CRAL

Concours de beauté interférométrique

Thiebaut Eric — 2009-12-21T16:32:17Z

Deux grandeurs motivent la course aux grands télescopes : la surface collectrice de lumière, mais aussi le pouvoir de résolution de l'instrument. Cette dernière grandeur est directement liée à la distance maximale entre les deux points les plus éloignés du miroir primaire du télescope. On a ainsi vu se développer ces dernières années la technique d'interférométrie, où pour obtenir un grand pouvoir de résolution on combine (au train d'onde près) la lumière issue de miroirs distants. On entre ainsi dans le domaine de la haute résolution angulaire (inférieure à la milli-seconde d'arc), qui permet d'étudier des objets astrophysiques de type surface stellaire, environnement des jeunes étoiles, régions centrales de galaxies actives. Cette technique, déjà utilisée depuis longtemps en radio, est désormais accessible en IR et en visible. Cependant, la reconstruction d'images à partir de données interférométriques est confrontée à des problèmes majeurs.

Du fait de la faible couverture des observables (fréquences spatiales[1] u-v, voir fig en haut à gauche), les données ne sont pas suffisantes à elles seules pour définir une image. En effet, n'importe quelle distribution de luminosité, compatible avec les données aux fréquences spatiales échantillonnées mais dont les autres valeurs sont quelconques, est une image légitime. En d'autres termes, le problème de restauration d'images est dégénéré et des contraintes supplémentaires sont requises pour trouver une image unique parmi celles qui sont en accord avec les données. Aussi, pour obtenir une image exploitable, il faut introduire de l'information a priori, en contraignant par exemple la structure de l'objet qui doit être la plus simple possible, tout en restant compatible avec les observations. Restaurer une image requiert ainsi des algorithmes spécifiques.

En haut à gauche : couverture des fréquences spatiales (u,v). Pour bénéficier d'une plus large couverture il faudrait davantage de télescopes et d'heures d'observation, ce qui n'est techniquement pas encore possible. En haut à droite : objet observé. En bas à gauche : image brute reconstruite. En bas à droite : image reconstruite avec a priori sur l'objet. Modèle de l'objet et couverture (u,v) issus du 2004 Beauty Contest.

É. Thiébaut, du Centre de Recherche Astrophysique de Lyon, et J-F. Giovannelli, du Laboratoire d'Intégration du Matériau au Système de Bordeaux, décrivent dans un récent papier[2] les différentes techniques de reconstruction d'image en interférométrie optique, ou comment remonter à l'information avec de telles données. La comparaison d'algorithmes différents est nécessaire car le problème de reconstruction d'image n'a pas de solution unique : l'image reconstruite dépend des informations a priori et, à cause des non-linéarités des mesures en interférométrie optique, l'image dépend de la stratégie de recherche de la solution (algorithme d'optimisation). De véritables concours de beauté ont ainsi lieu, chacune des méthodes de reconstruction d'image présentant ses avantages et inconvénients. MiRA[3], développé par É. Thiébaut et son équipe, a remporté ce concours en 2008.

Notes :

[1] Soient deux points proches d'un objet astrophysique émettant deux trains d'onde différents. Les ondes lumineuses émises par chaque point source de l'objet donnent des franges d'interférences. Si la base - distance entre les 2 miroirs - est assez grande, ces réseaux de franges peuvent se superposer et permettent de résoudre l'objet. En balayant ainsi différentes longueurs de bases (on balaye le spectre des fréquences spatiales), on peut tenter de reconstruire l'image de l'objet.

[2] É. Thiébaut and J.-F. Giovannelli, Image Reconstruction in Optical Interferometry, IEEE Signal Processing, Vol 27 Issue 1

[3] É. Thiébaut, MiRA : an effective imaging algorithm for optical interferometry, in proc. SPIE : Astronomical Telescopes and Instrumentation, vol 7013, 2008, p. 70131I.

À lire également :

[4] A. Chiavassa, S. Lacour, F. Millour, T. Driebe, M. Wittkowski, B. Plez, E. Thiébaut, E. Josselin, B. Freytag, M. Scholz & X. Haubois, 2009, VLTI/AMBER spectro-interferometric imaging of VX Sgr's inhomogenous outer atmosphere, to appear in Astronomy & Astrophysics.

[5] X. Haubois, G. Perrin, S. Lacour, T. Verhoelst, S. Meimon, L. Mugnier, E. Thiébaut, J.-P. Berger, S. Ridgway, J.D. Monnier, R. Millan-Gabet & W. Traub, 2009, Imaging the spotty surface of Betelgeuse in the H band, to appear in Astronomy & Astrophysics.

[6] S. Lacour, E. Thiébaut, G. Perrin, S. Meimon, X. Haubois, E. Pedretti, S. Ridgway, J.D. Monnier, J.-P. Berger, P.A. Schuller, H. Woodruff, A. Poncelet, H. Le Coroller, R. Millan-Gabet, M. Lacasse & W. Traub, 2009, The Pulsation of Chi Cygni Imaged by Optical Interferometry : a Novel Technique to Derive Distance and Mass of Mira Stars, Astrophysical Journal 707, p. 632-643 (arXiv:0910.3869).

Répartition des étoiles jeunes dans les galaxies spirales barrées

Wozniak Hervé — 2007-04-05T19:59:00Z

Comprendre la répartition des étoiles jeunes dans les galaxies spirales barrées grâce à la simulation - communiqué de presse réalisé par l'INSU

[05-04-2007]

Un astronome du Centre de Recherche Astrophysique de Lyon (CNRS, Université de Lyon I, Ecole Normale Supérieure de Lyon), explique la répartition des étoiles jeunes dans les galaxies spirales barrées à l'aide de simulations numériques. Celles-ci prennent en compte les effets de la gravitation, de l'évolution chimique et de la formation stellaire. Dans les galaxies spirales barrées, la barre joue un rôle important en concentrant, au centre et en son long, la matière qui donnera naissance à de nouvelles générations d'étoiles. La présence d'un grand nombre d'étoiles jeunes dans la partie centrale et dans l'extrémité de la barre des galaxies spirales barrées s'explique par leurs orbites. Elles sont circulaires au centre et de ce fait les étoiles jeunes sont confinées dans cette zone. Elles sont elliptiques au niveau de la barre, l'apocentre se situant à l'une des extrémités de la barre là où les étoiles jeunes passent une grande partie de leurs temps du fait de leurs vitesses orbitales très faibles.


Galaxie spirale barrée NGC 7424.: © VLT/VIMOS. ESO. LAM.

Dater l'âge des populations stellaires dans une galaxie permet de reconstruire l'histoire de sa formation stellaire et de son évolution chimique. Mais l'histoire d'une galaxie ne se résume pas simplement à celle des populations stellaires qui la compose. L'assemblage de la masse visible est un processus dynamique long et complexe faisant intervenir dans des proportions variables les fusions avec d'autres galaxies, l'accrétion du gaz intergalactique et l'évolution séculaire interne sous l'effet d'instabilités gravitationnelles. Ces histoires sont extrêmement difficiles à séparer car les phénomènes physiques à leur origine sont intimement liés.

Les galaxies barrées, qui représentent plus de 75% des galaxies à disque dans l'Univers, sont un exemple de tels systèmes complexes. Une barre stellaire a un effet dramatique sur l'évolution d'une galaxie. Elle accélère la concentration du gaz du milieu interstellaire dans les régions centrales, provoquent des régions de chocs et, surtout, réorganise la distribution des étoiles et de la masse en général.

Depuis plusieurs années, ces phénomènes sont étudiés à l'aide de simulations numériques qui couplent les effets de la gravitation, de l'évolution chimique et de la formation stellaire. Ces simulations modélisent, à l'aide de particules, la dynamique des étoiles et du gaz. De plus, en fonction de critères standards sur les propriétés du gaz, elles déclenchent la formation de nouvelles particules qui représentent les nouvelles générations d'étoiles. Connaissant alors l'âge et la métallicité de ces nouvelles populations d'étoiles, il est possible de leur assigner un rapport masse/luminosité pour différentes couleurs et ainsi fabriquer des pseudo-images en tous points comparables aux observations.

De récentes observations ont montré la présence dans des galaxies barrées de populations stellaires plus jeunes aux extrémités de la barre et dans la région centrale, de diamètre typique inférieur au kiloparcsec (1 kpc = 3 260 années-lumière).

Un astronome du Centre de Recherche Astrophysique de Lyon (UMR CNRS, Université de Lyon I, Ecole Normale Supérieure de Lyon) vient de confirmer et d'expliquer ces observations à l'aide de simulations numériques qu'il a développées.


Modélisation de galaxie spirale barrée.: La répartition des étoiles jeunes au centre et le long de la barre d'une galaxie spirale barrée obtenue avec le programme de simulation numérique. Les couleurs du vert au bleu indiquent l'augmentation de densité des étoiles jeunes, que l'on retrouvent bien au centre de la barre et à ses deux extrémités. © CRAL.

Les étoiles, qui se forment à partir du gaz qui s'accumule dans la région centrale, restent confinées dans cette région car les orbites sur lesquelles elles se déplacent occupent une zone sphérique autour du noyau. De même les extrémités des barres semblent en moyenne plus jeunes pour une cause tout autant dynamique. En effet, les étoiles qui se forment dans le gaz lors de son trajet dans la barre sont essentiellement piégées sur des orbites qui ont, en moyenne, un mouvement elliptique. A cause de ce mouvement, elles passent une grande partie du temps à leur apocentre (distance maximale par rapport au foyer), dans des régions proches des extrémités de la barre, là où leur vitesse s'annule. En régime quasi-stationnaire, ceci provoque une accumulation de masse qui apparaît comme plus jeune que les autres régions de la barre. L'effet est accentué lorsqu'on prend en compte le rapport masse/luminosité des populations stellaires.

Contact(s) :

Hervé Wozniak, CRAL.

Source :

"The distribution of stellar population age in galactic bars". H. Wozniak. Astronomy and Astrophysics 465 (2007) L1-L4 (Section "Letters").

Étude comparative de galaxies de type Seyfert et de galaxies inactives

Gaëlle Dumas — 2007-09-04T16:21:22Z

Étude comparative de galaxies

de type Seyfert et de galaxies inactives

[04-09-07]

Les galaxies sont constituées d'étoiles, de gaz et de poussière, et leur luminosité provient principalement de l'émission thermique de ces constituants. Cependant, certaines de ces galaxies présentent une région nucléaire très lumineuse, caractérisée par un phénomène extrêmement énergétique. De tels noyaux sont appelés Noyaux Actifs de Galaxies (NAG) [1], et les leurs galaxies-hôtes sont dites actives.

Une classification observationnelle des NAG a été établie :

galaxies à forte émission radio
radiogalaxies FRII
radiogalaxies FRI
quasars à forte émission radio
blazars et objets BL Lac

galaxies à faible émission radio
Seyfert 1
Seyfert 2
quasars à faible émission radio
galaxies LINER

Le modèle d'unification des NAG [2] propose que ces différents types correspondent au même phénomène physique, provenant de la chute de matière sur un trou noir central supermassif, et que les différences observées proviendraient d'un effet d'orientation. Sachant que l'on trouve un trou noir central dans les galaxies actives et inactives, il peut être intéressant de déterminer si l'activité est liée aux propriétés de la galaxie-hôte.


Image DSS-R-band de l'échantillon de galaxies: À chaque galaxie de Seyfert (S) est associée sa galaxie de contrôle (C) sauf pour NGC 1068 et NGC 3227 (deux premières images). Le Nord est en haut et l'Est à droite.

Gaëlle Dumas, doctorante au Centre de Recherche Astrophysique de Lyon, s'est penchée sur le mécanisme de transport de la matière alimentant le disque d'accrétion, qui, bien que connu pour les quasars et radiogalaxies, demeure un mystère pour les galaxies spirales de type Seyfert. Elle a dans cette étude exploré les propriétés de la distribution et de la cinématique bidimensionnelle du gaz ionisé et des étoiles, dans le kiloparsec central de galaxies actives de type Seyfert, assorties de galaxies inactives de morphologie correspondante. Pour ce faire elle et son équipe ont utilisé le spectrographe à intégral de champ SAURON [3], installé au WHT. Cet instrument permet de cartographier en détail la cinématique du cœur des galaxies observées en réalisant simultanément plusieurs centaines de spectres spatialement répartis.


Champs de vitesses SAURON: Pour chaque galaxie est représentée la vitesse des étoiles et du gaz ionisé. On distingue davantage de perturbations dans le gaz, en particulier chez les galaxies de Seyfert. La dimension des champs de vitesses correspond aux rectangles blancs de la première image.

Ce travail a tout d'abord confirmé les études précédentes, en montrant que la cinématique des composantes stellaires et gazeuses dans les régions circum-nucléaires des galaxies est dominée par une rotation très régulière de type disque, dans les galaxies actives et inactives. Cependant, en exploitant pleinement la nature bidimensionnelle des données spectroscopiques des galaxies de type Seyfert, on distingue des perturbations dans les champs de vitesse du gaz ionisé, trahissant la présence de flux radiaux. Cela impliquerait un lien étroit entre les courants gazeux et l'activité nucléaire dans les galaxies de type Seyfert.

Contact :
Gaëlle Dumas, CRAL

Source :
Central kiloparsec of Seyfert and inactive host galaxies : a comparison of two-dimensional stellar and gaseous kinematics
Gaëlle Dumas, Carole G. Mundell, Eric Emsellem, Neil M. Nagar (2007),
Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 379 (4), 1249-1278.

[1] AGN en anglais

[2] Unified models for active galactic nuclei and quasars
Antonucci R., 1993ARA&A..31..473A

[3] The SAURON Project. I. The panoramic integral-field spectrograph
Bacon R., Copin Y., Monnet G., Miller B.W., AllingtonSmith, J.R., Bureau M., Carollo C.M., Davies R.L., Emsellem E., Kuntschner H., Peletier R.F., Verolme E.K., de Zeeuw P.T., 2001. MNRAS, 326, 23-35 (astro-ph/0103451)

Revue Préliminaire de Design

Bacon Roland — 2007-08-21T16:15:00Z

Le 17 Juillet 2007 le projet MUSE a passé avec succès sa revue préliminaire de design. Cette revue permet de démontrer la faisabilité du projet et de figer le design de l'instrument. Un comité de 14 experts désignés par l'ESO a étudié les 1217 pages de documentation technique qui ont été produites par le consortium et qui couvrent tous les aspects du projet : optique, électronique, mécanique, cryogénie, système, logiciel, management, assurance qualité, etc. Le comité a rédigé 434 questions auxquelles le consortium a répondu, également par écrit. Les points majeurs ont été ensuites discutés lors de la réunion du 17 Juillet qui s'est tenue à l'ESO (Munich, Allemagne). À l'issue de cette réunion, l'ESO a validé la faisabilité du projet et celui-ci passe maintenant en phase de design de détail, avec une revue de design final prévue pour la fin 2008.

Effet d'une planète sur la distribution de poussière dans un disque protoplanétaire

Gonzalez Jean-François — 2007-10-30T15:56:26Z

Effet d'une planète dans la distribution de poussière d'un disque protoplanétaire

Une équipe internationale a conduit une étude sur le comportement du gaz et de la poussière de disques protoplanétaires en présence d'une planète déjà formée, par une série de simulations 3D. Les différents paramètres, comme la taille de la poussière, ou la masse de cette première planète, jouent un rôle déterminant dans la morphologie du disque... voire dans la formation d'une seconde planète !

Suite à des fluctuations de densité ou sous l'action de leur environnement (ondes de chocs de supernovæ, ondes de densité dans les bras de galaxies), certains nuages moléculaires se contractent gravitationnellement et se fragmentent pour former des cœurs protostellaires. En se contractant le gaz s'échauffe, jusqu'à pouvoir initier des réactions nucléaires au sein du nuage. La pression de radiation ainsi générée arrête la contraction gravitationnelle. Le mélange de gaz et de poussière résiduel entourant la jeune étoile s'effondre sous la forme d'un disque dans le plan équatorial, pour former un disque protoplanétaire. C'est à partir de ce gaz et de cette poussière que les premiers planétésimaux vont pouvoir se former.


Sillon creusé par une planète dans la composante de poussières d'un disque protoplanétaire ©CRAL: Les particules solides formant cette composante ont des tailles de 1cm, 10cm et 1m, de gauche à droite. Le disque entoure une étoile jeune de même masse que le Soleil et est 100 fois moins massif que celle-ci. La planète a la même masse et la même orbite que Jupiter.
haut : disque vu de dessus
bas : disque vu par la tranche
couleur : densité de la poussière, en échelle logarithmique.

Laure Fouchet, post-doctorante à l'ETH de Zürich, a développé pendant sa thèse au CRAL un outil de simulation de disques protoplanétaires à deux composantes (gaz + poussières). Son étude a permis de déterminer la distribution spatiale de la poussière en fonction de la taille des grains et de la masse d'une planète déjà formée, présentant une grande diversité de morphologies. Cet éventail de structures se révèle être un outil nécessaire à l'interprétation de futures observations de disques protoplanétaires par ALMA [1].

Ce travail a de plus montré que la présence d'une planète dans un disque protoplanétaire engendre un sillon, dont la formation est plus rapide et plus marquée dans le disque de poussière que dans celui de gaz. Il semble alors que la poussière s'accumule sur le bord extérieur du sillon, ce qui peut accroître la formation d'une seconde planète, en facilitant la croissance des planétésimaux dans cette région de forte densité.

Équipe :
L. Fouchet,
fouchet at phys.ethz.ch
Institute of Astronomy
ETH de Zürich - SUISSE
S. T. Maddison, J. R. Murray
Centre for Astrophysics and Supercomputing
Swinburne University of Technology - AUSTRALIE
J.-F. Gonzalez
CRAL, Lyon - FRANCE

Source :
Fouchet et al. 2007, A&A, 474, 1037

Liens :
Actualités de l'INSU catégorie UNIVERS

Notes :
[1] Atacama Large Millimeter Array, formé de 62 antennes sondant l'univers froid (millimétrique et sub-millimétrique), opérationnel en 2012. Un des buts scientifiques d'ALMA est l'observation directe de systèmes planétaires en formation.

[1] Atacama Large Millimeter Array

Des planètes habitables autour de l'étoile Gl 581 ?

Selsis Franck — 2007-11-27T13:33:11Z

La détection de planètes de moins de 10 fois la masse de la Terre est désormais possible autour d'étoiles de faible masse dont on mesure les variations de vitesse radiale. L'instrument HARPS a récemment révélé un système triple autour de l'étoile Gl581 (type M), comprenant deux planètes de seulement quelques masses terrestres. Contrairement aux planètes géantes gazeuses dont la composition demeure proche de la composition solaire, on s'attend à une grande diversité dans la population des planètes telluriques : certaines pouvant être arides et privées d'atmosphère, et d'autres présentant davantage d'eau et de gaz que la Terre. Il faudra cependant attendre la prochaine génération de télescopes pour dévoiler la constitution de ces nouvelles planètes ainsi que de leur atmosphère, et rechercher des indices de vie dans leur spectre. Pour identifier dès à présent les premières cibles, Selsis & al ont utilisé des modèles atmosphériques afin de délimiter la zone habitable autour de Gl581, en déterminant à quelle distance de cette étoile l'eau sous forme liquide peut exister à la surface d'une planète.

Pas trop près...

La vapeur d'eau est gaz qui chauffe la surface par effet de serre et la refroidit en rendant la convection plus efficace. La Terre trouve ainsi son équilibre. Toutefois, si une planète reçoit de son étoile un flux d'énergie supérieur à un certain niveau critique, l'effet de serre produit par la vapeur d'eau s'emballe. Si cela se produit, les océans sont entièrement vaporisés et la surface est portée à des températures supérieures à 1500 K, capables de fondre les roches. Afin de déterminer la distance à laquelle ce phénomène se produit, et ainsi la frontière de la zone habitable la plus proche de l'étoile, Selsis & al ont modélisé la température de surface et la structure de l'atmosphère de vapeur d'eau pour une irradiation stellaire donnée. L'intensité et la distribution spectrale de cette irradiation détermine quelle fraction de la réserve d'eau est vaporisée. Cependant une grande inconnue persiste dans ces calculs : l'influence des nuages. Les modèles actuels ne peuvent prédire les propriétés détaillées des nuages, ni quantifier la surface planétaire qu'ils recouvrent. Pour cette raison, on ne peut qu'encadrer la position de la limite interne de la zone habitable. Pour le Soleil, cette limite se trouve entre 0.7 et 0.9 UA. Pour Gl581, elle réside entre 0.08 et 0.11 UA. La planète Gl581c orbite à seulement 0.073 UA de son étoile, et paraît donc trop proche de son étoile pour être habitable. Cette planète pourrait même avoir perdu la majorité de son atmosphère dans l'espace en raison de l'intense activité passée de son étoile.

Ni trop loin !

On considère que la zone habitable s'étend jusqu'à la distance à laquelle le CO₂ ne peut plus réchauffer la surface d'une planète au-dessus de 0°C, quelle que soit la quantité de CO₂ dans l'atmosphère. Pour illustration, faisons une expérience de pensée dans laquelle nous augmentons la distance Terre-Soleil de 30%. La surface de la Terre gèlerait jusqu'à l'équateur... mais progressivement, le CO₂ dégagé par les volcans s'accumulerait dans l'atmosphère. Sa transformation en roches (carbonates) requiert en effet de l'eau liquide en surface. Après une centaine de milliers d'années, la planète retrouverait un état d'équilibre, avec un niveau de CO₂ mille fois plus élevé, permettant à l'eau liquide de couler à nouveau. L'efficacité du CO₂ en tant que gaz à effet de serre n'est cependant pas sans limite et atteint un maximum à une pression de quelques bars, ce qui détermine une limite extérieure à la zone habitable. Selsis & al montrent que l'incertitude sur sa position provient encore des nuages. À faible irradiation, des nuages de glace de CO₂ se forment et peuvent fortement modifier la température de surface. Cet effet est encore peu modélisé ce qui entraîne une incertitude importante : La zone habitable s'achève quelque part entre 1.7 et 2.2 UA du Soleil, et entre 0.2 et 0.3 UA de Gl581. La planète Gl581d est à 0.25 UA de son étoile, dans cette région incertaine où l'habitabilité peut être possible. Selsis & al suggèrent aussi que l'action d'autres gaz à effet de serre que le CO₂ (comme CH₄, N₂O), ainsi que la rotation probablement synchrone de la planète pourraient aider à maintenir des conditions habitables sur la surface éclairée de Gl581d.

Source :
Habitable planets around the star Gl 581 ? (arXiv:0710.5294v3 [astro-ph])
Astronomy and Astrophysics (2007) accepted for publication

Lien :
Communiqué de presse A&A (en anglais)

Auteurs :
Franck Selsis (CRAL, Lab) franck.selsis at ens-lyon.fr
J. F. Kasting (PENN. State Univ.)
B. Levrard (CRAL, Imcce)
J. Paillet (ESA/Estec)
I. Ribas (ICE)
X. Delfosse (LAOG)

Coup de jeune sur les galaxies naines elliptiques !

Prugniel Philippe — 2008-04-04T10:41:52Z

Une équipe du Centre de Recherche Astrophysique de Lyon a récemment publié des résultats permettant de mieux comprendre l'évolution des galaxies.

Les galaxies, constituées de gaz, de poussière et d'étoiles, évoluent depuis plus de 10 milliards d'années. De nouvelles étoiles se forment lorsque des nuages de gaz s'effondrent sur eux-mêmes, et d'autres étoiles disparaissent après avoir transformé dans des réactions nucléaires l'hydrogène qui constitue leur noyau. Les étoiles plus massives que le Soleil ne vivent que quelques millions d'années, mais les étoiles comme le Soleil brillent pendant des milliards d'années. Ainsi, en observant les étoiles on peut comprendre l'histoire des galaxies : quand et à quel rythme les étoiles se sont-elles formees, comment les éléments atomiques lourds, tels que ceux dont la Terre est faite, sont ils générés ?


Champ de galaxies du Fourneau: Crédit : NASA, ESA, and The Hubble Heritage Team (STScI/AURA)

Il existe deux méthodes pour étudier une population stellaire. Pour les amas stellaires de notre galaxie ainsi que pour les galaxies proches, on peut se servir d'images, telles que celles du télescope spatial Hubble, et analyser les étoiles individuelles. Cette méthode a permis de reconstituer l'histoire mouvementée de quelques dizaines de galaxies voisines de la notre. Lorsque les galaxies sont plus lointaines, on ne peux plus voir leurs étoiles individuelles mais l'on peut se servir de leur spectre.

Le spectre, décomposition de la lumière en fonction de sa fréquence, contient des signatures caractéristiques des différents éléments chimiques et des différents types d'étoiles. L'équipe de l'Observatoire de Lyon a developpé une nouvelle méthode d'analyse de ces spectres qui présente un saut quantitatif dans la précision des mesures. Cette méthode consiste en une comparaison entre des spectres observés avec les grands télescopes et des modèles théoriques et elle permet de mesurer avec une sûreté inégalée l'âge et le degré d'évolution des galaxies ou des amas d'étoiles.

Cette méthode a été présentée et testée dans un article récent publié dans MNRAS [1]. En analysant des spectres d'amas d'étoiles de notre galaxie les chercheurs ont montré que les résultats correspondaient finement à ceux obtenus par l'analyse des étoiles individuelles. Dans un autre article publié dans ApJ [2] , la méthode est appliquée à des observations obtenues avec le spectrographe FORS du VLT (ESO). Les auteurs y montrent que les galaxies naines elliptiques sont plus jeunes (en moyenne 3.5 milliards d'années) mais plus évoluées que ce que l'on croyait.


M67: Crédit : Sloan Digital Sky Survey

Ce nouvel outil est trois fois plus précis que les autres méthodes et permet d'observer des objets 10 fois plus faibles ou d'observer 10 fois plus d'objets dans le même temps. Il sera utilisé pour exploiter les mesures spectroscopiques produites par les nouveaux instruments, tel le spectrographe MUSE, en construction à l'Observatoire de Lyon et qui sera mis en service sur le VLT en 2012.

L'auteur principal de ces résultats est Mina Koleva, qui réalise sa thèse de doctorat en collaboration entre l'Observatoire de Lyon et l'Université de Sofia en Bulgarie. Ses visites à Lyon sont financées grâce aux programmes d'échanges du gouvernement Francais. Elle travaille à Lyon avec Philippe Prugniel, co-auteur de ces travaux et directeur de thèse.

Notes :

[1] Spectroscopic ages and metallicities of stellar populations : validation of full spectrum fitting
M. Koleva, Ph. Prugniel, P. Ocvirk, D. Le Borgne, C. Soubiran (2008)
doi:10.1111/j.1365-2966.2008.12908.x

[2] Toward a Solution for the Ca ii Triplet Puzzle : Results from Dwarf Elliptical Galaxies
Dolf Michielsen, Mina Koleva, Philippe Prugniel, Werner W. Zeilinger, Sven De Rijcke, Herwig Dejonghe, Anna Pasquali, Ignacio Ferreras, and Victor P. Debattista
The Astrophysical Journal Letters. Volume 670, Issue 2, Page L101-L104, Dec 2007

Évaporation planétaire ou manifestation du vent stellaire ?

Selsis Franck — 2008-02-21T08:29:23Z

L'exoplanète HD209458b transite périodiquement devant son étoile, ce qui permit de révéler en 2003 qu'un un nuage d'hydrogène atomique entoure la planète, produisant à chaque transit un excès d'absorption UV. Ce nuage d'hydrogène était jusqu'ici attribué à l'échappement de l'hydrogène atmosphérique dans l'espace. Une nouvelle étude montre toutefois que c'est le vent stellaire qui est vraisemblablement à l'origine de ce nuage. Ce plasma éjecté par l'étoile, et constitué essentiellement de protons et d'électrons, se neutralise en effet lors de l'impact avec la planète formant un sillage d'atomes neutres très énergétiques. Observables lors du transit, ces atomes issus du vent stellaire se distinguent de l'évaporation par leur distribution de vitesses. Ce travail, d'une équipe internationale [1] à laquelle participe un chercheur du CNRS, montre par ailleurs que la signature spectrale de ce nuage d'hydrogène est un moyen unique de déduire les propriétés du vent stellaire pour les étoiles qui, comme HD209458, présentent un transit d'exoplanète. Ce travail est publié le 21 février 2008 par la revue Nature [2].


Illustration du phénomène: Le vent stellaire ionisé (représenté ici en rouge) se transforme en un sillage d'hydrogène neutre (en vert) au contact d'une planète. Cet hydrogène est ensuite rapidement ionisé à nouveau. On peut observer l'absorption du nuage d'hydrogène neutre lorsque la planète transite devant le disque de l'étoile et en déduire ainsi les propriétés du vent stellaire, inobservable sous sa forme ionisée.

HD209458b est l'une des 270 planètes extrasolaires connues à ce jour. C'est l'un de ces Jupiters Chauds, planètes géantes essentiellement gazeuses dont la période orbitale est de quelques jours seulement. C'est aussi une planète dont l'orientation de l'orbite fait que, vue de la Terre, elle transite devant le disque de son étoile, produisant une légère baisse de luminosité apparente à chaque période orbitale. Les rares exoplanètes qui transitent sont les mieux caractérisées puisque l'on peut inférer leur masse, leur rayon, parfois leur température et la présence de certains constituants atmosphériques.

La planète HD209458b est la plus célèbre de ces planètes à transits, à la fois parce que c'est la première détectée (en 1999) mais aussi parce qu'elle présente quelques curiosités : une densité inexplicablement faible, et une couronne étendue d'atomes d'hydrogène très rapides. En 2003, en utilisant le télescope spatial Hubble, l'équipe d'Alfred Vidal-Madjar (Institut d'Astrophysique de Paris) met en évidence ce nuage atomique en mesurant l'excès d'absorption qu'il produit à chaque transit dans la raie Lyman-alpha de l'hydrogène [3].

On interprétait jusqu'à présent ce nuage comme un flot d'hydrogène en train de s'échapper des hautes couches atmosphériques de HD209458b, sous l'effet du chauffage par le rayonnement stellaire très intense reçu par la planète. Ce phénomène connu sous le nom d'évaporation planétaire est un processus potentiellement important dans l'évolution des atmosphères, y compris de celles de la Terre, de Vénus et de Mars, qui se sont ainsi appauvries en hydrogène durant les stades primitifs de leur histoire.

Toutefois, l'origine du nuage d'hydrogène autour de HD209458b est aujourd'hui discutée par une équipe internationale à laquelle participe F. Selsis, chercheur au CNRS, dans un article publié par le journal Nature. Cette nouvelle étude part d'une double constatation. Tout d'abord, le vent solaire génère des couronnes d'atomes énergétiques appelés ENAs (Energetic Neutral Atoms) en interagissant avec les atmosphères des planètes du système solaire. Le vent solaire est constitué essentiellement de protons et d'électrons éjectés par le Soleil et accélérés par son champ magnétique. Au contact des atmosphères planétaires, les protons capturent des électrons pour former de l'hydrogène atomique et « rebondissent » sous cette forme dans l'espace avant d'être à nouveau ionisés par le rayonnement du Soleil. Ces couronnes sont très ténues dans le système solaire car la densité du vent solaire est faible au niveau des planètes, mais cette nouvelle étude montre que pour les Jupiter Chauds comme HD209548b, le phénomène prend des proportions extrêmes. La seconde constatation est que les modèles d'évaporation ne reproduisent pas la distribution des vitesses observées dans la couronne de HD209458b et qui se déduit du spectre d'absorption.

Les auteurs de ce travail ont donc adapté des modèles numériques développés pour les ENAs du système solaire afin de simuler l'interaction entre HD209458b avec le vent de son étoile. L'étoile étant semblable par ailleurs au Soleil, ils font tout d'abord la supposition d'un vent aux propriétés solaires et obtiennent un nuage d'hydrogène aux caractéristiques très proches de celui observé. Ils tiennent donc là une interprétation nouvelle, dans laquelle c'est la perte de masse de l'étoile et non de la planète qui est à l'origine du nuage que l'on détecte. Cela ne contredit pas l'évaporation possible de l'atmosphère de la planète, mais le taux de cette évaporation reste inconnu, le phénomène étant masqué par le nuage d'ENAs.

L'observation fournit par ailleurs une information précieuse car la distribution observée des vitesses des atomes d'hydrogène permet de déduire les propriétés du vent stellaire. Leur vitesse est en effet directement héritée de celle des protons du vent stellaire. Les chercheurs ont ainsi pu déterminer les caractéristiques du vent de l'étoile (vitesse, température cinétique, densité) qui reproduisent le mieux l'observation, identifiant ainsi un moyen inédit pour sonder les vents stellaires. En neutralisant le vent stellaire lors de l'impact, les Jupiters Chauds le rendent observable à nos instruments qui ne peuvent le détecter sous sa forme ionisée. Il est intéressant de noter que les couronnes d'atomes énergétiques entourant l'atmosphère de Mars et de Vénus avaient elles aussi été interprétées comme le signe d'une évaporation atmosphérique, avant que leur origine liée au vent solaire ne soit clairement identifiée.

Notes :

[1] Cette équipe comprend M. Holmström et A. Ekenbäck (Swedish Institute of Space Physics, Kiruna, Suède), F. Selsis (Laboratoire d'Astrophysique de Bordeaux, CNRS, Université Bordeaux 1 et Centre de Recherche Astrophysique de Lyon, CNRS, Ecole Normale Supérieure de Lyon, Université de Lyon), T. Penz (INAF, Observatoire de Palerme, Italie), H. Lammer (Space Research Institute, Graz, Autriche) et P. Wurz (Université de Berne, Suisse).

[2] Holmström et al., 2008, Energetic Neutral Atoms as the explanation for the high-velocity hydrogen around HD209458b, Nature 451 (7181)

[3] Vidal-Madjar et al., 2003, An extended upper atmosphere around the extrasolar planet HD209458b, Nature 422 (6928) 143-146

[2] Holmström et al., 2008, Energetic Neutral Atoms as the explanation for the high-velocity hydrogen around HD209458b, Nature 451 (7181)

[3] Vidal-Madjar et al., 2003, An extended upper atmosphere around the extrasolar planet HD209458b, Nature 422 (6928) 143-146

Formation des Amas Globulaires dans les Collisions de Galaxies

Emsellem Eric — 2008-09-26T14:45:00Z

Frédéric Bournaud (CEA-Saclay),
Pierre-Alain Duc (CEA-Saclay),
Éric Emsellem (CRAL, Observatoire de Lyon)

Simulation de la formation d'une galaxie elliptique

Communiqué de presse

Par le biais de la simulation informatique menée au CEA/Irfu, la théorie de formation des galaxies elliptiques selon laquelle ces dernières seraient le résultat de la fusion de deux galaxies spirales (processus également à l'origine des amas globulaires qui les entourent) est consolidée. Ces travaux, menés par une équipe d'astrophysiciens français du laboratoire Astrophysique interactions multi-échelles (CNRS, CEA, Université Paris 7) et du CRAL/Observatoire de Lyon [1], ont été réalisés avec le supercalculateur vectoriel NEC-SX8R du Centre de Calcul Recherche et Technologie (CCRT), implanté sur le site du CEA de Bruyères-le-Châtel. Ils font l'objet d'une publication dans Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Les galaxies spirales sont constituées d'un disque de gaz, poussière et étoiles avec au centre un noyau, le tout étant entouré d'un halo diffus. Les bras spiraux présents dans le disque sont les lieux privilégiés de formation stellaire. Les galaxies elliptiques sont des sphéroïdes contenant principalement des étoiles avec peu de gaz interstellaire. Les amas globulaires, quant à eux, peuvent contenir jusqu'à plusieurs millions d'étoiles liées gravitationnellement.

Les collisions entre galaxies jouent un rôle important dans leur évolution puisqu'elles peuvent les amener à fusionner. L'hypothèse affirmant que la rencontre de deux galaxies spirales peut donner naissance à une grosse galaxie elliptique prévoit, en outre, l'apparition de très fortes perturbations gravitationnelles.

Celles-ci produisent des ondes de marée [2] qui compriment le gaz et la poussière et déclenchent la formation d'étoiles. Si ces dernières s'organisent très souvent en groupes appelés amas ouverts qui vont ensuite lentement se dissocier, se forment également les structures nommées amas globulaires.

La simulation de la collision de deux galaxies spirales réalisée par les astrophysiciens du CEA et du CNRS aboutit bien à la formation d'une galaxie elliptique ainsi que d'amas globulaires. Elle reproduit ainsi parfaitement ce qui a pu être observé. C'est le cas notamment avec NGC7252, galaxie elliptique qui s'est formée suite à la fusion de deux galaxies spirales, et qui est entourée non seulement de débris de matière engendrés par les effets de marée, mais également de nombreux amas globulaires.

La simulation, dont la résolution est la plus haute jamais atteinte pour une collision entre deux galaxies, modélise les étoiles, le gaz interstellaire, et la "matière noire" à l'aide de 36 millions de "particules numériques" [3]. Cette très haute définition permet, pour la première fois, de reproduire directement la formation des amas d'étoiles avec une très grande précision. En effet, la masse de certains des amas observés dans cette simulation représente moins d'un millionième de la masse totale des galaxies initiales.

Une cinquantaine d'heures de calculs sur le supercalculateur vectoriel NEC-SX8R du CCRT a été nécessaire à la réalisation de cette simulation. Sans un tel supercalculateur, il aurait fallu disposer de trente ordinateurs de bureau pour pouvoir stocker tous les paramètres physiques de la simulation, et le calcul aurait duré près de deux ans.

	Simulation numérique du résultat de la collision/fusion de deux galaxies spirales : la galaxie elliptique sphéroïdale, au centre, est entourée d'un grand nombre d'amas globulaires denses et compacts. (Crédit F. Bournaud - CEA/Irfu/CCRT)
La galaxie elliptique NGC7252 vue à travers les télescopes de l'ESO : le résultat de la collision de deux galaxies spirales est une galaxie elliptique semblable à celle de la simulation - en particulier en considérant le grand nombre d'amas globulaires qui l'entoure (Crédit : P.-A. Duc/ESO)

Pour en savoir plus :
http://irfu.cea.fr/Sap/Phocea/Vie_des_labos/Ast/ast.php?t=actu&id_ast=2455
http://aramis.obspm.fr/ bournaud/video_gc.avi

Référence de l'article :
High-resolution simulations of galaxy mergers : resolving globular cluster formation
Bournaud, F. ; Duc, P.-A. ; Emsellem, E. 2008, MNRAS 389, 8

Contacts chercheurs :
CEA
Frédéric Bournaud - 01 69 08 55 08 - frederic.bournaud @ cea.fr CNRS
Pierre-Alain Duc - 01 69 08 92 68 - pierre-alain.duc @ cea.fr

INSU/CRAL-Observatoire de Lyon/Université de Lyon1
Eric Emsellem - 04 78 86 83 84 - emsellem @ obs.univ-lyon1.fr

Contact communication INSU :
Philippe Chauvin - 01 44 96 43 36 - philippe.chauvin @ cnrs-dir.fr

Contacts presse CEA :
Damien Larroque - 01 64 50 20 97 - damien.larroque @ cea.fr

Notes :

Centre de recherche astronomique de Lyon (CNRS, Université Lyon 1, Ecole normale supérieure de Lyon).
L'interaction mutuelle entre deux galaxies conduit à des phénomènes de marée, qui déforment chaque galaxie mise en jeu, comme le système terre-lune mais dans des proportions bien plus gigantesques.
Les “particules numériques” modélisent, dans la mémoire d'un ordinateur, les étoiles, les nuages de gaz, et la matière noire des galaxies : chaque particule représente une certaine masse, une position et une vitesse dans le volume simulé sur le calculateur.

[1] Centre de recherche astronomique de Lyon (CNRS, Université Lyon 1, Ecole normale supérieure de Lyon).

[2] L'interaction mutuelle entre deux galaxies conduit à des phénomènes de marée, qui déforment chaque galaxie mise en jeu, comme le système terre-lune mais dans des proportions bien plus gigantesques.

[3] Les “particules numériques” modélisent, dans la mémoire d'un ordinateur, les étoiles, les nuages de gaz, et la matière noire des galaxies : chaque particule représente une certaine masse, une position et une vitesse dans le volume simulé sur le calculateur.

Communiqué de presse MUSE

Laurent Florence — 2010-03-02T16:22:32Z

Les tests du premier Spectrographe Integral de Champ (Integral Field Unit (IFU)) pour l'instrument MUSE ont débuté en septembre 2009. Le Spectrographe Intégral de Champ est composé de trois systèmes majeurs :
Le Découpeur d'Images (Image Slicer Subsystem (ISS))
Le Spectrographe (SPS)
Le Détecteur (Detector Vessel (DV))

Ces tests se sont principalement déroulés à l'Observatoire de Lyon hormis les activités liées au Détecteur qui ont été menées à l'ESO. Dans un premier temps, chaque système a été validé et testé individuellement. Ensuite, une première étape consistait à valider l'ensemble (Spectrographe + Détecteur). La dernière étape a permis de tester le Spectrographe Intégral de Champ dans son ensemble lorsque les 3 systèmes étaient intégrés ensemble.

Ce succès a fait l'objet d'un communiqué de presse national (http://www.insu.cnrs.fr/co/ama09/un... ) et international (http://www.eso.org/public/events/an...).