunes-enfin-explique/player" frameborder="0" allow="accelerometer; autoplay; encrypted-media; gyroscope; picture-in-picture; fullscreen"></iframe>
<div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;"><span><a name='more'></a></span>La "vallée du rayon" qui est observée dans la distribution du rayon des exoplanètes, sépare les super-Terres des sous-Neptunes (<span style="font-family: inherit;">R ∼ 1,7 R ⊕</span>). C'est une caractéristique clé que les modèles théoriques doivent expliquer mais n'ont pas encore réussi à faire. Classiquement, ce gap est interprété comme étant le résultat de la perte des enveloppes primordiales d’hydrogène et d’hélium (H/He) autour de noyaux rocheux. </div><div style="text-align: justify;">Pour creuser cette problématique, Remo Burn (Max Planck Institut für Astronomie, Heidelberg) et ses collaborateurs ont construit une modélisation avancé de formation et d'évolution qui décrit la croissance et l'évolution des planètes, depuis des corps solides de la taille d'une lune dans un disque protoplanétaire jusqu'aux systèmes planétaires matures. En utilisant de nouvelles équations d'état et des modèles de structure intérieure pour traiter l'eau sous forme de vapeur mélangée à de l'hydrogène et de l'hélium, Burn et ses collaborateurs parviennent à reproduire naturellement la "vallée du rayon" à l'emplacement qui est observé dans la distribution statistiques des exoplanètes.</div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div><div style="text-align: justify;">Les résultats montrent que la vallée du rayon peut être interprétée comme la séparation entre des super-Terres rocheuses formées in situ et des sous-Neptunes plus massives, mais formées ex situ et qui seraient riches en eau. Et ces résultats permettent aussi de retrouver ce que les astronomes appellent la "falaise du rayon" : une chute abrupte qui se produit à des rayons plus grands (<span style="font-family: inherit;"><i style="background-color: white; box-sizing: inherit; color: #222222;"><span style="box-sizing: inherit; vertical-align: inherit;">R </span></i><span style="background-color: white; color: #222222;"></span><span class="stix" style="background-color: white; box-sizing: inherit; color: #222222;"><span style="box-sizing: inherit; vertical-align: inherit;">></span></span><span style="background-color: white; box-sizing: inherit; color: #222222; vertical-align: inherit;"><span style="box-sizing: inherit; vertical-align: inherit;"> 3 </span></span><i style="background-color: white; box-sizing: inherit; color: #222222;"><span style="box-sizing: inherit; vertical-align: inherit;">R </span></i><span style="background-color: white; bottom: -0.25em; box-sizing: inherit; color: #222222; line-height: 0; position: relative; vertical-align: baseline;"><span class="stix" style="box-sizing: inherit;">⊕</span></span></span>). </div><div style="text-align: justify;">L'approche statistique de Burn et son équipe indique que la distribution synthétique des rayons qu'ils reproduisent est quantitativement en accord avec les observations. En couplant un modèle global de formation de planètes avec une migration orbitale et des interactions à N corps avec différentes voies d'évolution, les chercheurs identifient en fait deux scénarios qui conduisent ensemble à une distribution des rayons planétaires cohérente avec l'emplacement observé de la vallée du rayon.</div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;">D'un côté, les planètes de type Super-Terres contenant initialement un mélange d'hydrogène et d'hélium doivent perdre leur atmosphère en raison de la photo évaporation, ce qui a pour effet de peupler dans la distribution le pic des super-Terres qui ont un noyau rocheux évaporé. </div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div><div style="text-align: justify;">De l'autre côté, les chercheurs expliquent comment la migration orbitale peut façonner la répartition des planètes principalement riches en eau et à enveloppe de vapeur, qui peuplent le pic des sous-Neptunes. Un aspect clé ici est l’état de l’eau, qui doit être dans une phase de vapeur supercritique mélangée à H/He. Ces sous-Neptunes seraient surreprésentées parce que la migration vers l'extérieur du système stellaire à favorisé le maintien d'une forte enveloppe gazeuse, voire son grossissement.</div><div class="separator" style="clear: both; text-align: center;"><a href="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEgTQnPFhmBFwJjtsvFcTdAPxU6qp7Wvg_5SbNgbj9nIHzljNqew3x2lYIbNXGsn3J9f3LHYgw4ivm3zFHF3LLTTaZJHTFIU3noJqXGqkvIyz1mtpjyTXsOz8W2YR8aCvIVwV-nSFm5xOLwy1WDHeLHhlIhRFzJjrmeVTRXFgXFZuh1xpN-Y8YLWhFwNNFs/s1657/at_def.jpg" style="clear: left; float: left; margin-bottom: 1em; margin-right: 1em;"><img border="0" data-original-height="1657" data-original-width="1420" height="320" src="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEgTQnPFhmBFwJjtsvFcTdAPxU6qp7Wvg_5SbNgbj9nIHzljNqew3x2lYIbNXGsn3J9f3LHYgw4ivm3zFHF3LLTTaZJHTFIU3noJqXGqkvIyz1mtpjyTXsOz8W2YR8aCvIVwV-nSFm5xOLwy1WDHeLHhlIhRFzJjrmeVTRXFgXFZuh1xpN-Y8YLWhFwNNFs/s320/at_def.jpg" width="274" /></a></div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;">En résumé, au départ, il n'y aurait pas eu de trou ou de vallée. Les SuperTerres étaient initialement aussi grosses que les sous-Neptunes (toutes peuplant la fameuse vallée), mais les futures sous-Neptunes se sont éloignées de leur étoile et on un peu grossi à cause de l'eau qu'elle contiennent, tandis que les futures super-Terres, elles, ont subi un mécanisme évolutif de perte de masse : une fuite atmosphérique (évaporation), ce qui les a fait quitter la vallée pour se rapprocher de R ∼ 1,2 R ⊕). Sans évaporation, les planètes rocheuses avec de petites atmosphères H/He qui se forment pendant la phase de disque gazeux à l'intérieur de la ligne de glace conduiraient à des planètes de faible masse avec de grands rayons, ce qui entraînerait une distribution de rayons incompatible avec les observations...</div></div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;">L'explication théorique que les chercheurs fournissent aujourd'hui est une solution hybride qui s'applique à la fois à la vallée du rayon et à la falaise du rayon, dans laquelle ce sont la migration orbitale et l'évasion atmosphérique qui jouent des rôles prépondérants. Et la solution de Burn et ses collaborateurs implique une prédiction qui pourrait être observable. En effet, ça ne marche que si il existe des sous-Neptunes riches en eau. Selon eux, si cette prédiction s’avérait incorrecte, cela nécessiterait une révision des aspects fondamentaux de la théorie de la formation planétaire. Ils évoquent par exemple les aspects liés aux structures de disques protoplanétaires qui devraient conduire à une moindre migration orbitale ou à une plus grande efficacité des pertes volatiles lors de l'assemblage des planètes. </div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;">Aujourd'hui, on n'a encore très peu (voire pas) de données d'observation de la composition des sous-Neptunes, mais avec l'aide du télescope spatial Webb et de la future mission ARIEL, les astronomes espèrent bien trouver des preuves de l'existence de sous-Neptunes riches en eau. </div></div><div style="text-align: justify;"><br /><br /></div><div style="text-align: justify;"><b>Source</b></div><div style="text-align: justify;"><b><br /></b></div><div><div style="text-align: justify;">A radius valley between migrated steam worlds and evaporated rocky cores</div><div style="text-align: justify;">Remo Burn, et al.</div></div><div style="text-align: justify;">Nature Astronomy (9 february 2024)</div><div><div style="text-align: justify;"><a href="https://doi.org/10.1038/s41550-023-02183-7">https://doi.org/10.1038/s41550-023-02183-7</a></div><div style="text-align: justify;"><br /></div></div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;"><b>Illustrations</b></div><div style="text-align: justify;"><b><br /></b></div><div style="text-align: justify;">1. Distribution des rayons des exoplanètes (R. Burn, C. Mordasini / MPIA)</div><div style="text-align: justify;">2. Remo Burn</div><div style="text-align: justify;"><br /></div>Dr Eric Simonhttp://www.blogger.com/profile/11521111896501339638noreply@blogger.com0tag:blogger.com,1999:blog-3730656447404670771.post-59215044120258357632024-02-08T19:21:00.002+01:002024-02-08T20:23:09.418+01:00L'océan de Mimas<div style="text-align: justify;"><div class="separator" style="clear: both; text-align: center;"><a href="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEhrpcW62fvz6G9I43ezqCdmGuBETzi_8AKUYhDhm8-xYVdPC5QEyakbgDHuZtiRffkoibbDTBIcFnVeNnqT9rDoi6NxkDjnVP3FoKEreog2gYkIzAJGDlRQjkknz2bloUSPnZ2FgVQWonf89h2UHLvonYnHlz4FRKYu2rpYlxl1MDd4byyaH8rSaYICffc/s1500/mimas.jpg" style="margin-left: 1em; margin-right: 1em;"><img border="0" data-original-height="900" data-original-width="1500" height="384" src="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEhrpcW62fvz6G9I43ezqCdmGuBETzi_8AKUYhDhm8-xYVdPC5QEyakbgDHuZtiRffkoibbDTBIcFnVeNnqT9rDoi6NxkDjnVP3FoKEreog2gYkIzAJGDlRQjkknz2bloUSPnZ2FgVQWonf89h2UHLvonYnHlz4FRKYu2rpYlxl1MDd4byyaH8rSaYICffc/w640-h384/mimas.jpg" width="640" /></a></div><br />Mimas vient de rejoindre la liste croissante de lunes glacées qui sont également des mondes océaniques. La découverte à laquelle les planétologues ne s'attendaient pas vraiment, est rapportée aujourd'hui dans <i><a href="https://doi.org/10.1038/s41586-023-06975-9" target="_blank">Nature</a></i>. La géologie de Mimas ne montre aucun signe d'un éventuel océan enfoui, comme les structures de glace qui se bousculent sur Europe, la lune de Jupiter, ou les geysers qui jaillissent d'Encelade , une autre lune glacée de Saturne. Et pourtant...</div><div style="text-align: justify;"><br /></div>
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<iframe width="100%" height="320" src="https://podcloud.fr/podcast/casepasselahaut/episode/numero-1615-locean-de-mimas/player" frameborder="0" allow="accelerometer; autoplay; encrypted-media; gyroscope; picture-in-picture; fullscreen"></iframe>
<div><div style="text-align: justify;"><span><a name='more'></a></span>C'est l'orbite changeante de Mimas qui a finalement indiqué à Valery Lainey (Observatoire de Paris) et ses collaborateurs que le satellite possède un océan souterrain, contredisant ce que l'on pensait savoir sur l'enveloppe solide de Mimas. Rappelons que Mimas est un petit corps d'environ 400 km de diamètre qui est très connu par son gros cratère qui lui donne l'aspect de l'Etoile Noire de Star Wars. Mimas est en fait légèrement ovoïde, une forme courante parmi les satellites planétaires qui sont en rotation synchrone (c'est-à-dire ceux qui gardent le même côté face à la planète). Lainey et al . ont analysé des mesures précises des changements dans l'orbite et la rotation de la lune, qui sont affectés par la composition de son intérieur (un oeuf cru et un oeuf dur ne tournent pas de la même façon, c'est à ça qu'on les reconnaît...). Ces changements sur le petit satellite peuvent être suivis en mesurant ses moments d'inertie, qui mesurent sa résistance à l'accélération de rotation, et dépendent à la fois de la forme de la surface de la lune et de la manière dont la matière est répartie à l'intérieur.</div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;">Les moments d'inertie de Mimas ont déjà été sondés en observant ses mouvements de libration lors de ses révolutions autour de Saturne. Ces mesures ont révélé que les librations de Mimas sont beaucoup plus importantes que ce que laisserait penser la forme de sa surface. Cela pouvait s'expliquer par le fait que Mimas possède soit un noyau rocheux très allongé, ce qui accentuerait la différence entre ses moments d'inertie, soit un océan interne, qui permettrait à sa coque externe d'osciller indépendamment de son noyau. Et comme il n’existait aucune preuve de l’existence d’un océan, de nombreux planétologues avaient préféré l’hypothèse du noyau allongé. Mais l’option océanique vient de bénéficier d'une nouvelle preuve.</div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;">Un corps légèrement aplati tel que la Terre ou Saturne fait précesser les orbites de ses satellites vers l'avant, ce qui signifie que les ellipses tracées par les orbites tournent lentement dans l'espace, dans la direction du mouvement orbital des satellites. Mais, de manière contre-intuitive, la forme allongée d’une lune en rotation synchrone induit l’effet inverse : l’orbite de la lune est en précession vers l’arrière, opposée à la direction du mouvement orbital.</div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;">En analysant les mesures de position de Mimas qui ont été effectuées par la sonde Cassini, Lainey et al. ont déterminé que l'orbite de la lune recule de cette manière. Ils arrivent à cette mesure de précession inverse de faible amplitude après avoir supprimé d'autres effets dynamiques. La grande surprise est que, si l'on suppose que Mimas est gelé et solide, les moments d'inertie calculés à partir de ses librations ne correspondent pas à ceux nécessaires pour expliquer sa précession orbitale. Lainey et coll . montrent qu'aucune distribution interne de masse dans un corps solide ne peut expliquer ces deux ensembles de données. Selon eux, la seule conclusion viable est que Mimas possède un océan souterrain. Ils peuvent même dire que la croûte de glace qui l'entoure doit faire de 20 à 30 km d'épaisseur.</div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;">Le fait que Mimas soit lui aussi un monde océanique a de nombreuses implications. Mimas a une grande excentricité orbitale, ce qui signifie que son orbite trace une ellipse plutôt qu'un cercle parfait. Mais cette excentricité diminuerait rapidement si l’intérieur de la Lune pouvait réagir facilement aux forces gravitationnelles exercées sur Mimas par d’autres corps. Cela indique que l’océan ou l’excentricité orbitale – ou même les deux – n’ont dû exister que depuis une courte période, que les chercheurs évaluent moins de 25 millions d’années, seulement ! Et les chercheurs ont effectué des simulations qui montrent que l'interface océan-glace n'a atteint une profondeur de moins de 30 kilomètres que récemment (il y a moins de 2 à 3 millions d'années), un laps de temps trop court pour que des signes d'activité à la surface de Mimas apparaissent.</div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div class="separator" style="clear: both; text-align: center;"><a href="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEj5Tc7zOQyBy4ziN48UrDXfLq0CugeC47BOvro8CZ1kMzTRQgDcTtzO4U4RWPoTiO1vjabsnmfszYqtrhnQwr5qXISWX1OFgG2OFMkJz0VyYa_l0bBTTARjl9FachsmV_BIHQnIu2Ja183ZwB0qG9Y5KRmpgdEmvj0q0Hk0nQ67cEC440-wCxR_ssR8RGI/s685/41586_2023_6975_Fig1_HTML.webp" style="margin-left: 1em; margin-right: 1em;"><img border="0" data-original-height="393" data-original-width="685" height="323" src="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEj5Tc7zOQyBy4ziN48UrDXfLq0CugeC47BOvro8CZ1kMzTRQgDcTtzO4U4RWPoTiO1vjabsnmfszYqtrhnQwr5qXISWX1OFgG2OFMkJz0VyYa_l0bBTTARjl9FachsmV_BIHQnIu2Ja183ZwB0qG9Y5KRmpgdEmvj0q0Hk0nQ67cEC440-wCxR_ssR8RGI/w563-h323/41586_2023_6975_Fig1_HTML.webp" width="563" /></a></div><br /><div style="text-align: justify;">En particulier, le fameux grand cratère Herschel n'aurait pas pu se former dans une coquille de glace aussi mince que le prédisent Lainey et ses collègues. Les planétologues estiment ainsi que la coquille de glace a dû s'amincir de plusieurs dizaines de kilomètres depuis la formation d'Herschel. Un amincissement de la coquille de glace pourrait également expliquer pourquoi Mimas ne présente pas les fortes fracturations qui sont observées sur les lunes océaniques telles qu'Europe et Encelade. On voit que les caractéristiques géologiques peuvent aider les chercheurs à déterminer le moment de la formation des océans et les conditions orbitales qui ont stimulé la croissance d’un océan.</div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div><div style="text-align: justify;">Les simulations de Lainey et ses collaborateurs montrent que l’océan est apparu entre 25 mégannées pour le cas le moins dissipatif et seulement 2 à 3 mégannées pour le cas le plus dissipatif. Dans tous les cas, une croissance rapide de l’océan interne se serait produite au cours des derniers millions d’années. Il est intéressant de noter que le modèle le plus dissipatif aboutit à un flux thermique de surface plus faible, en raison de la fonte très rapide et du retard dans la propagation de la vague de chaleur à la surface. À titre de comparaison, le flux thermique de surface de 20 à 25 mW m-2 obtenu ici correspond au flux thermique de surface qui est estimé dans les terrains de cratères les plus anciens observés dans la région équatoriale d'Encelade. Les planétologues indiquent clairement qu'un noyau poreux hydrothermalement actif à l'intérieur de Mimas comparable à ce qui existe sur Encelade est possible, même en l'absence d'activité de surface. </div></div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;">Lainey et ses collaborateurs essayent aussi de trouver un éventuel lien avec l'excentricité atypique de Mimas. Ils montrent notamment qu'une excentricité importante pour Mimas pourrait être obtenue en considérant une résonance à trois corps impliquant Mimas, Dione et Titan. Et qu'une autre possibilité pourrait être que Mimas ait traversé une rencontre résonante, mais sans capture. Une telle hypothèse avait été étudiée en 2019 pour expliquer la formation de la Division de Cassini. Mais pour une excentricité passée de 2,3 à 2,9 fois la valeur actuelle, Mimas ne peut plus à lui seul expliquer l'ouverture de la division Cassini, suggérant qu'Encelade aurait dû également avoir une excentricité plus élevée, ce qui induirait alors un échauffement plus intense au cours des derniers millions d'années (et donc une liquéfaction accrue).</div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;">Et puis en 2022 il avait été suggéré dans une autre étude que la perte d'une lune saturnienne pouvait expliquer l'obliquité de Saturne et la jeunesse de ses anneaux (un âge typique de 100 Mégannées). Dans une telle hypothèse, le système des lunes saturniennes aurait pu être un peu bousculé, permettant de légers changements dans les éléments orbitaux, avec une possible augmentation de l'excentricité de certains d'entre eux dans un passé récent. Tous ces changements rapides dans la dynamique orbitale sont déclenchés par la forte dissipation des marées de Saturne. De ce point de vue, une existence temporaire d'un océan dans Mimas pourrait être une autre manifestation des fortes marées saturniennes.</div><div class="separator" style="clear: both; text-align: center;"><a href="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEg2Hl840EP3FDx3SQakWtjEHVKOqLzO0kB5-hklIrciNh_cy3ttNPAox4Va7fBTsRTt6G9ZUZ7OV-_PLDvRzICYg6q6A6xDuP3czD0odJWR3voKO2Psd_-Zp15p6sdeCS_zkyatLhFy3DLlHy9MDS7e_KDPNeqym3m9gqG4XKFtMzJpMrCbhkFtilaY8dU/s512/Valery-Lainey.png" style="clear: left; float: left; margin-bottom: 1em; margin-right: 1em;"><img border="0" data-original-height="512" data-original-width="512" height="153" src="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEg2Hl840EP3FDx3SQakWtjEHVKOqLzO0kB5-hklIrciNh_cy3ttNPAox4Va7fBTsRTt6G9ZUZ7OV-_PLDvRzICYg6q6A6xDuP3czD0odJWR3voKO2Psd_-Zp15p6sdeCS_zkyatLhFy3DLlHy9MDS7e_KDPNeqym3m9gqG4XKFtMzJpMrCbhkFtilaY8dU/w153-h153/Valery-Lainey.png" width="153" /></a></div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;">L'idée selon laquelle l'océan de Mimas aurait pu se former relativement récemment a également des implications sur d'autres caractéristiques du système saturnien qui restent mystérieuses, malgré les indices obtenus par la mission Cassini. Par exemple, les brillants anneaux de glace de Saturne sont apparemment jeunes en termes géologiques, mais la jeunesse des anneaux ne fait pas encore consensus. De plus, les lunes glacées fortement cratérisées semblent anciennes, mais l'origine des corps qui ont formé les cratères est toujours contestée, et certains planétologues suggèrent que les lunes elles-mêmes seraient également géologiquement jeunes. Les indices fournis par Mimas et son océan pourraient contribuer à résoudre certaines de ces énigmes.</div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;">L’ajout de Mimas dans la liste des mondes océaniques modifie en tous cas l’image générale de ce à quoi peuvent ressembler ces lunes autour des planètes géantes. L’idée selon laquelle des lunes glacées relativement petites peuvent abriter de jeunes océans et la possibilité que des processus de transformation se soient produits dans l’histoire très récente de ces lunes est passionnante et inspirera sans doute des programmes d'exploration dans un futur lointain.</div><div style="text-align: justify;"><br /></div></div><div style="text-align: justify;"><div><br /></div><div> <b>Source</b></div><div><br /></div><div>A recently formed ocean inside Saturn’s moon Mimas</div><div>V. Lainey et al.</div><div>Nature volume 626 (07 February 2024)</div><div><div><a href="https://doi.org/10.1038/s41586-023-06975-9">https://doi.org/10.1038/s41586-023-06975-9</a></div><div><br /></div></div><div><br /></div><div><b>Illustrations</b></div><div><br /></div><div>1. Mimas imagé par Cassini (NASA)</div><div>2. Mesures de libration en fonction des mesures de précession orbitales indiquant la présence d'une masse liquide sous 20 à 30 km de glace (V. Lainey et al.)</div><div>3. Valery Lainey</div><div><br /></div></div>Dr Eric Simonhttp://www.blogger.com/profile/11521111896501339638noreply@blogger.com0tag:blogger.com,1999:blog-3730656447404670771.post-27030779825731118792024-02-06T16:38:00.004+01:002024-02-06T17:35:21.452+01:00Une solution pour l'émission Lyman α des galaxies précoces<p style="text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;"></span></p><div class="separator" style="clear: both; text-align: center;"><span style="font-family: inherit;"><a href="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEgHqV2EpP8RSWl7m1FzOpo0mCdjKNJFoyC0JyXJGiBDrkWJvrM30eKqDkLuZtPYozuckQN5zx41_DoLIj4E8grA5TJUpp0agt-Cbml7VltebRhytv7hTAMnNppQx7T3pEQzDwC5uGsGnT_2V5eOND0cl9YikshHBp6im8Zmk39N7o1hSfnXYX16wcCT810/s685/41550_2023_2179_Fig1_HTML.webp" style="margin-left: 1em; margin-right: 1em;"><img border="0" data-original-height="345" data-original-width="685" height="322" src="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEgHqV2EpP8RSWl7m1FzOpo0mCdjKNJFoyC0JyXJGiBDrkWJvrM30eKqDkLuZtPYozuckQN5zx41_DoLIj4E8grA5TJUpp0agt-Cbml7VltebRhytv7hTAMnNppQx7T3pEQzDwC5uGsGnT_2V5eOND0cl9YikshHBp6im8Zmk39N7o1hSfnXYX16wcCT810/w640-h322/41550_2023_2179_Fig1_HTML.webp" width="640" /></a></span></div><span style="font-family: inherit;"><br />À l'époque du début de la réionisation de l’Univers, les premières galaxies étaient enveloppées de gaz neutre, et l'une des raies d'émission les plus brillantes des galaxies, la raie de l’hydrogène Lyman α (Lyα), devait rester indétectable jusqu'à ce que l'Univers devienne ionisé. Mais cette émission qui est normalement absorbée par l’hydrogène neutre est tout de même étonnamment détectée dans des galaxies précoces. Une équipe d’astrophysiciens vient de comprendre par quel mécanisme cela est possible, grâce à des observations du télescope Webb. Ils publient leur étude dans <i>Nature Astronomy.</i></span><p></p>
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<p style="text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;"><span></span></span></p><a name='more'></a><span style="font-family: inherit;">De jeunes galaxies à forte formation d'étoiles ont été identifiées dans l'Univers très jeune. Ces galaxies devraient être d'excellentes sources d'émission Lyman α (Lyα ; longueur d'onde λ = 1215,67 Å), qui est la raie d'émission intrinsèquement la plus brillante et qui provient de la désexcitation de l'hydrogène qui a été excité par le rayonnement des jeunes populations stellaires. </span><p></p><p style="text-align: justify;">La série de raies de Lyman correspond aux énergies nécessaires pour exciter un électron dans l'hydrogène de son état d'énergie le plus bas à un état d'énergie plus élevé. La raie Lyman α correspond à la transition de n=1 à n=2 dans un atome d'hydrogène (du niveau d'énergie la plus basse au niveau d'énergie suivant. Les niveaux d'énergie quantiques dans l'hydrogène sont donnés par En = -13,6 eV/n² (il faut 13,6 eV pour ioniser un atome d'hydrogène qui est dans son état fondamental (n=1)), et la différence d'énergie entre le niveau le plus bas (n=1) et le niveau suivant (n=2) correspond à une différence d'énergie de 10,2 eV, et donc à photon d'une longueur d'onde de 1215,67 angströms. Le processus peut se produire dans les deux sens : émission d'un photon par désexcitation (passage de n=2 à n=1) ou absorption d'un photon par excitation (passage de n=1 à n=2). Lorsque l'atome d'hydrogène est ionisé en revanche, il n'y a plus d'électron et cette émission et cette absorption n'existent plus, mais elle peut réapparaître si l'hydrogène se recombine (si le proton attrape un nouvel électron).</p><p style="text-align: justify;"></p><p style="text-align: justify;">La raie Lyman α est très utile en astrophysique car elle peut nous renseigner sur la présence d'hydrogène neutre entre une source lointaine et nous, en observant une baisse d'intensité à 1216 angströms dans la lumière transmise. La quantité de lumière absorbée (la "profondeur optique") est proportionnelle à la probabilité que l'hydrogène absorbe le photon (sa section efficace) multipliée par le nombre d'atomes d'hydrogène sur son trajet.</p><p style="text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;">A l'époque de la réionisation de l'Univers, à l'apparition des premières galaxies, les galaxies étaient exceptionnellement riches en gaz, de sorte que leurs pouponnières stellaires y étaient enveloppées de grandes quantités d'hydrogène neutre, ce qui conduit à une absorption extrêmement forte de photons Lyα. Et comme le milieu intergalactique est de plus en plus neutre à mesure que l'on va vers un redshift plus élevé (quand on remonte le temps vers le Big Bang), ce gaz neutre devrait disperser l'émission de Lyα. En raison de l'atténuation locale par un milieu interstellaire riche en gaz neutre et de la diffusion par le milieu intergalactique neutre lui aussi, l'émission Lyα ne devrait être détectable que vers la toute fin de l'ère de la réionisation, environ un milliard d'années après le Big Bang (un redshift inférieur à 5). Mais, b</span><span style="font-family: inherit;">ien que la diminution de l'observabilité de l'émission Lyα avec l'augmentation du décalage vers le rouge ait été observée à plusieurs reprises, cette image a été remise en question par la détection occasionnelle et surprenante de l'émission Lyα dans plusieurs galaxies au plus profond de l'ère de réionisation (vers z=7 voire plus).</span></p><p style="text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;">Pour tenter d’expliquer cela, il a été notamment suggéré que les photons de la raie Lyα pourraient s'échapper à travers le milieu intergalactique neutre si les galaxies résidaient dans des sortes de bulles ionisées suffisamment grandes, noyées dans le milieu intergalactique neutre, des bulles qui seraient entraînées soit par des noyaux actifs de galaxies, soit par un champ de rayonnement renforcé. Mais une solution à l'échappement de l'émission Lyα à travers le milieu interstellaire au sein des galaxies, et à travers le milieu circumgalactique de ce qui devrait être des galaxies très riches en gaz reste insaisissable. </span></p><p style="text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;">Avant l'avènement du télescope spatial Webb, la sensibilité et la résolution des instruments d'imagerie produisaient des études des émetteurs Lyα à un <i>redshift </i>élevé qui n'étaient pas résolues spatialement. Il n'était donc pas possible de sonder les processus physiques pouvant expliquer l'échappement de l'émission Lyα.</span></p><p style="text-align: justify;"></p><div class="separator" style="clear: both; text-align: center;"><a href="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEiOubJiw3qEycyz_V7q-V6oHgWso8Mvbr8RB418pTjzi8u_Cshcv9g2O-VRyiu_ieKSrna67q5WoaNwVbxlB0h6uJInlKYK-gt5CVsPXD8SejwyazJHcqspb4FGfgPxIjDppAGiKIdzzlQQ3wK7GnUFN8SNpyxpi0stFHRvEllyuU0DeY_gyzQUpoO3kOM/s685/41550_2023_2179_Fig2_HTML.webp" style="margin-left: 1em; margin-right: 1em;"><img border="0" data-original-height="449" data-original-width="685" height="420" src="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEiOubJiw3qEycyz_V7q-V6oHgWso8Mvbr8RB418pTjzi8u_Cshcv9g2O-VRyiu_ieKSrna67q5WoaNwVbxlB0h6uJInlKYK-gt5CVsPXD8SejwyazJHcqspb4FGfgPxIjDppAGiKIdzzlQQ3wK7GnUFN8SNpyxpi0stFHRvEllyuU0DeY_gyzQUpoO3kOM/w640-h420/41550_2023_2179_Fig2_HTML.webp" width="640" /></a></div><span style="font-family: inherit;"><p style="text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;">Fournir une explication à la détection surprenante de la raie Lyα dans les galaxies précoces est un défi majeur pour les études extragalactiques. Et les récentes observations du télescope spatial Webb ont relancé le débat sur la question de savoir si le fait de se trouver au sein d’une surdensité de galaxies était une condition nécessaire et suffisante pour que les photons Lyα puissent s'échapper.</span></p></span><p></p><p style="text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;">Pour répondre à cette question cruciale, Callum Witten (University of Cambridge) et ses collaborateurs ont étudié un échantillon de neuf galaxies dont la détection de l'émission Lyα à un redshift supérieur à 7 a été confirmée par spectroscopie avec des images de la caméra proche infrarouge (NIRCam) du JWST (la raie UV à 1216 angström est redshiftée dans l'infra-rouge à environ 1 mm). Ces galaxies appartiennent aux champs GOODS-Nord, GOODS-Sud, EGS et COSMOS et ont été observées dans le cadre de cinq programmes différents : Public Release IMaging for Extragalactic Research (PRIMER), First Reionization Epoch Spectroscopic Complete Survey (FRESCO), Cosmic Evolution Early Release Science survey (CEERS), le JWST Advanced Deep Extragalactic Survey (JADES) et le programme 4426 du Director's Discretionary Time (DDT) (fournissant des observations NIRSpec de GN-z11). Six de ces neuf galaxies émettrices de Lyα sont connues pour se trouver à l'intérieur de la zone de surdensification, dont trois abritent probablement des trous noirs accrétants. De plus, il a été démontré que les autres galaxies sont incapables de souffler à elles seules une bulle ionisée suffisamment grande pour faciliter l'échappement de Lyα à travers le milieu intergalactique neutre. Il doit donc exister un autre mécanisme. </span></p><p style="text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;">Witten et ses collaborateurs montrent que toutes les galaxies de leur échantillon émettrices Lyα avec un décalage vers le rouge supérieur à 7 possèdent des galaxies compagnes proches, un signe de fusions galactiques fréquentes. </span><span style="font-family: inherit;">Pour confirmer que la présence d'une compagne proche serait le principal facteur régissant la visibilité de la raie Lyα, les astrophysiciens déterminent la fraction de galaxies compagnes vues dans un échantillon de galaxies de masse équivalente à z > 7 avec des données spectroscopiques à haute résolution mais pour lesquelles la raie Lyα n'est pas détectée. Ils trouvent que 43% de ces galaxies ont des compagnes candidates à moins de 5″ de la galaxie centrale. A comparer avec une fraction de 100% pour les galaxies émettrices </span>Lyα.<span style="font-family: inherit;"> Pour Witten et ses collaborateurs, la fraction plus faible de compagnes proches parmi les échantillons qui ne sont pas sélectionnés pour leur émission Lyα est une preuve que le taux de 100% de compagnes qu’ils trouvent dans leur échantillon de galaxies émettrices de Lyα est tout à fait atypique pour des galaxies de redshift supérieur à 7, et n’est donc pas un hasard…</span></p><p style="text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;">Ensuite, pour renforcer les preuves observationnelles soutenant l'idée que les interactions continues entre galaxies conduiraient à une augmentation de la détectabilité de l'émission Lyα pendant l'époque de la réionisation, Witten et ses collègues ont exploré des fusions de galaxies comparables en utilisant le code de simulation Azahar. Azahar est une simulation cosmologique à haute résolution qui utilise un solveur magnétohydrodynamique ainsi qu'une rétroaction de rayons cosmiques. Plus important encore, Azahar dispose également d'un transfert radiatif capable de reproduire la réionisation de manière autoconsistante, tout en modélisant entièrement le milieu interstellaire des galaxies (avec une résolution spatiale maximale de 10 pc) et en résolvant la propagation et l'échappement des rayonnements ionisants à cette échelle.</span></p><p style="text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;">Les astrophysiciens arrivent à montrer que les galaxies qui subissent des fusions fréquentes ont des histoires de formation d'étoiles très mouvementées, qui entraînent des épisodes de forte émission Lyα intrinsèque et facilitent l'échappement de photons Lyα le long de canaux creusés dans le gaz neutre.</span></p><p style="text-align: justify;"></p><div class="separator" style="clear: both; text-align: center;"><a href="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEgglUgzL0F42UU2iT_0kVRri3tvk570_hgi5GRLUFAqDOYKoYcf0bs4EXXnqSJ4-6JVMDjarAlgAog9ug5J1JAhbkMurZkgXC7aDfO5NYe6djZ2SPd7R5vByuSWbdQr3VTkfq8Tgu894p2zn6midNdx3JPNYsHJBjS65T-26jBdFv-Tu3aW6aR2LMrXsdE/s250/profile_0.png" style="clear: left; float: left; margin-bottom: 1em; margin-right: 1em;"><img border="0" data-original-height="250" data-original-width="250" height="184" src="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEgglUgzL0F42UU2iT_0kVRri3tvk570_hgi5GRLUFAqDOYKoYcf0bs4EXXnqSJ4-6JVMDjarAlgAog9ug5J1JAhbkMurZkgXC7aDfO5NYe6djZ2SPd7R5vByuSWbdQr3VTkfq8Tgu894p2zn6midNdx3JPNYsHJBjS65T-26jBdFv-Tu3aW6aR2LMrXsdE/w184-h184/profile_0.png" width="184" /></a></div><span style="font-family: inherit;">Dans la simulation, l'évolution du taux de formation d’étoiles pour un groupe de trois galaxies en fusion montre des cycles répétés de sursauts, entraînés par de nombreuses fusions (fusions majeures et fusions mineures) et un plateau de formation d’étoiles élevé pendant l'épisode de fusion final à un redshift z ≈ 7. Cela se reflète dans l'évolution de l'émission Lyα intrinsèque de chaque galaxie ainsi que dans l'émission totale intégrée dans les trois galaxies simulées, où il y a une correspondance claire entre les pics de formation d’étoiles et les pics d’émission Lyα intrinsèque. Les simulations démontrent donc qu'un taux de formation d’étoiles élevé qui est déclenché par des fusions de galaxies riches en gaz entraîne une émission Lyα plus forte, ce qui augmente la probabilité de détection de ces systèmes.</span><p></p><p style="text-align: justify;"></p><p style="text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;">En combinant la haute résolution et la haute sensibilité du télescope Webb avec des simulations de magnétohydrodynamique par transfert radiatif, Witten et al. démontrent ainsi que trois ingrédients sont essentiels pour rendre l'émission Lyα détectable dans les galaxies au plus profond de l'époque de la réionisation :</span></p><p style="text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;">1) Des fusions galactiques entraînant une forte émission Lyα intrinsèque dans la galaxie hôte,</span></p><p style="text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;">2) Une ligne de visée "favorable", c’est-à-dire dégagée de l'hydrogène neutre local dans la galaxie hôte, qui est favorisée par les interactions de marée avec les galaxies compagnes et par la rétroaction de la formation d'étoiles,</span></p><p style="text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;">3) Une bulle ionisée suffisamment grande facilitant l'échappement de l'émission Lyα à travers le milieu intergalactique.</span></p><p style="text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;">En résumé, selon Witten et ses collaborateurs, l'accumulation rapide de masse stellaire induite par des fusions galactiques donne une solution convaincante à l'énigme de la détection de la raie d'émission Lyα à l'époque du début de la réionisation.</span></p><p style="text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;"><br /></span></p><p style="text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;"><b>Source</b></span></p><p style="text-align: justify;">Deciphering Lyman-α emission deep into the epoch of reionization</p><p style="text-align: justify;"></p><p style="text-align: justify;">Callum Witten et al.</p><p style="text-align: justify;">Nature Astronomy (18 january 2024)</p><p style="text-align: justify;"><a href="https://doi.org/10.1038/s41550-023-02179-3">https://doi.org/10.1038/s41550-023-02179-3</a></p><p style="text-align: justify;"><br /></p><p style="text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;"><b>Illustrations</b></span></p><p style="text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;">1. Echantillon de galaxies émettrices </span>Lyman-α étudiées (Witten et al.)</p><p style="text-align: justify;">2. Comparaison entre les images de Webb et les simulations numériques (à droite) (Witten et al.)</p><p style="text-align: justify;">3. Callum Witten </p><p style="text-align: justify;"><span style="font-family: inherit;"> </span></p>Dr Eric Simonhttp://www.blogger.com/profile/11521111896501339638noreply@blogger.com0tag:blogger.com,1999:blog-3730656447404670771.post-12247125342217118692024-02-03T15:25:00.002+01:002024-02-03T15:58:56.175+01:00L'Event Horizon Telescope dévoile le champ magnétique du trou noir 3C 84<div style="text-align: justify;"><div class="separator" style="clear: both; text-align: center;"><a href="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEixdaV8gsLcodaMw3Qp-DoURPDzGSKtiY6CObeD3ySL1DAl6A2PlQffDlQp-3l4Oyvr75CKnBA_Gp-ewgj90fjkKdqXiO6gzV96RTFbDaL3Q6znAmmtct7fDIO4DNQec8_WQ45vOPxfmJ2mlqiwD0Z0Xek3Xxtkt-_mk0kQwNwAMsWEukm3zytAMntLCkQ/s1696/original%20(2).webp" style="margin-left: 1em; margin-right: 1em;"><img border="0" data-original-height="1263" data-original-width="1696" height="476" src="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEixdaV8gsLcodaMw3Qp-DoURPDzGSKtiY6CObeD3ySL1DAl6A2PlQffDlQp-3l4Oyvr75CKnBA_Gp-ewgj90fjkKdqXiO6gzV96RTFbDaL3Q6znAmmtct7fDIO4DNQec8_WQ45vOPxfmJ2mlqiwD0Z0Xek3Xxtkt-_mk0kQwNwAMsWEukm3zytAMntLCkQ/w640-h476/original%20(2).webp" width="640" /></a></div><br />La collaboration Event Horizon Telescope (EHT) a utilisé son réseau de radiotélescopes de la taille de la Terre pour sonder la structure magnétique du noyau de la galaxie NGC 1275 qui est aussi la source radio 3C 84 (ou Perseus A), et qui contient l’un des trous noirs supermassifs actifs les plus proches de notre voisinage. Ces nouveaux résultats fournissent un nouvel aperçu de la manière dont les jets des trous noirs supermassifs sont lancés, révélant que les champs magnétiques dominent la gravité. L'étude est parue dans <i>Astronomy&Astrophysics.</i></div>
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<div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;"><span><a name='more'></a></span>Georgios Filippos Paraschos (Max Planck Institut fur Radioastronomie) et ses très nombreux collaborateurs du consortium Event Horizon Telescope (EHT) ont reconstruit l'image radio de la source 3C 84 ou Perseus A, située à une distance de 230 millions d'années-lumière. C'est cette distance relativement proche qui permet une étude détaillée de la source centrale de la galaxie à haute résolution avec l'EHT. Car en plus de fournir les premières images de trous noirs, l'EHT, qui est basé sur la technique d’interférométrie à très longue base (ou VLBI), dans laquelle plusieurs télescopes observent le même objet dans le ciel puis combinent les signaux collectés pour produire une image, est aussi adéquat pour observer les jets de plasma des trous noirs et leur interaction avec de puissants champs magnétiques. </div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;">Les données de 3C 84 utilisées ici dans cette étude ont été enregistrées lors de la campagne fabuleuse de 2017 de l'EHT, celle-là même qui a donné la première image de M87*. Pour 3C 84, c'était à 228 GHz (1,3 mm de longueur d'onde), le 7 avril 2017 entre 18h30 et 19h40 UTC, avec six balayages d'une durée d'environ 5 minutes chacun. 5 télescopes sur les 8 du réseau, répartis sur trois sites géographiques ont participé à cette observation : Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) et le télescope Atacama Pathfinder Experiment (APEX) au Chili ; le SubMillimeter Telescope (SMT) en Arizona ; et le télescope James Clerk Maxwell (JCMT) et le SubMillimeter Array (SMA) à Hawaï. Suite à la corrélation des données, les données ont été traitées avec les algorithmes développés par les chercheurs du consortium.</div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;">Paraschos et ses collaborateurs trouvent des preuves d'un champ magnétique puissant et hautement ordonné dans la région compacte de 3C 84. Cette région apparaît être mieux ajustée par trois composantes gaussiennes circulaires, qui ont étaient étiquetées "core" (C), "est" (E) et "ouest" (W), des zones qui ne pouvaient pas être résolues avec les observation précédentes à plus grande longueur d'onde. </div><div style="text-align: justify;">En faisant la moyenne des mesures de polarisation fractionnaire linéaire de ces trois composants, les astrophysiciens ont déterminé que la polarisation fractionnaire linéaire nette dans la région compacte était de 17,0 ± 3,9 %. La polarisation linéaire fractionnaire élevée dans la région la plus interne de 3C 84 révélée à 228 GHz, indique clairement que les chercheurs sondent une région qui était auparavant insaisissable, car ils sont capables d'obtenir une résolution plus élevée tout en étant moins affectés par les effets d'opacité. Il s'agit de la région la plus interne de 3C 84, qui s'étend à environ 500 rayons de Schwarzschild du trou noir, et qui semble être une région optiquement mince avec un champ magnétique ordonné encadrant le noyau. À l'aide d'observations quasi simultanées de 3C 84 à 15, 43, 86 et 228 GHz, les chercheurs calculent la valeur du champ magnétique auto-absorbé synchrotron de 2,9 ± 1,6 G, et un champ magnétique d'équipartition de 5,2 ± 0,6 G. Mais ils précisent que ces valeurs pourraient être influencées par la variabilité de la source.</div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div class="separator" style="clear: both; text-align: center;"><a href="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEhU6yu75crxEAvu7XN6Ugf4p2wtm26t3_ScYhoOLNDeSI53Hik18Pa6qjqzjEuxcNEh7_IhTDQG5KNzHpvnOmZXKh4d_EXWUI2Y_9MIAkX_GyoKvwEvNDoH_dgSgQ90R7xodQFzuKkxvj8q_5irX19xD29538wYNdNGeGA28dV97JBIjccChQFShQ26Y9c/s682/original%20(3).webp" style="clear: left; float: left; margin-bottom: 1em; margin-right: 1em;"><img border="0" data-original-height="682" data-original-width="682" height="320" src="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEhU6yu75crxEAvu7XN6Ugf4p2wtm26t3_ScYhoOLNDeSI53Hik18Pa6qjqzjEuxcNEh7_IhTDQG5KNzHpvnOmZXKh4d_EXWUI2Y_9MIAkX_GyoKvwEvNDoH_dgSgQ90R7xodQFzuKkxvj8q_5irX19xD29538wYNdNGeGA28dV97JBIjccChQFShQ26Y9c/s320/original%20(3).webp" width="320" /></a></div><div style="text-align: justify;">De plus, cette région est si compacte qu'une association entre le jet large de 3C 84 et le disque d'accrétion peut être exclue. Mais ils soulignent qu'un jet entraîné par le trou noir et un vent entraîné par un disque d'accrétion pourraient coexister, et que les observations actuelles de l'EHT constituent une meilleure sonde du premier. Dans un scénario de jet propulsé par un trou noir, le lancement d'un jet dans 3C 84, selon les chercheurs, pourrait être attribué à un disque arrêté magnétiquement (MAD), par opposition à une structure de disque mince et large. Les jets des systèmes MAD sont probablement induits par le mécanisme de Blandford – Znajek (démontré théoriquement en 1977) , un processus où une puissante colonne vertébrale de jet est alimentée directement par l'énergie extraite de l'ergosphère du trou noir en rotation. Et ici, la rotation du trou noir serait élevée. </div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;">Les futures observations de 3C 84 de l'EHT avec des antennes supplémentaires sur des lignes de base courtes et intermédiaires contribueront à contraindre la morphologie du jet et à améliorer la précision du modèle. La capacité exceptionnelle de l'EHT à pénétrer le gaz interstellaire dense marque en tous cas une avancée fondamentale pour l'observation précise de la proximité des trous noirs. L'EHT est un excellent instrument pour sonder les noyaux actifs de galaxies proches. Associé à des réseaux interférométriques à très longue base à basse fréquence, tels que le GMVA et le VLBA, l'EHT permet de mener des études multifréquences, qui fournissent des informations précieuses sur la formation et le lancement des jets de trous noirs.</div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;">Les chercheurs de la grande collaboration internationale annoncent en conclusion que de nouvelles observations de EHT et GMVA ont d'ores et déjà été réalisées, avec 3C 84 comme cible principale. La sensibilité accrue et la meilleure couverture spatio-temporelle permettront de mener des études de suivi avec une plus grande précision. Les images d'intensité totale de la région compacte permettront notamment de mieux comprendre si les composantes qui ont été identifiées ici correspondent ou non à la structure large qui avait été observée avec RadioAstron en 2018. Les cartes d'indices spectraux des images EHT et GMVA observées quasi simultanément pourraient également aider à localiser exactement l'emplacement du trou noir, et faire la distinction entre les scénarios de lancement de jets...</div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;"><b>Source</b></div><div style="text-align: justify;"><b><br /></b></div><div style="text-align: justify;"><div>Ordered magnetic fields around the 3C 84 central black hole</div><div>Georgios Filippos Paraschos et al.</div></div><div style="text-align: justify;"><div>Astronomy&Aastrophysics Volume 682 (1 February 2024)</div><div><a href="https://doi.org/10.1051/0004-6361/202348308">https://doi.org/10.1051/0004-6361/202348308</a></div><div><br /></div></div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;"><b>Illustrations</b></div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;">1. Comparasion des images radio de 3C 84 par différents instruments (Georgios Filippos Paraschos (MPIfR))</div><div style="text-align: justify;">2. Les 8 observatoires constituant l'EHT en 2017 (APEX, IRAM, G. Narayanan, J. McMahon, JCMT/JAC, S. Hostler, D. Harvey, ESO/C. Malin)</div>Dr Eric Simonhttp://www.blogger.com/profile/11521111896501339638noreply@blogger.com0tag:blogger.com,1999:blog-3730656447404670771.post-15652701412952336992024-01-31T19:39:00.001+01:002024-01-31T20:27:59.116+01:00Cassiopeia A : PeVatron ou pas PeVatron ? <div class="separator" style="clear: both; text-align: center;"><a href="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEhrM6dqHeYR9uDlbeLSEIUN653IfzSxvrr8SuuVwikjqPm53kd_zzvT-czR3wjlAezt9wNAWVP2rHVnxOx-67hupq8K1OTnqRqCkOPgE-HsOQq58es9O4g6DeKuHT10NzLy35O4I7Lku0dElQ27zRbr-9Njk1DtDGqd11QHEXpE7U-PF-jPGwWwBDSN8tY/s3600/casa_life_lg.jpg" style="margin-left: 1em; margin-right: 1em;"><img border="0" data-original-height="3600" data-original-width="3600" height="640" src="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEhrM6dqHeYR9uDlbeLSEIUN653IfzSxvrr8SuuVwikjqPm53kd_zzvT-czR3wjlAezt9wNAWVP2rHVnxOx-67hupq8K1OTnqRqCkOPgE-HsOQq58es9O4g6DeKuHT10NzLy35O4I7Lku0dElQ27zRbr-9Njk1DtDGqd11QHEXpE7U-PF-jPGwWwBDSN8tY/w640-h640/casa_life_lg.jpg" width="640" /></a></div><br /><p style="text-align: justify;">Pendant des décennies, les résidus de supernova (SNR) ont été considérés comme les principales sources de rayons cosmiques galactiques. Mais la question de savoir si les SNR peuvent accélérer des protons jusqu'aux énergies de l'ordre du PeV (ce qui en ferait donc des PeVatrons) fait actuellement l'objet d'un débat intense. Une équipe d'astrophysiciens à étudié un site de production potentiel, à savoir le jeune résidu de supernova Cassiopeia A, grâce aux photons gamma ultra-énergétiques qui en proviennent et qui doivent être liés à la production de rayons cosmiques. Ils publient leurs résultat dans <i>The Astrophysical Journal Letters</i>.</p>
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<p style="text-align: justify;"><span></span></p><a name='more'></a>Cassiopeia A (Cas A) est considéré comme l’une des cibles les plus prometteuses pour les observations de photons gamma de ultra-haute énergie (UHE), supérieure à 100 TeV. Zhen Cao (Institut de physique des hautes énergies, Beijing) et ses collaborateurs ont utilisé le détecteur chinois LHAASO KM2A. La sensibilité exceptionnelle de LHAASO KM2A dans la bande des ultra-hautes énergies, combinée au jeune âge de Cas A, leur a permis de déduire des limites strictes, indépendantes de modèles, sur le bilan énergétique des protons et des noyaux qui peuvent être accélérés par Cas A à n'importe quelle époque après l'explosion. LHAASO (<span style="background-color: white; color: #333333; font-family: Georgia, Utopia, "Palatino Linotype", Palatino, serif; font-size: 14px;"><i>Large High Altitude Air Shower Observatory</i></span>) est une installation qui a été conçue pour l'étude à la fois des rayons cosmiques (gerbes de particules atmosphériques produites par les rayons cosmiques primaires) et des rayons γ à des énergies de l'ordre du téraélectronvolt et du pétaélectronvolt. Il se compose de trois détecteurs interconnectés : le Water Cherenkov Detector Array (WCDA), le Kilometer Square Array (KM2A) et le Wide Field-of-view Cherenkov Telescope Array (WFCTA). Ces multiples détecteurs sont situés à 4 410 m d'altitude dans la province du Sichuan. <p></p><p style="text-align: justify;"><br /></p><div class="separator" style="clear: both; text-align: center;"><a href="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEh5Pf0HSlOEjZLZsgVXI2H3a-xa-qGvo2kFfWSOnMQocOTkT-gTwfkljLs04R7MNbCCVJj3jTY0XxkYwNfobclfzUDWePGjs8EOvNj8InQl70zvkLPZ3rp0bgLLgz4Ac7ig0boSVLDCPJQNTOd84VA14tyaiNY109fCXVLdG87snEj37XwBaO-fT2_3ciU/s1806/apjlad1d62f1_hr.jpg" style="margin-left: 1em; margin-right: 1em;"><img border="0" data-original-height="937" data-original-width="1806" height="332" src="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEh5Pf0HSlOEjZLZsgVXI2H3a-xa-qGvo2kFfWSOnMQocOTkT-gTwfkljLs04R7MNbCCVJj3jTY0XxkYwNfobclfzUDWePGjs8EOvNj8InQl70zvkLPZ3rp0bgLLgz4Ac7ig0boSVLDCPJQNTOd84VA14tyaiNY109fCXVLdG87snEj37XwBaO-fT2_3ciU/w640-h332/apjlad1d62f1_hr.jpg" width="640" /></a></div><p></p><p style="text-align: justify;">Avant de voir comment ils ont fait, rappelons que l<span style="text-align: left;">es interactions des protons et des noyaux accélérés par le choc avec le gaz ambiant font des jeunes SNR des sources potentiellement détectables de rayons gamma et de neutrinos. La détection de rayons γ d'énergie de l'ordre du TeV provenant de plus d’une douzaine de jeunes SNR est une preuve directe de l’accélération efficace des protons et/ou des électrons à de très hautes énergies. En général, les données disponibles ne permettent pas de distinguer l'origine hadronique (désintégrations de pions neutres π0) ou leptonique (processus Compton inverse) des rayons γ ultraénergétiques. </span></p><p style="text-align: justify;"></p><p style="text-align: justify;">Cas A n'a pas été choisi au hasard par Cao et ses collaborateurs. Il s'agit de l'un des plus jeunes SNR de notre Galaxie. Cette structure qui a seulement 340 ans est le vestige d'une supernova de type IIb (une supernova à effondrement de coeur) située à une distance de 3,4 kpc. C'est d'ailleurs l'une des sources radio galactiques les plus brillantes avec une structure en coquille d'un rayon de 2,5 pc. Le rayonnement synchrotron s'y étend depuis les longueurs d'ondes radio jusqu'aux rayons X durs d'environ 100 keV. Des observations du télescope Fermi LAT ont révélé un indice d'une origine hadronique des émissions de rayons γ en 2013 et 2014 (Yuan et al.; Zirakashvili et al.). L'émission de rayons γ énergétiques de Cas A avait été découverte quelques années auparavant, en 2011 par le réseau HEGRA IACT et confirmée plus tard par les collaborations MAGIC en 2017 et VERITAS (2010).</p><p style="text-align: justify;"></p><p style="text-align: justify;">Les modèles hadroniques de rayonnement gamma du GeV au TeV nécessitent une efficacité d'accélération très élevée, d'environ 25 %. En raison du jeune âge de Cas A, même si les protons ont été accélérés au début du SNR (moins de 100 ans), ils ne pourraient pas se propager trop loin du résidu. Pour obtenir des conclusions solides, les chercheurs doivent donc sonder à la fois le SNR lui-même, et l’environnement sur une zone de 100 pc entourant Cas A, pour détecter des rayons γ d’énergie supérieure à 100 TeV.</p><p style="text-align: justify;"></p><div class="separator" style="clear: both; text-align: center;"><a href="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEgg9bYznI3FQ0YyCjhdJjyA9itv9fQWGYSa1-AORCE2KGBJDpXAFHuXcUuAeoTGZQTB5kXKX8VsBzlHbiogSpBXxoIyGnxStTEysPrDzPKO-iUgJfCuYSRXuHkvLPrWsrCEZ4rM4BA5rr-VPmEFprg5_KffBCArt_UnDwTl3KFMeTh3yBByMH5XmAstsns/s1283/W020211026555420794286.jpg" style="margin-left: 1em; margin-right: 1em;"><img border="0" data-original-height="721" data-original-width="1283" height="360" src="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEgg9bYznI3FQ0YyCjhdJjyA9itv9fQWGYSa1-AORCE2KGBJDpXAFHuXcUuAeoTGZQTB5kXKX8VsBzlHbiogSpBXxoIyGnxStTEysPrDzPKO-iUgJfCuYSRXuHkvLPrWsrCEZ4rM4BA5rr-VPmEFprg5_KffBCArt_UnDwTl3KFMeTh3yBByMH5XmAstsns/w640-h360/W020211026555420794286.jpg" width="640" /></a></div><p></p><p style="text-align: justify;"></p><p style="text-align: justify;">Le détecteur au sol LHAASO KM2A est très bien pour ce type de recherche. Avec ce grand détecteur au sol, Cao et ses collaborateurs peuvent tester si Cas A peut agir comme un PeVatron, en déterminant les limites supérieures du flux de rayons γ provenant de Cas A. Comme le flux de rayons γ est proportionnel au produit de l’énergie totale du proton accéléré par la densité du gaz dans lequel il interagit, à partir de la limite supérieure du flux de rayons γ qui est observée et de la densité de gaz connue par ailleurs, les astrophysiciens des particules peuvent déduire une limite supérieure pour l'énergie totale du proton. </p><p style="text-align: justify;">En utilisant la section efficace de production de rayons γ qui va bien, Cao et ses collaborateurs calculent le flux de rayons γ prévu pour différentes hypothèses d'indice spectral des protons (γ = 2,0, 2,4 ou 2,7). Ils sont obligés de faire cette hypothèse sur la forme du spectre des protons qui est encore mal connue. Et en tenant compte de la densité moyenne du gaz qui est d'environ 10 atomes/cm3, une valeur qui a été estimée à partir d'observations indépendantes du monoxyde de carbone dans Cas A, ils trouvent une limite supérieure de l'énergie totale des protons (dans la plage d'énergie de 100 à 1 000 TeV) de 3,6 × 10^47 erg (dans le cas d'un indice spectral γ = 2,0), en supposant que tout le gaz moléculaire du résidu a été arrosé par les rayons cosmiques. </p><p style="text-align: justify;">Or, si l'apparition d'événements de type Cas A a un taux de un par siècle, comme l'ont suggéré Schure & Bell en 2013, le taux d'injection de rayons cosmiques (des protons entre 100 et 1000 TeV) dans notre Galaxie serait donc de 1,2 × 10^38 erg s-1 avec ce même indice spectral (on divise l'énergie totale par une durée de 100 ans exprimée en secondes). Mais on connaît une estimation du taux d'injection total de rayons cosmiques énergétiques dans notre galaxie : il est estimé à entre 1 et 3 × 10^41 erg s-1 (Drury 2012 ), ce qui correspond à un taux d'injection entre 1,6 et 5,0 × 10^40 erg s-1 dans l'intervalle d'énergie de 100 à 1 000 TeV (toujours pour γ = 2,0). Les limites supérieures de Cas A que trouvent Cao et ses collègues sont ainsi plus de 100 fois inférieures à celles qui sont requises pour le budget énergétique total des rayons cosmiques dans notre Galaxie. </p><p style="text-align: justify;"><br /></p><div class="separator" style="clear: both; text-align: center;"><a href="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEjMQUPt1-Toe1SNzVpQR1RgHxtiKhwLKfccC-eHo0_Xoksmz2IRhFrCT8_7KO0-BnF9Ee7rxL43VWlvRE5HGUxiv6hHSt8IrfnRX5x8E_poil2SPSCrSW054EwJ6eUe071pRVD77l95UbSx79suXjU-4XbPXECFX7UTThUxKirfI1OyCd5WczfMruKjuG8/s1000/apjlad1d62f3_lr.jpg" style="margin-left: 1em; margin-right: 1em;"><img border="0" data-original-height="687" data-original-width="1000" height="371" src="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEjMQUPt1-Toe1SNzVpQR1RgHxtiKhwLKfccC-eHo0_Xoksmz2IRhFrCT8_7KO0-BnF9Ee7rxL43VWlvRE5HGUxiv6hHSt8IrfnRX5x8E_poil2SPSCrSW054EwJ6eUe071pRVD77l95UbSx79suXjU-4XbPXECFX7UTThUxKirfI1OyCd5WczfMruKjuG8/w540-h371/apjlad1d62f3_lr.jpg" width="540" /></a></div><p></p><p style="text-align: justify;">Les chercheurs notent que pour un indice spectral d'injection qui serait plus doux (2,4 au lieu de 2,0), la puissance d'injection des rayons cosmiques ultra-énergétiques à partir des SNR de type Cas serait encore 10 fois inférieure à celle requise pour l'ensemble de la Galaxie. Et dans le cas d’un indice spectral d’injection encore plus doux (<span style="text-align: justify;">γ =</span> 2,7), là, on ne pourrait plus exclure la possibilité que tous les rayons cosmiques supérieurs à 100 TeV dans notre Galaxie soient injectés à partir d’objets de type Cas A...</p><p style="text-align: justify;">A partir de la limite fixée par les observations de LHASSO KM2A sur Cas A, Cao et son équipe concluent que pour une densité de gaz de 10 atomes/cm3, ils peuvent exclure l'hypothèse selon laquelle les résidus de supernova de type Cassiopeia A seraient les seuls PeVatrons contribuant aux rayons cosmiques de plus de 100 TeV, pour un indice de spectre inférieur à 2,5. Les chercheurs notent qu'une densité de gaz plus faible assouplirait les contraintes, et par exemple, dans le cas le plus conservateur, en supposant une densité de gaz de seulement 1 atome/cm3 (au lieu de 10), la limite inférieure de l'indice spectral d'injection serait de 2,4 au lieu de 2,5. </p><p style="text-align: justify;">En résumé, Zhen Cao et ses collaborateurs ont fixé des limites supérieures strictes au budget énergétique total des protons d'ultra-haute énergie accélérés par Cas A. Bien qu'ils ne puissent pas formellement exclure la possibilité que les SNR de type Cas A soient des PeVatrons galactiques, les limites strictes qu'ils déterminent pour l'indice du spectre en énergie (qui doit être supérieur à 2,5) ont des implications importantes.</p><p style="text-align: justify;">La sensibilité de LHAASO KM2A restera inégalée dans un avenir proche pour détecter les photons gamma de plus de 100 TeV. Les chercheurs prévoient déjà que l'accumulation de données de LHAASO KM2A pendant encore 5 à 10 ans améliorera considérablement la détermination de l'indice spectral des rayons cosmiques de Cas A, ce qui devrait permettre de finalement exclure ou de confirmer les SNR de type Cassiopeia A en tant que population de PeVatrons dans notre galaxie.</p><p style="text-align: justify;"><br /></p><p style="text-align: justify;"><b>Source</b></p><p style="text-align: justify;">Does or Did the Supernova Remnant Cassiopeia A Operate as a PeVatron?</p><p style="text-align: justify;">Zhen Cao et al.</p><p style="text-align: justify;">The Astrophysical Journal Letters, Volume 961, Number 2 (30 january 2024)</p><p style="text-align: justify;"><a href="https://doi.org/10.3847/2041-8213/ad1d62">https://doi.org/10.3847/2041-8213/ad1d62</a></p><p style="text-align: justify;"><br /></p><p style="text-align: justify;"><b>Illustrations</b></p><p style="text-align: justify;">1. Image composite de Cassiopeia A (Chandra Observatory)</p><p style="text-align: justify;">2. Gauche: Image gamma de Cas A par LHASSO; droite : densité de gaz de Cas A (Zhen Cao et al.) </p><p style="text-align: justify;">3. Vue aérienne des détecteurs LHAASO KM2A (collaboration LHAASO)</p><p style="text-align: justify;">4. Spectre des protons pour différents indices spectraux (2; 2,4 et 2,7) (Zhen Cao et al.) </p><p style="text-align: justify;"><br /></p>Dr Eric Simonhttp://www.blogger.com/profile/11521111896501339638noreply@blogger.com0tag:blogger.com,1999:blog-3730656447404670771.post-6770140257844652012024-01-29T21:56:00.001+01:002024-01-29T22:33:23.882+01:00𝜔 Centauri : un coeur en contre-rotation et un trou noir introuvable<div style="text-align: justify;"><div><div class="separator" style="clear: both; text-align: center;"><a href="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEhZzV6epdjG68O1bIxSZ10Ghz-vHjzerP93y6OfK-uc5LMfZD6YsfIHGIpe0Dh7XKRGAgrqTotP20j8EN1aW4lGup8NBo5iBI07DN4Hetn-Uo6VJdO5rv7ngoxwJa6P1gMpGoAvM7xhedn0NYZpU3ybDkaWkUR1swrS0LcfjN_NPBYGMPYQPyOFwR4_3TQ/s1280/eso0844a.jpg" style="margin-left: 1em; margin-right: 1em;"><img border="0" data-original-height="1204" data-original-width="1280" height="602" src="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEhZzV6epdjG68O1bIxSZ10Ghz-vHjzerP93y6OfK-uc5LMfZD6YsfIHGIpe0Dh7XKRGAgrqTotP20j8EN1aW4lGup8NBo5iBI07DN4Hetn-Uo6VJdO5rv7ngoxwJa6P1gMpGoAvM7xhedn0NYZpU3ybDkaWkUR1swrS0LcfjN_NPBYGMPYQPyOFwR4_3TQ/w640-h602/eso0844a.jpg" width="640" /></a></div><br />𝜔 Centauri est considéré comme l'amas globulaire le plus massif de la Voie lactée et probablement l'ancien amas d'étoiles nucléaires d'une galaxie accrétée par la Voie Lactée. On suppose, d'après plusieurs modèles dynamiques, qu'il contient un trou noir de masse intermédiaire (plus de 1000 masses solaires). Aujourd'hui, une équipe d'astrophysiciens vient de découvrir que les étoiles formant le coeur de 𝜔 Centauri tournent dans l'autre sens que le reste des étoiles de l'amas, ce qui permet de mieux situer où se trouve le centre géométrique de 𝜔 Centauri, et de chercher son trou noir massif... L'étude est parue dans <i>Monthly Notices of the Royal Astronomical Society</i>. </div>
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<iframe allow="accelerometer; autoplay; encrypted-media; gyroscope; picture-in-picture; fullscreen" frameborder="0" height="320" src="https://podcloud.fr/podcast/casepasselahaut/episode/numero-1611-centauri-un-coeur-en-contre-rotation-et-un-trou-noir-introuvable/player" width="100%"></iframe>
<div><br /></div><div><span><a name='more'></a></span>Les incertitudes concernant la localisation du centre de 𝜔 Centauri ont toujours limiter la robustesse des détections de trou noir intermédiaire qui ont été rapportées depuis quelques années. Renuka Pechetti (université de Liverpool) et ses collaborateurs ont étudié la cinématique stellaire dans 𝜔 Centauri à partir des données spectroscopiques à la plus haute résolution en utilisant MUSE (Multi Unit Spectroscopic Explorer) sur le Very Large Telescope, en mode champ étroit (NFM) et en mode champ large (WFM).</div><div>Les données exceptionnelles enregistrées près du centre de l'amas d'étoiles révèlent pour la première fois que les étoiles situées dans les 20" internes (∼0.5 pc) sont en contre-rotation par rapport à la rotation globale de l'amas. Les astrophysiciens utilisent cet ensemble de données pour mesurer la rotation et le profil de dispersion des vitesses dans la ligne de visée jusqu'à 120′′, en considérant différents centres géométriques proposés dans des études antérieures. </div><div>Ils ont extrait les vitesses dans la ligne de visée de 28 108 étoiles. Le jeu de données est de la plus haute résolution jamais obtenue pour les 20′′ du centre de l'amas, avec une résolution spatiale de 25 ms d'arc seulement. </div><div class="separator" style="clear: both; text-align: center;"><a href="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEjUnV0EuSrWfIHDLSS5lSUNSU_VUV42uP7c3I2aOwr01QR3hQ8fKjQqdf8zZII7NE9S7jPP5a8MyS6avhcSbw7bJEWcV7RjkHBCf1x3rDkVTdXmhIA0DGdtK0zPalaU2SfAGJm-k9wr7gbecqA8E1Sc9d5MTkHWbX6DHuR0kglntGVuS478b7Jg7LIwVjg/s1280/omega2.png" style="margin-left: 1em; margin-right: 1em;"><img border="0" data-original-height="720" data-original-width="1280" height="360" src="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEjUnV0EuSrWfIHDLSS5lSUNSU_VUV42uP7c3I2aOwr01QR3hQ8fKjQqdf8zZII7NE9S7jPP5a8MyS6avhcSbw7bJEWcV7RjkHBCf1x3rDkVTdXmhIA0DGdtK0zPalaU2SfAGJm-k9wr7gbecqA8E1Sc9d5MTkHWbX6DHuR0kglntGVuS478b7Jg7LIwVjg/w640-h360/omega2.png" width="640" /></a></div><div>Sur la base de la contre-rotation observée, Pechetti et ses collaborateurs déterminent un centre cinématique. Le centre que Pechetti et al. trouvent en se basant sur la contre-rotation est le plus proche (∼5 ′′) de ce qu'avaient trouvé Van der Marel et collaborateurs en 2010, tandis que le centre qu'ils trouvent basé sur le pic de dispersion de vitesses s'avère proche (∼2.5′′) du centre qu'avaient trouvé Noyola et al. en 2010 également. Les deux centres de Pechetti et al. se trouvent décalés de ∼10′′, soit ∼0,25 pc. Les chercheurs ont comparé les centres de 𝜔 Centauri qi avaient proposés par Noyola, Gebhardt et Bergman en 2008, par Noyola et al., puis Van der Marel en 2010, avec le leur et ils ont utilisé ces centres pour dériver les profils radiaux pour les rotations et les dispersion : Pechetti et son équipe trouvent des tendances similaires dans les profils de dispersion pour différents centres.</div><div><br /></div><div>Une fois déterminé un centre géométrique, si il existe un trou noir de masse intermédiaire, il doit se trouver là. Pour rechercher les signes de la présence d'un tel trou noir de masse intermédiaire, les chercheurs surveillent la vitesse des étoiles qui se trouvent autour de ce point. Si trou noir il y a, il devrait exister des étoiles à grande vitesse. Mais Pechetti et ses collaborateurs ne trouvent pas de valeurs de vitesses significativement supérieures à 62 km/s dans les 20′′ centrales autour du centre géométrique déterminé. Pour les chercheur, cette absence d'étoile à grande vitesse serait cohérente avec l'absence de gros trou noir au centre de 𝜔 Centauri... Mais les chercheurs ne perdent pas espoir, ils précisent que cela n'exclut pas complètement l'hypothèse du trou noir de masse intermédiaire, car, selon eux, une masse plus faible du trou noir pourrait entraîner la non-détection d'étoiles à grande vitesse.</div></div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div><div style="text-align: justify;">En supposant que le centre de 𝜔 Centauri contienne un trou noir d'une masse de 47000 M⊙, sa sphère d'influence serait de 15′′, soit la région de la contre-rotation. Pechetti et ses collaborateurs évoquent ensuite une possibilité intéressante pour expliquer la contre-rotation observée, qui serait l'existence d'un système de trous noirs massifs binaire au centre de l'amas. Les simulations de rencontres à trois corps de Mapelli et al. en 2005 montraient qu'une fraction importante des étoiles (55-70%) a tendance à</div><div style="text-align: justify;">aligner son moment cinétique sur celui du trou noir binaire. Dans le cas de 𝜔 Centauri, si la rotation orbitale du système de trous noirs massifs binaire est désalignée par rapport à la rotation globale, il y a une probabilité de trouver des étoiles alignées sur la rotation du couple binaire et donc en contre-rotation. Mais, pour les auteurs, il est peu probable que ce cas explique le décalage qu'ils observent entre le pic de dispersion de vitesse et le centre de la contre-rotation.</div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;">Pour Pechetti et al., un scénario qui pourrait expliquer le décalage entre le centre de la contre-rotation et le pic de dispersion de vitesse serait la présence d'un trou noir massif errant. L'explication d'un trou noir errant n'est pas très improbable bien que des simulations plus détaillées adaptées à 𝜔 Centauri seraient nécessaires pour étudier ce scénario.</div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;">Une autre piste vient du phénomène de fusion galactique. Plusieurs études de galaxies de type précoce montrent qu'une fraction des galaxies contiennent des noyaux cinématiquement découplés. Il s'agit des noyaux de galaxies qui ne sont pas alignés sur la rotation globale de la galaxie, ce qui est généralement la conséquence d'une fusion antérieure. Par exemple, l'amas stellaire nucléaire de NGC 404 est en contre-rotation par rapport à la galaxie, et on pense que ce serait dû à une fusion avec une galaxie naine riche en gaz il y a environ 1 Gigannée. C'est également confirmé par les jeunes étoiles qui se trouvent </div><div style="text-align: justify;">près du centre de cette galaxie. De nombreuses galaxies sont également observées avec ce comportement, comme NGC 4150, NGC 3032, ou NGC 4382. Certains amas globulaires, comme M15, qui est ce qu'on appelle un amas à noyau effondré, et M53 ont également été observés comme ayant un axe de rotation interne non aligné avec la rotation externe, de façon similaire à 𝜔 Centauri.</div><div class="separator" style="clear: both; text-align: center;"><a href="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEhzw9JcKZbJZ79qofkcr1EiN_E2sFQQI2QUc0KKL-9QyPoR7mVjgOoCvH_1PKp6FzqZKND6kRrKv50Zo11hDbpMsiy5_5fdR9iy_IPhOZQ26g5txpB7oaTe65vplKmbeAOXtbACjp1aT4L4EcUQ5X0xy9VZwPvXu5kxXmAxxVM9esSH4SayorVbCD670IE/s756/omega%20cen.png" style="margin-left: 1em; margin-right: 1em; text-align: center;"><img border="0" data-original-height="720" data-original-width="756" height="505" src="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEhzw9JcKZbJZ79qofkcr1EiN_E2sFQQI2QUc0KKL-9QyPoR7mVjgOoCvH_1PKp6FzqZKND6kRrKv50Zo11hDbpMsiy5_5fdR9iy_IPhOZQ26g5txpB7oaTe65vplKmbeAOXtbACjp1aT4L4EcUQ5X0xy9VZwPvXu5kxXmAxxVM9esSH4SayorVbCD670IE/w529-h505/omega%20cen.png" width="529" /></a></div><div style="text-align: justify;"></div><div style="text-align: justify;">Si 𝜔 Centauri a été formé par des fusions d'amas globulaires, il est possible que ce type de cinématique variée se produise vers le centre. Comme le temps de relaxation de 𝜔 Centauri est de 9,6 Gigannées, il est possible que des caractéristiques cinématiques primordiales soient encore observables aujourd'hui. Mais les astrophysiciens notent que le temps de relaxation près du centre de l'amas serait beaucoup plus court, et donc une contre-rotation centrale initiale aurait été effacée. </div><div style="text-align: justify;"><br /></div></div><div><div style="text-align: justify;">Les données de Gaia ont été utilisées pour retracer l'origine de 𝜔 Centauri. Plusieurs études ont suggéré qu'il s'agissait de l'ancien noyau de la galaxie 𝐺𝑎𝑖𝑎-Encelade/Sausage. S'il y a eu de fortes interactions de marée dans le passé, il est possible que le noyau et son trou noir aient été décalés par rapport à la rotation globale. Si le décalage du noyau est une empreinte de cette interaction de marée, cet effet de marée a dû agir dans la direction nord-sud, par exemple lorsque 𝜔 Centauri est passé devant le disque de la Voie Lactée, puisque Pechetti et al. observent la contre-rotation allongée dans cette direction.</div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;">Les études récentes de Tiongco et al. (2018 et 2022) ont utilisé des simulations 𝑁-Corps pour suivre l'évolution d'amas d'étoiles en rotation en présence d'un champ de marée externe. Ils ont trouvé que la dynamique à l'intérieur de l'amas est perturbée par le champ de marée, principalement un couple de marée provenant de la galaxie hôte qui affecte la rotation interne de l'amas et introduit une précession de l'axe de rotation de l'amas. En général, les régions internes sont dominées par la rotation natale de l'amas qui dépend des conditions initiales, tandis que la précession est introduite dans les parties extérieures de l'amas. Au fur et à mesure que l'amas évolue, une variation radiale de l'axe de rotation est observée et, en fonction de la rotation intrinsèque initiale, elle peut conduire à une contre-rotation dans l'amas. En comparaison, la précession devrait être observée dans les parties extérieures de l'amas qui sont au-delà du rayon de demi-masse de l'amas (10,4 pc), alors que la contre-rotation est observée dans la partie centrale de 20′′ (0.5 pc). Il est donc très peu probable que la contre-rotation observée soit causée par des effets de marée, selon les chercheurs.</div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;">Pour essayer de tirer tout ça au clair, la prochaine étape consistera à modéliser la cinématique des étoiles de 𝜔 Centauri à l'aide de modèles dynamiques. Cela permettrait de contraindre la masse du trou noir dans l'amas. La mise en place de ce modèle est cependant difficile en raison de la contre-rotation, de son décalage par rapport au pic de dispersion, et globalement, de la cinématique externe qui peut dominer le champ de rotation. Mais les chercheurs restent toujours optimistes. </div></div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;"><b>Source</b></div><div style="text-align: justify;"><b><br /></b></div><div style="text-align: justify;"><div>ω Centauri: A MUSE discovery of a counter-rotating core </div><div>Renuka Pechetti et al.</div><div>Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (27 January 2024)</div><div><a href="https://doi.org/10.1093/mnras/stae294">https://doi.org/10.1093/mnras/stae294</a></div><div><br /></div></div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;"><b>Illustrations</b></div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;">1. Omega Centauri (ESO)</div><div style="text-align: justify;">2. Champs stellaires imagés avec MUSE (Pechetti et al.)</div><div style="text-align: justify;">3. Cartographies des vitesses stellaires et des dispersions de vitesse (Pechetti et al.) </div><div style="text-align: justify;"><br /></div><div style="text-align: justify;"><br /></div>Dr Eric Simonhttp://www.blogger.com/profile/11521111896501339638noreply@blogger.com0