DES ETOILES UN PEU PARTICULIERES...

David Fossé, le 15 septembre 2010

JL Dauvergne, le 3 novembre 2010.

Raphaëlle Tilliette, le 7 février 2011

Raphaëlle Tilliette, le 15 février 2011

Dans Orion, les deux jets de l'étoile naissante HH 34 émettent avec un surprenant décalage de quatre ans et demi l'un par rapport à l'autre. Réalisée grâce au télescope spatial infrarouge Spitzer, cette découverte implique que les jets des très jeunes étoiles prennent leur source à moins de 3 unités astronomiques (u.a., la distance Terre-Soleil) de la surface stellaire.

Le bébé étoile HH 34 et ses jets vus dans l'infrarouge. Crédit: NASA/JPL-Caltech/Ciel et Espace Photos

Un bébé très entouré
Ce n'est pas la première fois que HH 34 est la cible des astronomes. Découvert en 1974 par l'astronome George Herbig, ce petit objet de Herbig-Haro éloigné de 1400 années-lumière s'est longtemps singularisé par son jet unique. Son jumeau, masqué par un nuage de poussières, n'a été découvert en infrarouge qu'en 2008. C'est à ces longueurs d'onde, en scrutant attentivement les grumeaux de matière expulsés dans les jets à 540000 km/h, que Spitzer a mis en évidence le décalage temporel.

HH 34 observé dans le visible (à gauche) et dans l'infrarouge (à droite). Crédit: NASA/JPL-Caltech

Comment naissent les jets ?
Comme pour le cas des trous noirs, l'origine des jets déployés par les étoiles à leur naissance demeure mystérieuse. Elle est sans doute liée au disque qui les entoure - HH 34 en possède un de 1000 u.a. de rayon -, mais leur mécanisme exact est inconnu. D'où l'intérêt de localiser précisément l'endroit d'où ils jaillissent.

La zone cernée par Spitzer grâce au décalage temporel observé dans HH 34 est dix fois plus petite que les précédentes estimations. Les astronomes espèrent en découvrir dans d'autres jets !

Source Ciel&Espace: http://www.cieletespace.fr/node/7037

Dans la constellation de la Boussole, l'étoile T Pyxidis vient de gagner 8 magnitudes: son éclat a été multiplié par 2500 ! Ce sursaut d'activité, qui la rend visible aux jumelles depuis l'hémisphère Sud, était attendu depuis 45 ans.

Une nova en sommeil depuis 1966
T Pyxidis est une nova récurrente, c'est-à-dire un couple d'étoiles dont l'une, une naine blanche, ne cesse d'arracher de la matière à sa compagne, de type solaire.

Lorsque la masse accumulée à la surface de la naine atteint un certain seuil, celle-ci produit une explosion thermonucléaire, qui se traduit par un sursaut d'éclat. Ce phénomène est à peu près périodique. Il avait été observé pour T Pyxidis en 1890, 1902, 1920, 1944 et 1966. Puis plus rien, jusqu'à cette nouvelle explosion le 15 avril 2011.

T Pyxidis est une étoile binaire dans laquelle une naine blanche arrache de la matière à sa compagne de type solaire. Crédit: L. Bret/C&E Photos

Des frissons injustifiés
L'étoile avait tout de même fait parler d'elle en 2010. Une communication erronée d'un chercheur avait alors fait craindre que, compte tenu de sa proximité (3300 années-lumière), son explosion en supernova de type Ia (SN Ia) puisse menacer la Terre.

Il avait confondu les effets d'une SN Ia, inoffensive à cette distance, avec ceux d'un sursaut gamma. Par ailleurs, l'explosion en supernova n'est pas d'actualité puisque T Pyxidis va entrer dans une période d'« hibernation » pour les 2,6 millions d'années à venir (la naine blanche n'arrachant plus de matière à sa compagne à un rythme suffisant pour nourrir une réaction thermonucléaire). Une bonne raison pour l'observer dès à présent...

Une « nouvelle » étoile observable de l'hémisphère Sud
Les lecteurs de Ciel & Espace résidant dans l'hémisphère Sud peuvent saisir l'opportunité rare d'observer cette nova. Avec une magnitude proche de 7, qui ne cesse d'augmenter et devrait atteindre 6,4 le 20 mai 2011, elle est visible même avec de simples jumelles (son éclat habituel de 15,5 la réserve aux plus gros télescopes). Pyxydis est visible en début de nuit dans la constellation de la Boussole aux coordonnées suivantes: 9 h 4 min 41 s et -32°22'47".

T Pyxidis, vu par Hubble en 1997, expulsant de la matière suite à une éruption. Crédit: NASA/ESA/STSCcI/Ciel et Espace Photos

Source Ciel&Espace: http://www.cieletespace.fr/node/7178

Une seule étoile peut-elle jeter un doute sur les théories établies ? Peut-être, si l'on en croit l'observation que viennent de réaliser les astronomes européens. Sur cette image de la nébuleuse de la Tarentule, située dans la galaxie du Grand Nuage de Magellan à 160.000 années-lumière de la Terre, ils identifient une étoile (flèche verte sur la petite image) d'une masse colossale qui se trouve isolée, bien à l'écart des autres. Le fait n'est pas seulement une curiosité, c'est une véritable énigme.

La nébuleuse de la Tarentule, avec l'étoile supermassive VTFS 682. Crédit: ESO

L'étoile, connue sous le nom de VTFS 682, était prise jusque-là pour un astre banal. Or, les nouvelles études menées avec le VLT viennent de révéler qu'il s'agit d'une géante de 150 masses solaires et 3 millions de fois plus lumineuse que le Soleil ! Or, selon les théories établies après de nombreuses observations, les étoiles de ce calibre, à la durée de vie très courte, n'ont pas le temps de quitter le centre des amas où elles sont nées. VTFS 682 devrait donc être entourée de beaucoup d'autres étoiles. Mais ce n'est pas le cas: elle erre seule dans une région désertique de la nébuleuse.

Pour tenter d'expliquer cette situation étonnante, les astronomes supposent qu'elle a été éjectée de l'amas l'amas R136, assez proche, et qui abrite une véritable jumelle de VTFS 682. Reste à comprendre comment un tel mastodonte peut être poussé hors d'un groupe d'étoiles.

Source Ciel&Espace: http://www.cieletespace.fr/node/7272

Le télescope spatial Hubble a suivi les variations de luminosité d'une céphéide célèbre à l'origine d'une nouvelle vision de l'univers en 1923.

C'est un joli clin d'œil que viennent de faire les astronomes du Space Telescope Science Institute à l'Histoire de la cosmologie. Ils ont décidé de photographier avec le télescope spatial Hubble les fluctuations d'une étoile variable particulière, une céphéide appelée V1 et située dans la grande galaxie d'Andromède, M31.

Jusqu'en 1920, de nombreux astronomes ainsi que de célèbres cosmologistes comme Harlow Shapley, pensaient que les nébuleuses spirales, dont l'exemple le plus célèbre est M31, faisaient partie de la Voie lactée, notre galaxie. À cette époque, un jeune astronome du nom d'Edwin Powell Hubble venait d'entrer à l'observatoire Wilson après une thèse remarquée sur les nébuleuses. Ayant à sa disposition le télescope Hooker de 2,5m de diamètre, à l'époque le plus puissant du monde, Hubble se mit à étudier la luminosité d'une céphéide dans la galaxie d'Andromède, une étoile variable qui depuis a pris le nom de variable de Hubble numéro 1 (V1).

L'astronome Edwin Hubble découvrit le premier la véritable distance qui nous sépare des galaxies. © Palomar Observatory

Une mesure capitale
On sait depuis 1912 et les travaux d'Henrietta Leavitt qu'il existe une relation mathématique liant la luminosité des céphéides à leur période de pulsation. En mesurant la période de V1, la céphéide de la galaxie d'Andromède, Edwin Hubble put déterminer l'éclat intrinsèque de cette étoile et le comparer à son éclat apparent pour en déduire sa distance et donc celle de M31. La galaxie d'Andromède se retrouva d'un seul coup propulsée en dehors de notre Voie Lactée (on évalue actuellement la distance de M31 à un peu plus de 2 millions d'années-lumière) et les limites que l'on fixait jusqu'alors à l'univers furent repoussées de façon spectaculaire. Edwin Hubble continua d'étudier les céphéides dans de nombreuses galaxies pour en mesurer la distance puis la vitesse, découvrant en 1929 l'expansion de l'univers.

C'est pour rendre hommage au travail d'Edwin Hubble que les scientifiques ont donné son nom au télescope spatial. Le 24 avril 1990 la navette spatiale Discovery s'envola avec à son bord le fameux télescope ainsi que des images de V1 réalisées en 1923 par l'astronome américain. Ces images volèrent à nouveau en 2009 à bord de la navette Atlantis à l'occasion de STS-125, la cinquième et ultime mission de maintenance du télescope spatial. C'est justement ce télescope qui a été employé pour photographier les changements d'éclat de l'étoile V1 durant plusieurs semaines au cours de l'hiver dernier.

Les variations d'éclat de V1, une céphéide célèbre de la galaxie M31. © Nasa/Esa/The Hubble Heritage Team (STScI/AURA)/ R. Gendler

Source Actualité Futura-Sciences: http://www.futura-sciences.com/fr/news/t/astronomie/d/v1-letoile-variable-qui-a-change-lunivers_30416/

La principale étoile de la constellation d'Orion, Bételgeuse, fascine toujours. Arrivée au stade de supergéante rouge, elle doit exploser bientôt en supernova. Quand cela arrivera, elle illuminera la nuit d'une clarté aussi forte que celle de la Lune.

En attendant, les astronomes continuent à l'observer en détail. Avec le Very Large Telescope, ils viennent de réaliser cette nouvelle image qui montre l'environnement proche de l'étoile dans la longueur d'onde de l'infrarouge proche. Ils visualisent ainsi des structures nébuleuses qui sont impossibles à détecter en lumière visible.

Ces nuages qui entourent Bételgeuse ont été émis par l'étoile. Il s'agit de gaz et de poussières qu'elle a éjectés dans l'espace au cours d'épisodes éruptifs et continus. Les analyses indiquent que de grandes quantités de silicates font partie de la nuée. C'est à partir de ce type d'éléments que plus tard, des planètes rocheuses se formeront peut-être. Mais Bételgeuse aura alors disparu depuis longtemps et ces poussières se trouveront en orbite autour d'une autre étoile.

L'environnement nébuleux de Bételgeuse vu grâce au VLT. Crédit: ESO

Au centre de l'image, le disque noir correspond à un masque qui élimine la partie la plus brillante de l'étoile. L'étoile elle-même occupe l'espace déterminé par le petit cercle rouge, plaqué sur une image antérieure réalisée par le VLT.

Distante d'environ 425 années-lumière, Bételgeuse est la première étoile dont on a mesuré le diamètre en 1919, grâce à la technique de l'interférométrie. Celui-ci atteint 827 millions de km, ce qui signifie que si elle était à la place du Soleil, l'étoile occuperait tout le volume situé à l'intérieur de l'orbite de Jupiter (la Terre et Mars seraient dans l'étoile !). Résultat, on parvient à voir quelques détails à sa surface.

Pourtant, depuis plusieurs années, des mesures précises réalisées avec l'interféromètre IOTA, aux Etats-Unis, indiquent que son diamètre diminue d'environ 1% par an.

Source Ciel&Espace: http://www.cieletespace.fr/node/7391

Les astronomes n’ont de cesse de traquer les objets les plus lointains de l’univers, car ce sont aussi les plus anciens et donc susceptibles de nous en apprendre un peu plus sur l’origine des structures dans l’univers observable. Ils viennent d’annoncer un record de distance pour un quasar: 12,9 milliards d’années-lumière.

L’objet baptisé Ulas J1120+0641 est un quasar et c’est tout à la fois le plus ancien et le plus lointain connu. Les astronomes de l’ESO ont annoncé dans un article de Nature (donné en lien un peu plus bas) qu’il se trouvait à 12,9 milliards d’années-lumière de nous environ, lorsque les photons que nous observons aujourd’hui en sont partis.

Rappelons que les observations par WMap du rayonnement fossile permettent de déduire que l’âge de l’univers observable est de 13,7 milliards d’années mais que les régions dont nous parviennent aujourd’hui les plus vieux photons de l’univers sont distantes de nous actuellement de plus de 45 milliards d’années-lumière.

En terme technique, le décalage spectral vers le rouge de Ulas J1120+0641, que l’on note z, vaut 7,1. Ce n’est pas le plus grand décalage observé pour un objet cosmologique. On a en effet z=8,2 pour le plus lointain sursaut gamma connu, GRB 090423, et z=8,6 pour la plus lointaine galaxie connue, UDFy-38135539.

Comme tous les quasars, Ulas J1120+0641 est un trou noir supermassif. Sa masse a été évaluée à 2 milliards de masses solaires. Une valeur quelque peu énigmatique car l’on retrouve ce problème récurrent de la présence de galaxies et de trous noirs géants très tôt dans l’Histoire du cosmos observable, alors que la théorie et les simulations font généralement naître ces objets plusieurs milliards d’années après le début de l’univers observable (Pas toujours cependant).

Cinq ans à chercher dans un catalogue de millions d'objets
Sa découverte n’a pas été facile. En effet, la lumière émise par la matière tombant en direction du trou noir central au cœur du quasar se trouve aujourd’hui décalée dans le domaine de l’infrarouge. La première détection de Ulas J1120+0641 s’est donc faite dans le cadre de UKIDSS, pour UKIRT Infrared Deep Sky Survey. Il s’agit d’une campagne d’observations basée sur l’utilisation d’un télescope infrarouge du Royaume-Uni installé à Hawaï. Ce n’est qu’ensuite que la distance du quasar par rapport à la Terre a été déterminée à partir d’observations effectuées avec l’instrument FORS2, équipant le VLT de l’ESO, et des instruments sur le télescope Gemini North.

Selon les astronomes, étant donné la rareté des quasars au début de l’Histoire de l’univers, seulement une centaine de quasars avec un z supérieur à 7 doivent se trouver sur la sphère céleste entière. Un objet aussi lointain ayant nécessairement une très faible taille angulaire et étant peu lumineux, on comprend pourquoi il a fallu chercher pendant cinq ans dans la base de données fournies par UKIDSS avant de le trouver.

Mais le jeu en valait la chandelle car selon Stephen Warren, l’astronome à la tête de l’équipe ayant fait cette remarquable découverte: « Ce quasar est capital pour sonder l’univers jeune. C’est un objet très rare qui devrait nous aider à comprendre comment les trous noirs supermassifs se sont formés quelques centaines de millions d’années après le Big Bang. »

Une vidéo de l'ESOcast est disponible.

Une vue d'artiste du quasar Ulas J1120+0641 découvert par les astronomes, avec des jets de matière. © ESO/M. Kornmesser

Source Actualité Futura-Sciences: http://www.futura-sciences.com/fr/news/t/astronomie/d/nouveau-record-de-distance-pour-un-quasar-129-g-annees-lumiere_31158/

Un groupe d'astronomes américains a mis la main sur un couple de naines blanches qui orbitent l'une autour de l'autre en un temps record: 13mn !

Les naines blanches sont des résidus de l'évolution stellaire. Ces étoiles en fin de vie particulièrement compactes, d'une densité de l'ordre d'une tonne par centimètre cube, sont constituées d'un gaz d'électrons dégénéré. Leur température de surface est très élevée, le record étant actuellement détenu par KPD 0005+5106 avec 200.000K.

En utilisant le télescope MMT de l'Observatoire du Mont Hopkins en Arizona, des chercheurs du Center for Astrophysics du Smithsonian Observatory on découvert deux naines blanches qui effectuent une ronde endiablée à plus de 600km/s. Les deux naines blanches étant trop proches pour être observées visuellement, c'est à l'aide d'un spectroscope qu'on a pu définir leurs caractéristiques. L'une des protagonistes comprime l'équivalent d'un quart de la masse du Soleil dans un astre de la taille de Neptune - l'autre a une taille comparable à celle de la Terre et renferme la moitié de la masse de notre étoile. L'orientation de ce couple stellaire par rapport à nous fait qu'on les voit s'éclipser à tour de rôle toutes les 6mn environ.

À force de se rapprocher, les deux naines blanches devraient fusionner dans 900.000 ans et éventuellement exploser comme le fit en 1572 la supernova de Tycho.

Représentation artistique des deux naines blanches orbitant à grande vitesse l'une autour de l'autre. © D. A. Aguilar (Center for Astrophysics)

Source Actualité Futura-Sciences: http://www.futura-sciences.com/fr/news/t/astronomie/d/en-bref-la-danse-infernale-dun-couple-de-naines-blanches_31458/

De vastes quantités de vapeur d'eau ont été découvertes dans un quasar lointain, prouvant que l'Univers regorgeait déjà de la précieuse molécule, 1,7 milliard d'années après sa naissance.

140.000.000.000.000 océans terrestres
Constitué d'un trou noir 20 milliards de fois plus massif que le Soleil, dans lequel s'engouffre irrésistiblement le gaz alentour, APM 08279+5255 émet un million de milliard de fois plus d'énergie lumineuse que notre étoile.

L'analyse de son rayonnement par deux équipes indépendantes, l'une avec le télescope Z-Spec de Mauna-kea, l'autre grâce à l'interféromètre du Plateau de Bure, montre qu'il recèle autant d'eau que 140.000.000.000.000 océans terrestres.

Voici à quoi ressemble le quasar APM 08279+5255, autour duquel gravite une quantité phénoménale de vapeur d'eau. Crédit: NASA/ESA

Un gaz ténu
Mais, sans la puissance phénoménale du quasar, le faible éclat de la vapeur d'eau n'aurait pu être découverte après un voyage de 12 milliards d'années à travers l'espace et le temps.

Les mesures indiquent que la densité du gaz est 300.000 milliards de fois moindre que celle de l'atmosphère terrestre. Étendue sur des milliers d'années-lumière, la quantité totale d'eau sous forme de vapeur dans APM 08279+5255 dépasse malgré tout celle de notre galaxie toute entière.


Source Ciel&Espace: http://www.cieletespace.fr/node/7561

L'étrange corps céleste qui gravite autour du pulsar PSR J1719-1438 est une ancienne étoile devenue planète. Par sa masse (environ 300 fois celle de la Terre), il équivaut à Jupiter, la plus grosse planète du Système solaire. Par sa taille (cinq fois le diamètre de la Terre), il correspond à une énorme planète tellurique. Sa masse volumique révèle qu'il s'agit d'une sphère extrêmement compacte composée exclusivement de carbone et d'oxygène. Bref, pour l'essentiel, c'est un gigantesque diamant.

Un pulsar chronométré
La découverte, publiée dans la revue Science, revient à une équipe internationale d'astronomes qui étudiait les pulsars à l'aide de radiotélescopes. Ces astres compacts, seuls vestiges d'étoiles massives ayant explosé en supernovae, sont des sphères de 20km à 30km de diamètre pour une masse supérieure à celle du Soleil (plus de 300.000 fois celle de la Terre). On les nomme aussi étoiles à neutrons.

Par leurs pôles, elles émettent de puissants jets de matière aisément détectables en radio. En tournant sur elles-mêmes, elles balayent l'espace de ces jets, ce qui donnent l'impression aux observateurs qu'elles pulsent (d'où leur nom de pulsar).

Vue d'artiste d'un pulsar accompagné d'une naine blanche ou d'une planète de diamant. Crédit: S. Numazawa/APB/Ciel&Espace Photos

C'est en mesurant très précisément la période de rotation du pulsar PSR J1719-1438, situé à 4.000 al. de la Terre dans la constellation du Serpent, que les astronomes ont décelé la présence d'un corps gravitant autour de lui.

Une ex-naine blanche
De nombreuses observations menées avec des radiotélescopes et des télescopes optiques ont permis aux astrophysiciens de calculer qu'un corps de 60.000km de diamètre pour une masse de 300 fois celle de la Terre est satellisé autour du pulsar. Situé à 600.000km de l'astre compact, il met seulement deux heures et dix minutes à boucler une révolution.

Ce corps aux mensurations étonnantes a toutes les caractéristiques d'une naine blanche, sauf sa masse bien trop petite. Les scientifiques en déduisent donc qu'il s'agit d'une naine blanche à laquelle le pulsar a arraché beaucoup de matière, au point de la transformer en un objet de masse planétaire. La vidéo ci-dessous permet de visualiser les caractéristiques de ce système stellaire étonnant.

Diamant inaccessible
La planète de diamant qui accompagne le pulsar binaire PSR J1719-1438 peut faire rêver... Mais seulement rêver. Car outre son éloignement, le milieu dans lequel elle se trouve est extrêmement nocif. En effet, le pulsar émet de grandes quantités de rayonnements X et gamma parfaitement hostiles susceptible d'irradier mortellement tout être vivant. Enfin, la surface de la planète est très vraisemblablement surchauffée (comme l'est une naine blanche), ce qui rend impossible tout atterrissage...

Source Ciel&Espace: http://www.cieletespace.fr/node/7724

PSR J1719-1438 est un pulsar milliseconde, c'est-à-dire une étoile à neutrons en rotation très rapide, balayant l’espace avec un faisceau radio, à la façon d’un phare. Depuis la Terre, on remarque une modulation périodique de ce faisceau, trahissant la présence d'un astre en orbite. Aussi solide et dense qu’une planète en diamant, ce compagnon est en réalité un cœur de naine blanche cristallisé.

Le grand astrophysicien théoricien Subrahmanyan Chandrasekhar a donné la première description valide de la structure des naines blanches. Étape finale de l'évolution des étoiles contenant au maximum quelques masses solaires quand elles ont épuisé leur carburant nucléaire, elles peuvent rassembler la masse du Soleil dans un volume de la taille de la Terre. Il s’agit donc d’astres très denses et qui se refroidissent très, très lentement. Elles ont été étudiées par bon nombre de grands théoriciens de l’astrophysique vers le milieu du siècle dernier, par exemple Evry Schatzman.

On a compris, suite aux progrès de l’astrophysique nucléaire d’après guerre, que l’essentiel d’une naine blanche devait être constitué de noyaux de carbone et d’oxygène baignant dans un gaz dégénéré d’électrons relativistes. Mais c’est au cours de l’année 1961 que divers astrophysiciens théoriciens, dont Salpeter, ont compris que le cœur d’une naine blanche devait assez rapidement se transformer en un immense réseau cristallin de noyaux de carbone et d’oxygène. Une part importante du volume d’une naine blanche devait ainsi ressembler à une sorte de diamant géant.

Une équipe internationale de chercheurs plongeant dans les 200.000 Go de données accumulées par les observations de radiotélescopes australien et britannique a découvert une curieuse caractéristique du pulsar PSR J1719-1438. Son signal radio est modulé périodiquement, comme si un astre était en orbite autour de cette étoile à neutrons.

Une planète qui n'en est pas vraiment une, du diamant qui n'en est pas vraiment
L’analyse de ces données a conduit les astrophysiciens à en déduire qu’autour de ce pulsar situé à environ 4.000 al. dans la constellation du Serpent, devait bel et bien se trouver un corps légèrement plus massif que Jupiter, d’un diamètre inférieur à 60.000km et orbitant en 2h10mn autour de PSR J1719-1438. La distance entre les deux corps célestes étant de seulement 600.000km et la masse du pulsar étant approximativement celle du Soleil, pour un diamètre de quelques dizaines de km, les forces de marée auraient déjà détruit le compagnon de PSR J1719-1438 si sa taille et sa masse étaient plus grandes.

La densité déduite de ces observations correspond à celle d’un corps composé de diamant sous forme cristallisée. Comme de plus on est en présence d’un pulsar milliseconde, ce corps ne doit pas être à proprement parler une exoplanète ressemblant à une planète carbonée.

En effet, le scénario qui colle le mieux aux observations est le suivant.

Une jeune étoile à neutrons tourne très vite sur elle-même mais cela ne dure qu’un temps. Prenant de l’âge, l'astre voit sa rotation se ralentir, ce qui a déconcerté les astrophysiciens lorsqu’ils ont trouvé les premiers pulsars millisecondes constitués d'une vieille étoile à neutrons. L’énigme a été résolue lorsque l’on a réalisé que ces pulsars possédaient un astre compagnon orbitant à une distance faible de l’étoile à neutrons. Lorsque cet astre était une géante rouge, une partie de sa matière, débordant des Lobes de Roche, a été arrachée par les forces de marée du pulsar et, en s’accrétant sur celui-ci, elle lui a fourni du moment cinétique, accélérant sa rotation.

Dans le cas de PSR J1719-1438, l’étoile ayant perdu de la masse a fini par devenir une toute petite naine blanche qui s’est cristallisée, contenant donc essentiellement du carbone et de l’oxygène sous une forme rappelant le diamant. Difficile cependant d’être sûr de l’aspect de ce diamant géant...

Une vue d'artiste d'une naine blanche au cœur de diamant. Des incertitudes existent quant à la proportion exacte de la naine blanche qui a cristallisé. Elle devrait se situer entre 30% et 80%. © Travis Metcalfe, Ruth Bazinet, Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

* Transformation of a Star into a Planet in a Millisecond Pulsar Binary
* Testing White Dwarf Crystallization Theory with Asteroseismology of the Massive Pulsating
* DA Star BPM 37093

Source Actualité Futura-Sciences: http://www.futura-sciences.com/fr/news/t/astronomie/d/une-exoplanete-en-diamant-autour-dun-pulsar_33060/

C'est la première fois que l'on assiste à l'évolution d'une jeune étoile avec autant de détails. Le télescope spatial Hubble a permis d'observer les jets issus de plusieurs étoiles fraîchement formées dans la nébuleuse d'Orion et dans la constellation des voiles, à plusieurs années d'écart. C'est en effet l'un des rares phénomènes cosmiques qui varient sur des échelles de temps abordables à l'échelle humaine: les jets filent à 700.000km/h en moyenne, sur des distances de 10 fois le diamètre du Système solaire !

L'étoile naissante au centre envoie deux gigantesques jets de matière brûlants de part et d'autre de ses pôles. Crédit: Nasa/ESA/C&E Photos

Ces jets surviennent lors de la naissance d'une étoile: lorsque le nuage de gaz se contracte, se met à tourner autour de lui, et tandis que l'étoile s'allume au coeur du nuage, la matière spirale, tombe, puis est recrachée avec une incroyable puissance des deux côtés de l'axe de rotation de l'étoile. Certaines parties des jets vont très vite et d'autres sont plus lentes. Ainsi, quand elles se frottent les unes aux autres, la chaleur dégagée rend les jets visibles à des milliers d'années lumière de distance ! Ceux-ci sont en effet situés à 1.350 al. de nous !

En 14 ans, plusieurs clichés du même objet, HH34, situé dans la nébuleuse d'Orion, ont permis aux astronomes de visualiser aisément un mouvement dans les jets de matière.


Source Ciel&Espace: http://www.cieletespace.fr/node/7744

Elle serait âgée d’au moins 13 milliards d’années, ne contiendrait pas d’éléments métalliques, ou presque... et elle n’aurait donc pas dû pouvoir se former. L’étoile SDSS J102915+172927 est la star d’une publication de Nature et représente un défi aux modèles de la formation stellaire.

Les étoiles de première génération sont nées au cours des premières centaines de millions d’années après le Big Bang, c'est-à-dire à partir du gaz laissé par la nucléosynthèse primordiale. Ainsi, la caractéristique d'une étoile de première génération est qu’elle ne contient pas d’éléments plus lourds que le lithium et donc pas de carbone, d’oxygène, d’azote et encore moins de fer. Tous ces éléments seront synthétisés ultérieurement dans le cœur de ces étoiles, lorsqu’elles sont suffisamment massives, et ils seront dispersés dans le milieu interstellaire lorsque des étoiles d’au moins 8 masses solaires exploseront en supernovae. Notre Soleil est lui une étoile de deuxième génération car il s’est formé, comme les planètes de notre Système solaire, à partir d’un nuage de gaz enrichi en éléments lourds par les explosions des étoiles de première génération.

Les astrophysiciens ont une étrange manie: pour eux, tous les éléments autres que l’hydrogène et l’hélium sont des métaux. Et lorsqu’ils analysent l’atmosphère d’une étoile (qui doit être le reflet de la composition chimique initiale du nuage de gaz ayant donné lieu à la formation de l’astre) ils parlent de sa métallicité. Plus une étoile a une métallicité élevée, plus elle s’est formée tardivement dans l’histoire de sa galaxie. Comme on sait qu’une étoile évolue d’autant plus rapidement qu’elle est massive, parfois en quelques millions d’années seulement, on a toutes les raisons de penser, lorsque l’on découvre une étoile de quelques masses solaires tout au plus et avec une faible métallicité, que l’on est en présence d’une étoile née il y a plusieurs milliards d’années.

Une étoile de magnitude 17 dans le halo
Les observations montrent que les étoiles les plus vieilles de notre galaxie, la Voie Lactée, se trouvent majoritairement dans le bulbe et dans le halo qui l'entoure. Elles font l’objet d’études depuis très longtemps et c’est ainsi qu’une équipe d’astrophysiciens européens a fini par observer de plus près, avec les instruments X-shooter et Uves sur le VLT, l’étoile SDSS J102915+172927.

Initialement détectée dans le cadre du Sloan Digital Sky Survey ou SDSS (les numéros font référence à la position de l’objet dans le ciel), cet astre se trouve à environ 4.000 al. de distance dans la constellation du Lion. Il fait partie du halo et comme le montre cette vidéo, son orbite est très inclinée par rapport au plan galactique. On avait toutes les raisons de penser qu’il s’agissait d’une vieille étoile mais la détermination de sa métallicité et de sa masse ont surpris les astrophysiciens.

Seulement 0,00007% d'éléments lourds
La proportion de métaux dans SDSS J102915+172927 est en effet plus de vingt mille fois inférieure à celle du Soleil. Seul du calcium a pu être détecté, pas même du lithium. Avec 0,8 masse solaire, ces observations indiquent donc que cette étoile est très vieille, plus de 13 milliards d’années. C’est incontestablement l’une des plus vieilles étoiles de la Voie Lactée et cette estimation est d’autant plus impressionnante que celle de l’Âge de l’Univers donnée par les mesures de WMap est de 13,7 milliards d’années.

Or, de nos jours, pour que des étoiles se forment, la présence d’éléments lourds comme le carbone et l’oxygène est essentielle. Les premières étoiles s’en sont passées très probablement parce qu’elles étaient très massives et grâce à la présence de molécules d’hydrogène. Dans le cas de SDSS J102915+172927, la théorie de la formation stellaire (amplement soutenue par les observations effectuées jusqu’à présent) est formelle.

Une étoile de si faible masse et avec une telle pauvreté en métaux n’aurait pas dû pouvoir se former !

L'énigmatique « étoile de Caffau »
L’énigme devient plus épineuse lorsque l’on se rend compte que l’absence de lithium détectable ne cadre pas avec la théorie de la nucléosynthèse primordiale. Une étoile aussi pauvre en métaux a dû se former à partir d’un nuage de matière très primitif. Il doit donc contenir du lithium.

Pour le moment, la seule explication possible pour son absence dans l’atmosphère de SDSS J102915+172927 est que des réactions thermonucléaires l’ont détruit. Mais il faut pour cela faire intervenir des températures d’au moins 2.000.000 de K (Kelvins), ce qui est là encore très inhabituel pour des naines de ce genre.

Une telle étoile paradoxale n’est très probablement pas seule dans le halo. Comme l’indique l’astrophysicienne Elisabetta Caffau: « Nous avons identifié plusieurs autres étoiles candidates qui doivent avoir des niveaux de métal similaires, voire plus faibles, que dans SDSS J102915+172927. Nous envisageons maintenant de les observer avec le VLT afin de voir si c’est bien le cas. »

La naine SDSS J102915+172927 située dans notre galaxie, la Voie Lactée, a été observée à l’aide du Very Large Telescope de l’ESO. Un peu moins massive qu’un soleil et probablement âgée de plus de 13 milliards d’années, elle se distingue par sa très faible teneur en éléments chimiques lourds, synthétisés après le Big Bang. La composition chimique de l’astre est dominée par les éléments primordiaux hydrogène et hélium. © ESO/DSS2/Observatoire de Paris

Source Actualité Futura-Sciences: http://www.futura-sciences.com/fr/news/t/astronomie/d/une-etoile-impossible-intrigue-les-astrophysiciens_33163/

Les mêmes objets de Herbig-Haro ont été photographiés à plusieurs reprises pendant quatorze ans par Hubble. Un groupe d’astrophysiciens a eu l’idée de rassembler les images de ces nébuleuses en émission, causées par l’impact des jets des protoétoiles en formation sur le milieu interstellaire. Résultat: d’impressionnants films montrant la dynamique de ces objets.

Les objets astrophysiques associés aux noms de Guillermo Haro et George Herbig ont en réalité été découverts par Sherburne Wesley Burnham à la fin du XIX^e siècle alors qu'il observait l'étoile T Tauri. On sait aujourd’hui que T Tauri est une protoétoile, une étoile variable si jeune qu’elle n’a pas encore achevé sa formation. Elle tire sa luminosité du Mécanisme de Kelvin-Helmholtz, c'est-à-dire de la conversion directe de son énergie potentielle gravitationnelle en chaleur et pas de l’allumage des réactions de fusion nucléaire en son centre. Les étoiles au même stade d’évolution sont d’ailleurs dites en phase T Tauri.

La formation d’une étoile paraît simple mais elle est en fait très compliquée. Afin de pouvoir s’effondrer suffisamment pour que des réactions nucléaires se produisent, la protoétoile doit perdre de la chaleur, du moment cinétique, et même une partie de son champ magnétique.

C’est là que les choses se compliquent....

Une bonne façon de le faire est de former des planètes avec un disque protoplanétaire mais on pense que la production de jets de matière le long de l’axe de rotation de la protoétoile est aussi un mécanisme important. Ce sont ces jets qui, en entrant en collision avec le milieu interstellaire, y provoquent des ondes de choc et la formation des petites nébuleuses en émissions, étudiées de plus près par Herbig et Haro vers 1950.

Des jets bipolaires supersoniques
À l’époque, ceux-ci ignoraient tout cela et même si le grand astrophysicien Viktor Ambartsumian avait déjà compris qu’il y avait un lien entre ces objets (qu’il baptisa de Herbig-Haro) et les premières étapes de la formation des étoiles T Tauri, ce ne fut vraiment qu’avec les observations du début des années 1980 que l’on comprit que l’on était en présence de jets de matière.

Avec ses collègues, Patrick Hartigan a eu l’idée d’utiliser les images prises depuis quatorze ans par Hubble et montrant les mêmes objets de Herbig-Haro (HH) et leurs évolutions. Ils ont ainsi rassemblé les photographies des jets HH1, HH2, HH34, HH46 et HH47 (HH1 et HH2, HH46 et HH47 sont des paires de jets de deux étoiles). Hubble a suivi ces jets sur trois époques: HH1 et HH2 en 1994, 1997 et 2007 ; HH34 en 1994, 1998 et 2007, et HH46 et HH47 en 1994, 1999 et 2008. Ces jets supersoniques s’étendent sur environ dix fois la largeur du Système solaire et la matière les composant fonce dans l’espace à plus de 700.000km/h. HH34, HH1 et HH2 sont observés dans la nébuleuse d’Orion alors que HH46 et HH47 se montrent dans la constellation australe des Voiles. Dans les deux cas, les distances sont d’environ 1.350 al.

Comme on peut le voir dans les différentes vidéos données en lien, y compris dans le Hubblecast 49, le résultat a été spectaculaire car l’on voit s’animer sous nos yeux les objets de HH. De plus, les astrophysiciens numériciens qui tentent de reconstituer à l’ordinateur la formation des étoiles, et donc de comprendre les jets observés, peuvent maintenant faire de nouvelles comparaisons entre leurs simulations et la réalité.

Les images prises par Hubble, qui elles-mêmes ont été rassemblées en films à l’ordinateur, révèlent par exemple que les jets ne sont pas éjectés de façon stationnaire. On voit des sortes de bouffées sporadiquement émises et avec des vitesses d’éjection différentes. Les paquets de matière que l’on voit voyager produisent des ondes de choc lorsqu’ils entrent en collision avec le milieu interstellaire et ils chauffent localement ce dernier, produisant les émissions de rayonnement caractéristiques des objets de HH. Les simulations sur ordinateur donnent elles des jets émis de façon continue.

Cherchant à mieux comprendre ce qu’ils voyaient, les astrophysiciens se sont tournés vers leurs collègues physiciens experts en hydrodynamique des explosions nucléaires ou encore ceux travaillant sur la fusion contrôlée, notamment avec des lasers. D’intéressantes perspectives sont en train d’émerger et les chercheurs sont fascinés de voir que certains des processus qu’ils observent avec les images de Hubble peuvent être explorés directement sur Terre lors d’expériences.

Plusieurs images d'objets de Herbig-Haro vus par Hubble. De haut en bas et de gauche à droite HH47, HH34 et HH2. © Nasa, Esa, P. Hartigan (Rice University)

* Fluid Dynamics of Stellar Jets in Real Time: Third Epoch HST Images of HH1, HH34, and HH47

Source Actualité Futura-Sciences: http://www.futura-sciences.com/fr/news/t/astronomie/d/en-video-hubble-a-filme-les-jets-des-etoiles-naissantes_33150/

Des simulations numériques accréditent ce que l’on soupçonnait depuis un certain temps: les noyaux d’or se formeraient essentiellement à l’occasion de collisions entre étoiles à neutrons.

De récentes recherches ont confirmé que l’or présent sur Terre est bien d’origine extraterrestre. Au sens strict du terme, l'expression peut sembler une tautologie puisque tous les éléments formés dans l’espace puis incorporés à notre planète lors de sa formation par accrétion, sont extraterrestres. Mais, dans le cas présent, cela signifie juste que l’or des banques et des monuments est arrivé sur Terre des centaines de millions d’années après la formation de notre planète.

L’origine de l’or est probablement encore plus extraordinaire si l’on en croit quelques spéculations anciennes de certains astrophysiciens nucléaires. Depuis les travaux de chercheurs comme Geoffrey Burbidge, on sait que les noyaux plus lourds que le lithium se sont formés dans les étoiles par des réactions de nucléosynthèse thermonucléaires. En fait, pas tous les noyaux lourds. Ceux qui le sont plus que le fer doivent avoir une origine différente. Ils proviennent de noyaux fortement enrichis en neutrons qui se sont désintègrés ensuite par radioactivité bêta.

Quels processus peuvent produire un intense flux de neutrons, capables de s’additionner par exemple à des noyaux de fer ou de nickel ?

On a longtemps pensé qu’il s’agissait de l’explosion de supernovae donnant des étoiles à neutrons (r-process). C’est peut-être toujours la bonne explication mais pour les abondances mesurées de noyaux d’or, les choses sont ensuite devenues plus problématiques...

Selon des simulations faites par Stephane Goriely, Andreas Bauswein et Hans-Thomas Janka c’est plutôt vers une autre hypothèse, proposée il y a un certain temps déjà, qu’il faut s’orienter: les collisions de deux étoiles à neutrons d'un système binaire.

On sait que les étoiles sont le plus souvent en couple et lorsqu’elles finissent chacune leur vie sous forme d’une supernova de type SN II ou SN Ib, il peut se former deux étoiles à neutrons (les SN Ia sont des supernovae où l’explosion détruit complètement une naine blanche) en orbite l’une autour de l’autre. Chacune de ces étoiles présente une masse de l’ordre de celle du Soleil rassemblée dans un volume dont le diamètre n’est que de quelques dizaines de kilomètres.

Des fragments d'étoiles à neutrons
Cela ne peut pas durer éternellement. Les deux astres perdent de l’énergie sous forme d’ondes gravitationnelles et leur distance orbitale se réduit au cours des millions d’années. Ils finiront par entrer en collision et c’est ainsi que l’on explique un sursaut gamma court, bien que la question ne soit pas encore tranchée.

Lors de la collision, de la matière riche en neutrons et en noyaux lourds est éjectée. Selon les calculs des trois astrophysiciens, c’est ainsi l’équivalent de plusieurs masses de Jupiter à des températures de plus de 10 milliards de kelvins qui s’éloignent de la zone de collision pour rejoindre l’espace interstellaire. Lorsque cette matière se refroidit, il se produit une cascade de réactions nucléaires avec des désintégrations bêta, faisant intervenir environ 5.000 isotopes. Des noyaux d’or apparaissent parmi eux.

Dans une galaxie comme la Voie Lactée, il se produit en moyenne une telle collision entre étoiles à neutrons tous les 100.000 ans. Selon les chercheurs, l’ensemble des calculs qu’ils ont menés permettent de retrouver remarquablement bien les abondances de noyaux lourds, en particulier celle de l’or.

Si cette hypothèse est exacte, lorsque nous passons un anneau d'or au doigt d'un(e) autre dans la salle des mariages, nous offrons, d'une certaine façon, un morceau d’étoile à neutrons….

Des pépites d'or trouvées en Californie et en Australie. © Natural History Museum, London

* r-process nucleosynthesis in dynamically ejected matter of neutron star mergers

Source Actualité Futura-Sciences: http://www.futura-sciences.com/fr/news/t/physique-1/d/lor-proviendrait-essentiellement-des-collisions-detoiles-a-neutrons_33381/

Certaines étoiles voient leur luminosité varier de façon importante en raison d’un mécanisme lié à l’opacité de l’hélium ionisé. Les observations de Kepler prouvent que des variations bien plus faibles chez des étoiles variables de type δ Scuti s’expliquent de la même manière que pour le Soleil: à l’aide d’une couche convective.

L'Écu de Sobieski est une petite constellation située juste à l'est de la Queue du Serpent. On y trouve une étoile variable particulière, δ Scuti, située à 130 al. C’est le prototype d'un type d'étoiles variables, de type δ Scuti, qui sont soumises à de petites pulsations sur plusieurs périodes de quelques heures. Ainsi δ Scuti, étoile géante, passe de la magnitude 4,60 à la magnitude 4,70 suivant deux pulsations principales de 4,65 et 4,48 heures, sur lesquelles s'ajoutent de plus petites pulsations de 2,79 - 2,28 - 2,89 heures. Elle est 2,2 à 2,4 fois plus massive que le Soleil et tourne sur elle-même quinze fois plus vite que lui.

Le mécanisme principal expliquant le comportement des étoiles variables, particulièrement celui des céphéides, a été découvert au début du siècle dernier par le grand astrophysicien Arthur Eddington. Lorsque la température des couches supérieures d’une étoile augmente, les atomes d’hélium s’ionisent en plus grand nombre, ce qui augmente l’opacité de ces couches. La pression du rayonnement devient plus importante et l’étoile gonfle. La température baissant à cause de la dilatation du gaz, des atomes d’hélium se forment à nouveau, ce qui fait baisser l’opacité et donc la pression du rayonnement. L’étoile se contracte et un nouveau cycle d’oscillations peut débuter. Ce mécanisme, qui fait penser à celui d’un moteur de voiture, ou à l’oscillation d’une masse au bout d’un ressort, a été nommé « mécanisme kappa » en référence à la Constante kappa du ressort. C’est lui qui cause la variation de luminosité de l’étoile.

Notre Soleil peut lui aussi, d’une certaine façon, être considéré comme une étoile variable en raison de faibles variations périodiques de sa luminosité. Bien moins importantes que dans les céphéides, ces variations sont expliquées par la propagation d’ondes à l’intérieur du Soleil, faisant vibrer et osciller sa surface à la façon des ondes sismiques sur Terre. Une partie de ces ondes est produite par les mouvements convectifs présents dans 30% du Soleil, dans ses couches supérieures. Plus en profondeur, c’est un mécanisme de transport radiatif qui dissipe l’énergie générée dans le cœur par les réactions thermonucléaires. On peut ainsi utiliser l’astérosismologie pour étudier la structure interne du Soleil, comme la sismologie terrestre révèle celle de notre planète.

Une couche convective bien réelle pour les δ Scuti
Comme nous l’a appris la théorie de la structure stellaire, développée par des astrophysiciens comme Eddington et Chandrasekhar, en fonction de la masse d’une étoile et de son évolution, la part de la zone convective et celle de la zone radiative ne sont pas les mêmes. Ainsi, pour des étoiles qui sont justement de type δ Scuti, seulement 1% de l’étoile correspond à une zone convective. On s’attendait donc à ce que de petites variations de la luminosité de l’étoile ne soient pas dues au mécanisme kappa mais à des oscillations provoquées par ces mouvements convectifs, comme pour le Soleil.

Les chercheurs ont observé avec Kepler (qui ne sert pas qu'à découvrir des exoplanètes) une étoile de type δ Scuti. Son nom est HD-187547 en référence au catalogue Henry Draper (HD), un catalogue astronomique regroupant des données astrométriques et photométriques sur plus de 225.000 étoiles, nommé en l'honneur de Henry Draper (sa veuve avait financé la réalisation). Les étoiles contenues dans ce catalogue (qui couvre la totalité du ciel) sont de magnitudes allant jusqu'à 9 ou 10, ce qui en fait des étoiles moyennes pour un télescope amateur et des étoiles brillantes dans un instrument professionnel.

Comme les astrophysiciens l'expliquent dans un article publié dans Nature (donné en lien ci-dessous), ils ont finalement réussi à observer les oscillations de type solaire générées par la faible couche convective de l'étoile. C'est une confirmation de plus de la validité de la théorie de la structure stellaire.

Sur la gauche, on voit la structure interne du Soleil avec son cœur (core en anglais) où l'hydrogène brûle pour donner de l'hélium. L'essentiel du Soleil est dominé par la zone radiative (jaune), celle où le transfert de chaleur se fait par rayonnement. En surface, on voit la zone convective, où c'est la convection dans un fluide (comme dans l'eau d'une casserole qui bout) qui assure ce transfert. Sur la partie droite de ce schéma, on voit une géante rouge beaucoup plus grande que le Soleil (échelle en bas à droite), dominée par la convection. Elle brûle son hydrogène autour de son cœur en hélium. © ESO

* The excitation of solar-like oscillations in a δ Sct star by efficient envelope convection

Source Actualité Futura-Sciences: http://www.futura-sciences.com/fr/news/t/astronomie/d/certaines-etoiles-variables-oscillent-comme-le-soleil-selon-kepler_33509/

Les astronomes ont l'habitude de nommer les objets qu'ils découvrent en fonction de leurs ressemblances. Ainsi, avant que l'un des télescopes de 8,2m du Very Large Telescope (VLT) ne pointe IRAS 17163-3907, nul ne savait à quoi cet astre ressemblait. Et surprise - la photo obtenue révèle les contours d'un... œuf au plat.

IRAS 17163-3907 était connu pour briller énormément dans l'infrarouge. En l'étudiant avec le VLT, les astronomes européens ont découvert une nébuleuse constituée de deux coquilles de gaz concentriques entourant une étoile d'un type particulier - une hypergéante jaune. Située à 13000 al., dans la constellation du Scorpion, cette étoile qui brille 500000 fois plus que le Soleil est aussi la plus proche de sa catégorie.

La nébuleuse de l'Oeuf au plat, vue par le VLT. Crédit: ESO/C&E Photos

L'étoile a un diamètre équivalent à celui de l'orbite de Jupiter, soit environ 1,5 milliards de km. Quant à la nébuleuse, si elle était centrée sur le Soleil, ses contours engloberaient tout le Système solaire, jusque bien au-delà de l'orbite de Pluton. Le gaz qui la constitue provient de l'étoile centrale qui expulse de grandes portions de son enveloppe régulièrement. Les astronomes estiment qu'en quelques centaines d'années, elle a ainsi relâché l'équivalent que 4 fois la masse du Soleil.

L'étoile qui siège au centre d'IRAS 17163-3907 explosera vraisemblablement d'ici à quelques milliers d'années en supernova de type II, comme celle qui a récemment été observée dans la galaxie M51.

Source Ciel&Espace: http://www.cieletespace.fr/node/7857

IRAS 17163-3907 était connue comme l’une des 30 étoiles les plus brillantes dans le ciel infrarouge. Observée plus en détails par les astronomes du VLT, elle vient de révéler sa vraie nature - une hypergéante jaune. C’est la plus proche trouvée jusqu’à présent.

IRAS, pour Infrared Astronomical Satellite ou Satellite Astronomique Infrarouge, avait été lancé le 25 janvier 1983. Il a fonctionné pendant dix mois, jusqu'au 21 novembre 1983, sur une orbite héliosynchrone. Son objectif était de réaliser une carte complète du ciel dans les bandes infrarouges à 12µm, 25, 60 et 100µm. Il a pu découvrir environ 500.000 sources ainsi qu'un disque de poussières autour de Véga. À l’époque, il observe aussi IRAS 17163-3907 dans la constellation du Scorpion.

Aujourd’hui ce sont les astronomes de l’ESO qui ont utilisé la caméra infrarouge Visir équipant le VLT pour mieux connaître cette étoile. Située à environ 13.000 al. de la Terre, sa masse totale est estimée à vingt masses solaires elle est environ 500.000 fois plus lumineuse que notre Soleil.

Cette image montre dans le domaine visible un champ d'environ 2,9° entourant l’hypergéante jaune IRAS 17163-3907. Elle a été prise à travers des filtres bleu, rouge et infrarouge dans le cadre de la campagne d’observation du Digitized Sky Survey 2. Elle se trouve au centre de l’image, noyée dans cette région de la Voie Lactée riche en étoiles. En haut à gauche du centre on peut voir aussi une nébuleuse planétaire en forme d’anneau bleuté, il s’agit de NGC6337. © ESO and Digitized Sky Survey 2

Les astrophysiciens découvrent maintenant sa vraie nature en obtenant pour la première fois une image montrant qu’une gigantesque enveloppe double de poussières entoure cette étoile. Avec un diamètre mille fois supérieur à celui du Soleil, il s’agit d’une hypergéante jaune et c’est la plus proche observée dans la Voie Lactée.

Une fin violente
Les étoiles hypergéantes jaunes sont instables et éjectent leurs couches supérieures de matière à l’occasion de plusieurs phases explosives. La matière se trouvant dans l’enveloppe de l’étoile, et qui lui donne son aspect de blanc d’œuf entourant son centre jaune (d’où son nom de nébuleuse de l’Oeuf au plat), représente pas loin de 4 masses solaires. Il s’agit de poussières silicatées et de gaz.

IRAS 17163-3907 finira sa vie en explosant sous forme d’une supernova. Un article exposant les découvertes faites sur cette étoile avec le VLT se trouve sur arXiv.

IRAS 17163-3907 est l’une des 30 étoiles les plus brillantes dans le ciel infrarouge, à une longueur d’onde de 12 microns observée par IRAS, mais elle a été peu observée, car elle est très faible en lumière visible. On la voit ici grâce à la caméra infrarouge Visir sur le VLT. Les trois filtres infrarouge moyen qui ont été utilisés laissent passer la lumière aux longueurs d’onde autour de 8.590nm (coloriée en bleue), 11.850nm (coloriée en vert) et 12.810nm (coloriée en rouge). © ESO/E. Lagadec

* A double detached shell around a post-Red Supergiant: IRAS 17163-3907, the Fried Egg nebula

Source Actualité Futura-Sciences: http://www.futura-sciences.com/fr/news/t/astronomie/d/une-hypergeante-jaune-sous-loeil-du-vlt_33687/

Cette étoile vient tout juste de s'allumer. Aux échelles de temps utilisées pour mesurer l'évolution stellaire, avec ses quelques millions d'années d'existence, elle compte parmi les astres les plus jeunes que les astronomes connaissent.

Située dans la constellation australe de la Carène, elle a été photographiée en détail par le télescope spatial Hubble. Son nom: IRAS 10082-5647. Elle a été découverte dans les années 1980 par un autre télescope spatial américain, IRAS, qui scannait le ciel pour la première fois en infrarouge. IRAS 10082-5647 a été remarquée par le satellite infrarouge parce qu'elle est entourée de gaz et de poussière. Or, cette matière parfois difficile à déceler en visible, rayonne surtout en infrarouge.

L'étoile IRAS 10082-5647 par le télescope Hubble. Crédit: ESA/Hubble & NASA

Avec cette photo de Hubble, on voit nettement ces nébulosités qui entourent la jeune étoile. Celle-ci, de type Herbig Ae/Be, n'a en effet pour l'instant même pas accompli 1% de son existence. L'image du télescope Hubble couvre un champ de 1,3' (minute d'arc) de côté, soit un peu plus que le diamètre apparent maximal de la planète Vénus, lorsque celle-ci se trouve au plus près de la Terre.

Source Ciel&Espace: http://www.cieletespace.fr/node/8059

Le 25 décembre 2010, le satellite Swift détectait GRB-101225A, baptisé par la suite "le sursaut gamma de Noël". Anormalement long, il pourrait s’agir de la collision des débris d’une comète ou d’un astéroïde avec la surface d’une étoile à neutrons. À moins qu’il ne résulte de l’engloutissement de cet astre compact par une géante rouge.

La nature des sursaut gamma est moins problématique de nos jours qu’elle ne l’était il y a plus de dix ans. On a de bonnes raisons de penser que les sursauts courts proviennent de la collision d’étoiles à neutrons et les sursauts longs de l’explosion d’une étoile géante en hypernova, avec formation d’un trou noir.

Cela ne veut pas dire qu’il n’existe pas des variantes dans ces scénarios et même quelques possibilités exotiques qui restent à préciser. Une bonne illustration de cette hypothèse peut se voir avec la publication de deux articles dans Nature, exposant deux modèles susceptibles d’expliquer les observations concernant le sursaut gamma GRB-101225A.

Comme son nom l’indique, il a été détecté par les instruments de Swift le 25 décembre 2010. Ayant duré environ 28mn, on le range donc dans la catégorie des sursaut gamma longs. Toutefois, bien que le télescope Hubble ait tenté de déterminer sa distance, il a échoué.

Or, certaines caractéristiques de son spectre en rayons X et optique laissent penser qu’il ne s’agissait pas d’un sursaut long ordinaire. Selon que le sursaut gamma de Noël, comme il a été baptisé, se trouve très loin de notre galaxie ou au contraire dans la Voie Lactée, deux scénarios très différents peuvent être construits.

Comète ou hypernova ?
Il y a d’abord celui où une étoile à neutrons entre en collision avec une comète ou un astéroïde. Plus précisément, avec les débris de ces petits corps célestes mis en pièces par les forces de marée de l’étoile à neutrons.

Dans cette hypothèse, l’événement se serait produit à environ 10.000 al. du Soleil seulement. L’énergie libérée proviendrait donc de l’énergie gravitationnelle de la chute d’environ la moitié de la masse de Cérès, arrivant par paquets sur la surface de l’étoile à neutrons. Mais dans l’autre scénario, on serait en présence d’un système binaire avec une géante rouge, une étoile d'hélium.

Une illustration d'artiste d'une comète mise en pièces par une étoile à neutrons et dont les débris forment un disque d'accrétion provisoire. © A. Simonnet, Nasa, E/PO, Sonoma State University

Dans ce cas, tout commence par une dilatation des couches supérieures de la géante qui finissent par envelopper l’étoile à neutrons, ce qui provoque une éjection plus rapide de ces couches supérieures. Surtout, la friction qu’exerce le gaz sur l’astre compact provoque le ralentissement de son mouvement sur son orbite. L’étoile à neutrons se rapproche donc du cœur de son étoile compagne en effectuant cinq orbites de plus en plus serrées en seulement dix-huit mois. Au final, elle fusionne avec le cœur où se poursuivaient les réactions thermonucléaires de l’étoile et ceci la déstabilise, provoquant son effondrement gravitationnel.

Tout se termine alors selon le scénario habituel pour une hypernova, comme on peut le voir à la fin de la vidéo ci-dessus. Un trou noir se forme dans l’étoile avec la formation de jets de matière relativiste précédant de peu sa mort dans une explosion colossale.

Si les observations en rayons X par le satellite CHANDRA indiquent qu’il reste à la place du sursaut gamma une étoile à neutrons, qui pourrait se signaler aussi par des émissions radio en tant que pulsar, alors on saura que le bon scénario qui explique la nature du sursaut gamma de Noël, est le premier, celui de la comète.

Illustration d'artiste de l'hypothèse de l'engloutissement d'une étoile à neutrons par une géante rouge, expliquant le sursaut gamma de Noël. © A. Simonnet, Nasa, E/PO, Sonoma State University

Source Actualité Futura-Sciences: http://www.futura-sciences.com/fr/news/t/astronomie/d/le-sursaut-gamma-de-noel-du-a-une-mesaventure-dune-etoile-a-neutrons_34984/

Le très grand télescope de l’ESO, le VLT, a découvert l’étoile à la plus grande vitesse de rotation jamais observée. Cette jeune et lumineuse étoile massive se trouve dans la galaxie voisine de la nôtre, le Grand Nuage de Magellan, à environ 160 000 années-lumière de la Terre. Les astronomes pensent qu’elle a dû avoir un passé violent. Elle aurait été éjectée d’un système d’étoiles double par l’explosion de sa compagne.

Une équipe internationale d’astronomes a utilisé le très grand télescope de l’ESO à l’Observatoire de Paranal au Chili, afin de réaliser un relevé des étoiles les plus massives et les plus lumineuses de la nébuleuse de la Tarentule, dans le Grand Nuage de Magellan. Parmi les nombreuses étoiles très lumineuses de cette nurserie stellaire, l'équipe en a repéré une, appelée VFTS 102, en rotation à plus de deux millions de km/h - soit plus de trois cents fois la vitesse de rotation du Soleil et très proche du point auquel elle devrait être déchiquetée du fait de la force centrifuge. VFTS 102 est l’étoile à la vitesse de rotation la plus rapide connue à ce jour.

Les astronomes ont également découvert que cette étoile, qui est environ 25 fois plus massive que le Soleil et cent mille fois plus lumineuse, est en mouvement dans l’espace avec une vitesse sensiblement différente de celle des ses voisines.

Cette vue montre une partie de la nurserie stellaire appeler la Nébuleuse de Tarentule dans le Grand Nuage Magellan, une galaxie voisine de la Voie Lactée. Parmi ses nombreuses étoiles brillantes se niche VFTS 102. Crédits: ESO/M.-R. Cioni/VISTA Magellanic Cloud Survey

« La remarquable vitesse de rotation et le mouvement peu commun comparés aux étoiles environnantes nous ont conduits à nous demander si cette étoile n’avait pas eu un passé inhabituel. Nous avions des doutes », explique Philip Dufton (Queen’s University Belfast, Irlande du Nord, Royaume-Uni), premier auteur de l’article présentant ces résultats.

Cette différence de vitesse pourrait impliquer que VFTS 102 est une étoile dite en fuite - une étoile qui a été éjectée d’un système d’étoiles double après l’explosion en supernova de sa compagne. Cette hypothèse est confortée par deux autres indices: la présence, aux alentours, d’un pulsar et des restes de supernova qui y sont associés. Cette équipe a imaginé un passé possible pour cette étoile très peu commune. Elle aurait pu commencer sa vie comme l’un des éléments d’un système d’étoiles double. Si les deux étoiles étaient proches, le gaz provenant de sa compagne aurait pu se déverser sur elle et dans le processus cette étoile se serait mise à tourner de plus en plus vite.

Ceci expliquerait l’un des faits inhabituels, à savoir pourquoi cette étoile à une vitesse de rotation si rapide. Après une relativement brève période de vie d’environ dix millions d’années, sa massive compagne aurait explosé en supernova - ce qui pourrait expliquer le nuage de gaz caractéristique des restes de supernova découvert à proximité. L’explosion aurait également conduit à l’éjection de l’étoile et pourrait expliquer la troisième anomalie - la différence entre sa vitesse et celle d'autres étoiles de la région. Quand elle s’est effondrée sur elle-même, sa compagne massive serait devenue le pulsar que l’on observe aujourd’hui, apportant ainsi une solution complète au puzzle.

Illustration d'artiste de l'étoile à la vitesse de rotation rapide. Crédits: NASA/ESA and G. Bacon (STScI)

Bien que les astronomes ne puissent pas être certains que c’est exactement ce qui c’est passé, Philip Dufton conclut, « C’est une histoire captivante, car elle explique chacun des phénomènes inhabituels que nous avons observés. Cette étoile nous montre probablement un aspect inattendu de la courte, mais spectaculaire, vie des étoiles les plus massives. »

Source ESO France: http://www.eso.org/public/france/news/eso1147/