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Blog et Podcast - Astronomie, Astrophysique, Astroparticules, Cosmologie. L'infini se contemple, indéfiniment. ISSN 2272-5768
Perséides 2015 : belle pluie d'étoiles filantes en perspective
Si vous cherchez des informations sur la pluie d'étoiles filantes du mois d'août 2016, rendez-vous ici!
Concernant la pluie d'étoiles filantes de décembre 2015 : rendez-vous sur cette page.
2015 devrait être un bon cru, surtout par rapport à l'année dernière, où vous vous en souvenez peut-être, la Lune éclatante nous avait bien gênés pour voir filer nos beaux météores. Cette année est tout le contraire puisque la Lune sera presque totalement absente durant toute la nuit du 12 au 13 août, le moment du maximum de cette pluie d'étoiles filantes estivale la plus célèbre.
Le maximum d'activité des Perséides aura lieu en toute fin de nuit, le 13 août au petit matin, juste avant l'aube (en fait le vrai maximum aura lieu après le lever du Soleil, mais les étoiles filantes ne seront plus visibles dans un ciel trop clair). Le taux horaire, ce qu'on appelle le ZHR (Zenithal Hourly Rate) devrait se situer entre 70 et 100. Vous aurez donc l'opportunité de voir une étoile filante toutes les minutes environ dans le meilleur des cas. Mais même si ce maximum a lieu en fin de nuit, et si vous ne souhaitez pas faire une nuit blanche dans le noir, vous pouvez voir des étoiles filantes toute la nuit du 12 au 13, avec un nombre croissant tout au long de la nuit (et même les nuits précédentes et suivantes, à un taux réduit en revanche).
Or la position du nuage se décale légèrement par rapport à la Terre année après année, et nous y rentrons dedans de plus en plus... Et cette rencontre a lieu cette année en début de nuit le 12 août au soir, et on peut déjà prévoir un plus important sursaut d'activité pour 2016, mais n'anticipons pas...
Comment faire pour observer un maximum d'étoiles filantes, que ce soit le 12 août au soir ou le 13 août au petit matin ?
Pour pouvoir attraper un maximum d'étoiles filantes, la position d'observation compte aussi : il est préférable d'avoir le champ de vue la plus vaste possible sur la voûte céleste. Pour cela, dans une zone dégagée (une plaine plutôt qu'un forêt), je vous recommande non pas seulement une bonne chaise longue, mais carrément de vous allonger au sol. En tous cas, ne restez pas debout ni assis en vous tordant le cou, c'est une mauvaise idée, habillez vous chaudement et allongez vous en position de repos avec pourquoi pas de quoi grignoter et une petite radio (qui ne fait pas de lumière).
Ne vous focalisez pas trop sur le zénith mais plutôt un peu plus bas autour, disons à une distance d'un tiers entre le zénith et l'horizon en partant du zénith.
N'hésitez pas à observer entre amis en jouant pourquoi pas à celui qui verra un maximum d'étoiles filantes ou de satellites.... Entre deux météores, vous pourrez observer tranquillement les constellations du ciel d'été, et par exemple le grand Triangle de l'été, mais vous verrez en effet probablement passer aussi des satellites, qu'il ne faut pas confondre avec des météores, les satellites ont un éclat constant et se déplacent à vitesse constante relativement lente durant plusieurs secondes, les météores, eux, sont très rapides et parfois très fugaces...
Bonnes observations, bon ciel, ... et meilleurs voeux !
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Libellés : astronomie, ciel, étoiles filantes, Observation, perséides
Première observation d'étoiles primordiales (population III)
Il semblerait que des étoiles de la toute première génération, celles-là même qui ont ensemencé les premières galaxies en atomes de carbone et oxygène il y a 13 milliards d’années aient pu être observées directement pour la première fois. Ces étoiles primordiales, dites de population III, sont assez différentes de celles que nous connaissons, puisque non seulement elles ne sont formées que d’hydrogène, d’hélium et d’un tout petit peu de lithium, mais elles sont aussi beaucoup plus massives que des étoiles comme le soleil, et vivent très peu de temps.
Vue d'artiste de la galaxie CR7 et ses étoiles primordiales
Ces tout premiers specimens d’étoiles sont sensés s’être formés quelques centaines de millions d’années après le big bang, soit il y a environ 13,3 milliards d’années. Et quand on dit qu’elles sont beaucoup plus massives que le Soleil, c’est de l’ordre de 100 fois plus, il s’agit donc de beaux bébés, mais qui de ce fait ne restent en équilibre que quelques millions d’années seulement avant d’exploser en supernova par effondrement sur elles-mêmes, laissant derrière elles un trou noir déjà bien massif, ainsi qu’une enveloppe de gaz éparpillée, contenant de nouveaux éléments chimiques qui seront utilisés pour former une seconde génération d’étoiles.
Ces étoiles primordiales n’avaient encore jamais pu être observées, on pensait bien pouvoir le faire à l’aide des futurs grands télescopes en cours de conception comme le James Webb Space Telescope (JWST) (prévu pour 2018), mais l’équipe de David Sobral, astronome à l’université de Lisbonne, semble avoir mis le doigt dessus un peu par hasard en exploitant des données du télescope Subaru de 8,2 m situé sur le volcan Mauna Kea à Hawaï. Ce qu’ils ont observé c’est une portion d’une galaxie très lointaine (13 milliards d’années-lumière), qui ne semble composée que d’hydrogène et d’hélium. Le reste de cette galaxie apparaît quant à elle peuplée d’étoiles de deuxième génération, ce qui apporte une étrangeté supplémentaire.
Ce qui rend difficile ce type d’observation est non seulement la distance considérable qui rend la luminosité de ce type de galaxie très faible, avec la lumière UV émise transformée en proche infra-rouge, et d’autre part la courte durée de vie de ces étoiles primordiales, qui rend la probabilité de les voir également très faible. Mais cette galaxie que les astronomes ont nommée Cosmos Redshift 7 (CR7) était assez brillante est sa lumière très particulière : on y voyait dans son spectre des raies de l’hélium ionisé (He II), ce qui suggérait que la température devait y être très élevée, mais avec une telle température, les raies du carbone et de l’oxygène ionisés (C III et O III) auraient dues être elles-aussi bien visibles. Comme les chercheurs ne voyaient pas les raies spectrales de l’oxygène et du carbone, mais que celles de l’hélium, la conclusion était faite.
La chose étonnante qui a été mise en évidence grâce notamment à l’utilisation d’un autre télescope, le télescope spatial Hubble est que CR7 possède une autre zone, majoritaire, où là, tous les signes d’étoiles de deuxième génération sont présents. Les astronomes ne s’attendaient pas à trouver des étoiles de première génération dans une galaxie qui contient déjà de nombreuses étoiles de deuxième génération.
Les télescopes de Mauna Kea (le Subaru est à gauche, puis les deux Keck au centre, et le NITF à droite) (Alan L).
Il existe néanmoins d’autres solutions un peu plus exotiques pour expliquer l’émission de l’hélium ionisé observée, comme celle par exemple d’un trou noir supermassif qui se serait formé directement par effondrement d’énormes quantités de gaz, et qui produirait l’échauffement du gaz mimant une émission stellaire. David Sobral évoque déjà l’identification d’autres galaxies similaires, sur lesquelles il souhaite se pencher très vite, probablement avant que le JWST soit en orbite…
Evidence for PopIII-like stellar populations in the most luminous Lyman-a emitters at the epoch of re-ionisation: spectroscopic confirmation
Accepté par the Astrophysical Journal
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L'exoplanète qui se prend pour une comète
Quand on parle d'exoplanètes, il ne faut pas être surpris de ce qu'on découvre . Les cas étant par nature extrêmement nombreux et différents les uns des autres, toutes les configurations semblent exister. C'est donc un tout nouveau phénomène qui vient d'être mis en évidence par une équipe d'astronomes suisses et français : une planète de la taille de Neptune qui est en train de perdre des gigantesques quantités de gaz (de l'hydrogène), formant autour d'elle comme une énorme chevelure cométaire.
Vue d'artiste de GJ436b et sa chevelure de gaz
A. Gracia Bern (Universität Bern))
Il s'agit d'une exoplanète nommée GJ 436b, elle a une masse 23 fois plus grande que celle de la Terre et possède une période orbitale autour de son étoile de 3 jours seulement, à une distance de la Terre de seulement 33 années-lumière. GJ 436b est extrêmement proche de son étoile et est de fait très chaude. Les astronomes y ont détecté la présence d'une atmosphère, mais celle-ci est en train de s'échapper dans l'espace, formant une vaste traînée. Il semble que l'étoile proche a chauffé l'atmosphère à un tel niveau que l'hydrogène s'est évaporé, mais le rayonnement stellaire n'est pas suffisant pour souffler tout ce gaz, qui reste alors comme accroché gravitationnellement à GJ 436b, sous la forme d'une traînée.
David Ehrenreich de l'université de Genève et ses collègues publient leur découverte dans la revue Nature cette semaine, et ils y montrent comment ils sont parvenus à détecter cet énorme nuage de gaz par l'absorption de la lumière UV qu'il produit lorsqu'on regarde l'étoile en arrière plan. Ils ont pour cela exploité le télescope spatial Hubble, toujours lui, car étant le seul outil qui permet d'imager de tels objets dans les longueurs d'ondes ultra-violettes. Cette vaste chevelure gazeuse est indétectable en lumière visible...
L’évaporation sur GJ 436b est certes spectaculaire, mais elle ne menacerait pas l'existence de son atmosphère. Les chercheurs estiment que depuis sa naissance il y a plusieurs milliards d'années, GJ 436b aurait perdu seulement 10% de son atmosphère.
Les astronomes sont d'ores et déjà enthousiasmés par ce type d'observations et on les comprend car elles pourraient à terme permettre d'analyser plus facilement la composition des atmosphères d'exoplanètes, voire de mettre en évidence la présence d'océans liquides en train de s'évaporer, comme sur des superTerres légèrement plus chaudes que  notre planète en train de subir le même sort... Cette évaporation massive d'hydrogène apporte également un indice sur un phénomène qui a pu avoir lieu sur Terre il y a plusieurs milliards d'années, quand l'hydrogène y était encore très abondant, et qui a disparu depuis...
On sait maintenant que les planètes aussi peuvent prendre l'apparence des comètes. Ce qui est sûr, c'est qu'il ne faut pas être trop surpris avec les exoplanètes, car nous n'en sommes pas au bout, loin de là...
A giant comet-like cloud of hydrogen escaping the warm Neptune-mass exoplanet GJ 436b
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Libellés : astrophysique, exoplanètes, Science
La plus petite exoplanète : record battu
En astrophysique comme ailleurs, les records sont faits pour être battus. Et en astrophysique, il existe de nombreuses disciplines : alors que pour les trous noirs, ce sera à celui qui sera le plus gros, pour les galaxies, ce sera à celle qui sera la plus lointaine, et pour les quasars celui qui sera le plus brillant. Pour un pulsar, le gagnant sera celui qui tourne le plus vite et pour une supernova, celle qui sera la plus proche de nous, ou à l'inverse la plus éloignée. Quant aux exoplanètes, à coup sûr, la course se fait à celle qui sera la plus petite! Et le record de l'exoplanète la plus petite vient donc d'être battu...
Vue d'artiste du système de Kepler-138
Cette petite planète tourne autour de l'étoile Kepler-138, qui est une étoile naine rouge tout ce qu'il y a de plus banal, et comme elle en est la plus proche parmi ce système qui en compte au moins 3, elle se dénomme Kepler-138b et a donc été découverte vous l'aurez compris par le télescope Kepler durant sa campagne d'observation entre 2009 et 2013. Elle fait partie des 500 planètes candidates trouvées par Kepler (parmi les 4600 candidates mises en évidence) qui ont une masse inférieure ou égale à la masse de la Terre. Il faut se rappeler que la grande majorité des planètes découvertes par Kepler ont une taille comprise entre 2 et 4 fois celle de notre planète bleue. Kepler-138b a elle un diamètre semblable à celui de Mars, soit à peu près la moitié du diamètre terrestre.
Les détections de transits effectuées par le télescope Kepler permettent d'évaluer le diamètre d'une exoplanète, mais ne donnent aucune indication sur sa masse. Pour évaluer la masse d'une telle exoplanète, on peut par exemple regarder comment varie la vitesse de l'étoile mère dans la ligne de visée en observant le décalage Doppler de ses raies spectrales. Mais pour des planètes très légères, l'effet est bien trop faible pour être détectable, ce qui est le cas dans le système de Kepler-138.
Pour obtenir la valeur de la masse de Kepler-138b, l'astronome américain Daniel Jontof-Hutter et ses collègues, qui publient leurs résultats dans la revue Nature, ont profité de l'existence de deux autres planètes autour de Kepler-138 (Kepler-138c et Kepler-138d) pour utiliser des méthodes exploitant la dynamique des corps.
Kepler-138c a une période de rotation autour de l'étoile de 13,8 jours et Kepler-138d de 23,1 jours, alors que Kepler-138b fait sa rotation en 10,3 jours seulement. Connaissant la taille de leur diamètre respectif (légèrement supérieur à celui de la Terre pour c et d), et leur temps de transit devant l'étoile, on connaît leur période de rotation. De là, on peut en déduire leur distance à l'étoile. Avec la distance des trois planètes et le ratio de leur période orbitale, les chercheurs peuvent calculer quelles sont les perturbations gravitationnelles qu'une des trois planètes va induire sur les deux autres et qui va générer des variations dans leur période orbitale respective. Cette perturbation dépend bien sûr de la masse des trois corps...
Graphe du rayon en fonction de la masse (relatifs à la Terre)
indiquant les trois exoplanètes de Kepler-138 (en rouge)
Les astrophysiciens qui se transforment parfois en mathématiciens sont donc face à un système de 3 équations non-linéaires à 3 inconnues (les 3 masses), toutes les autres variables étant connues par l'observation.
Ce type de problème inverse peut être résolu par des méthodes numériques grâce à des ordinateurs et c'est donc ce qu'ont fait Jontof-Hutter et ses collaborateurs.
La masse de Kepler-138b se révèle être vraiment faible, plus faible que celle de Mars : 0,066 fois la masse de la Terre, ce qui permet d'en déduire immédiatement sa densité, de l'ordre de 2,6 g/cm3, soit très proche de la densité Martienne et signant une nature de type rocheuse.
Kepler-138c, elle, a une masse de 1,97 fois la masse de la Terre pour un rayon 20% plus grand, ce qui lui confère une densité de l'ordre de 6,2, assez semblable à la densité terrestre. Et enfin, la troisième, Kepler-138d, a une masse de 0,64 fois la masse de la Terre pour un rayon là encore 20% plus grand, ce qui donne une densité bien plus faible, de l'ordre de 2,1, ce qui fait dire aux astronomes qu'elle doit posséder beaucoup plus d'éléments légers comme de l'hydrogène ou de l'eau.
Il faut tout de même préciser à ce stade que cette mesure de masse indirecte est entachée d'une incertitude assez importante qui est due à la précision sur la mesure des durées de transit, cette incertitude sur la masse et la densité atteint un facteur 2. Mais cette incertitude pourra être réduite dans le futur par de plus nombreuses observations de transits devant Kepler-138.
Les trois planètes du système de Kepler-138, comme de nombreuses exoplanètes trouvées par Kepler, sont très proches de leur étoile, dans des orbites bien plus petites que celle de Mercure, alors qu'il n'existe aucune planète à l'intérieur de l'orbite de Mercure par chez nous. Pourquoi il en est ainsi est encore une grande question en attente de réponse, ce qui sera l'une des raisons d'être des télescopes successeurs de Kepler prévus pour être lancés dans la décennie qui vient (l'américain TESS en 2017, suivi de l'européen PLATO en 2025) et qui amélioreront grandement les performances déjà exceptionnelles atteintes par Kepler, en fournissant en plus de nombreux autres records exoplanétaires.
The mass of the Mars-sized exoplanet Kepler-138 b from transit timing
Daniel Jontof-Hutter et al.
Nature, Vol 522 (18 june 2015)
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Libellés : astrophysique, exoplanète
Regardez le ciel ce soir et plongez dans l'espace-temps!
Les nuits les plus courtes ne sont pas les préférées des astronomes amateurs, mais ce soir est propice à l'observation à l’œil nu par tout un chacun, même non astronome, ou sur le point de le devenir. Un rapprochement visuel sympathique a lieu en effet actuellement, il inclut Jupiter, Vénus et le croissant de Lune.
Cela se passe au dessus de l'horizon Ouest/Nord-Ouest environ 1h après le coucher de soleil, c'est à dire vers 22h30 heure française. Vous pourrez voir deux points éclatants, qui sont donc des planètes, Jupiter (la moins brillante des deux, à gauche) et Vénus (la plus éblouissante), toutes deux accompagnées d'un joli croissant de Lune naissant, fermant le triangle.
Il est à noter que ce rapprochement de Jupiter et Vénus ne fait que commencer car dans toute la seconde partie du mois de Juin, elles ne cesseront de se rapprocher de plus en plus jusqu'à atteindre une séparation inférieure à 30'' d'arc le 30 juin, soit moins que le diamètre de la Lune! Le spectacle est à suivre tous les soirs à la même heure dans la même direction !
Il est toujours amusant d'associer un peu d'astrophysique à l'astronomie, alors allons-y : la lumière de ces trois objets que vous admirez ici n'est autre que la lumière de l'objet qui vient de se coucher une heure plus tôt, le Soleil. Vous voyez donc toujours des photons du soleil en regardant la Lune, Vénus ou Jupiter. Oui, mais ces photons n'ont pas le même âge... Ils ont quitté la surface du Soleil à des époques différentes, la vitesse de la lumière étant fixe et la distance qui nous sépare de la Lune, de Vénus et de Jupiter étant très différente.
Faisons le petit calcul :
La vitesse de la lumière vaut 300 000 km/s (j'arrondis).
Distance Soleil-Lune = 150 millions km
Distance Lune - Terre = 400 000 km
Les photons du croissant de Lune ont donc voyagé 8 minutes et 21 secondes entre la surface du Soleil et votre rétine.
Distance Soleil-Vénus = 108,2 millions km
Distance Vénus-Terre = varie entre 38 millions et 261 millions de km, mais aujourd"hui, elle est de 90 millions de km exactement.
Les photons de l'éclatante Vénus ont donc voyagé 11 minutes tout pile avant de vous éblouir.
Distance Soleil-Jupiter = 780 millions de km
Distance Jupiter-Terre = en date du 20 juin, elle vaut 892,5 millions de km
Les photons solaires que vous voyez sous la forme de Jupiter ont donc voyagés durant pas moins de 1h32 minutes et 55 secondes...
Si vous souhaitez pousser l'expérience amusante un peu plus loin encore dans l'espace-temps, je vous invite à pivoter légèrement de votre position d'observation de ce beau trio pour vous rendre vers l'horizon Sud. Là, en laissant la nuit tomber un peu plus pour une meilleure visibilité, disons en ressortant vers 23h30, vous allez rencontrer la belle Saturne. Elle est facilement trouvable à l'oeil nu car se trouvant non loin d'une étoile très colorée, d'un orange presque rouge qui s'appelle Antarès et qui domine la constellation du Scorpion.
Les photons orangés d'Antarès que vous voyez, eux, ont bien été produits par cette étoile supergéante il y a 620 ans, près d'un siècle avant que Christophe Colomb n'ait découvert l'Amérique, mais ceux de Saturne, sont toujours les photons de notre bon Soleil, couché depuis plus de deux heures maintenant. Refaisons nos calculs :
Distance Soleil-Saturne = 1497 millions km
Distance Saturne-Terre actuelle = 1362 millions km
Ce qui nous fait une distance totale de 2859 millions km, et donc un voyage de nos photons solaires Saturniens pour parvenir à vos yeux enchantés égal à 2h38 et 50 s.
Comme on le voit, la nuit nous offre en quelque sorte une vision du soleil tel qu'il était à différents instants auparavant, mais simultanément, entre un peu plus de 8 minutes avant et presque 3 heures avant, tout en nous permettant d'observer des jolies planètes, qui se différencient des étoiles d'une part par le fait qu'elles réfléchissent la lumière d'une seule et même étoile, et d'autre part par leurs mouvements propres dans le ciel, visibles d'un jour à l'autre.
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Libellés : astronomie, Observation
mardi 16 juin 2015
Matière Noire : vers une preuve indirecte par les rayons gamma des sous-halos ?
Dans de nombreux modèles de matière noire, les particules qui la forment sont des particules non-baryoniques qui ont le pouvoir de s'annihiler entre elles pour former des paires de particules-antiparticules qui finissent ensuite par produire des rayons gamma. Ces gamma hypothétiques peuvent être détectés, notamment par un télescope spatial spécifique qui s'appelle Fermi-LAT.
Depuis quelques années, un excès de rayons gamma a été observé en provenance du centre de notre galaxie, qui pourrait tout à fait correspondre à ce signal indirect d'annihilations de particules de matière noire, mais ces rayons gamma peuvent aussi provenir d'autres sources, plus "classiques" comme des étoiles à neutrons en rotation rapide qu'on appelle des pulsars.
Simulation de la densité de matière noire de la galaxie,
montrant la présence de milliers de sous-halos
(P. Madau et al. Astrophys.J. 679 (2008) 1260)
Mais la matière noire, en théorie, n'est pas concentrée que vers le centre de la galaxie, même si c'est le lieu privilégié pour la chercher. Il devrait exister au sein du halo de la galaxie des zones de plus grande densité de matière noire que les astronomes nomment des "sous-halos", sortes de bulles de matière noire. Les chercheurs qui ont identifié l'excès de rayons gamma en provenance du centre galactique ont calculé que si ces rayons gamma proviennent bien d'annihilations de particules de matière noire (des WIMPs), les sous-halos de la galaxie devraient produire eux aussi suffisamment de rayons gamma pour que le télescope Fermi-LAT puisse les détecter, sous la forme de sources gamma brillantes.
Jusqu'à aujourd'hui, Fermi-LAT a trouvé des centaines de sources gamma un peu partout dans le ciel, mais qui s'avèrent être très majoritairement des sources "classiques", sans lien avec la matière noire.
Une équipe américaine, conduite par le désormais célèbre Dan Hooper, le père de l'excès de rayons gamma du centre galactique comme preuve indirecte de la présence de WIMPs, est donc partie à la recherche de sous-halos dans les dizaines de sources gamma inconnues trouvées par Fermi-LAT.
Les astrophysiciens ont une chance, car les rayons gamma des sous-halos devraient être légèrement différents des rayons gamma de sources "classiques" : si ils proviennent d'annihilations de matière noire dans des zones de surdensité, des sous-halos, ces rayons gamma doivent apparaître sur une zone un peu plus étendue que si ils proviennent d'un pulsar, qui lui, doit au contraire apparaître ponctuel.
Tout l'enjeu est là : découvrir une ou plusieurs sources gamma qui ne paraissent pas ponctuelles dans le ciel mais légèrement étendues. Même très légèrement étendues... Ce serait un signe sans équivoque et une confirmation de l'excès observé du centre galactique en tant que produit d'annihilations de particules de matière noire.
Et il se trouve que Bridget Bertoni, jeune chercheuse doctorante de l'université de Washington, avec Dan Hooper et Tim Linden de l'université de Chicago, montrent dans un article paru en preprint le 9 avril dernier, qu'une source gamma qui a été détectée par Fermi-LAT (parmi les 3033 sources détectées durant les 4 premières années de mission du satellite) possède effectivement une légère extension spatiale, avec en plus un spectre en énergie de ses rayons gamma qui pourrait être cohérent avec une WIMP d'une masse comprise entre 20 GeV et 50 GeV, soit dans la plage de masse la plus souvent attendue. Il faudra peut-être retenir le nom barbare de cette source gamma : J2212.5+0703
Le ciel en rayons gamma, vu par Fermi-LAT le 7 mars 2012. Une éruption
solaire a produit une bouffée de rayons gamma ce jour-là (en bas). (NASA)
Mais les chercheurs restent très très prudents et se refusent à annoncer leurs résultats comme étant une preuve ou une découverte, mais ils sont "very excited", comme le disent souvent les américains devant des données très intéressantes... Dan Hooper évoque notamment la nécessité d'observer J2212.5+0703 en multi-longueurs d'ondes pour en connaître plussur cette source. En attendant, la petite équipe continue à éplucher les catalogues de sources gamma de Fermi-LAT en cherchant plus de candidats de sous-halos potentiels. Ils ont déjà dans leur besace une liste de 24 sources, dont le spectre en énergie pourrait être produit par des WIMPs entre 20 et 70 GeV, et qui ne sont pas variables dans le temps, ce qui éloigne un peu une origine de type pulsar, les pulsars ayant par nature des émissions variables dues à leur rotation. Mais pour le moment, les analyses montrent que l'étendue spatiale de ces sources n'est pas aussi convaincante que celle de J2212.5+0703...
Les sources gamma détectées par le télescope Fermi-LAT sont bien réelles et pour beaucoup d'entre elles encore mal ou pas expliquées. L'hypothèse des sous-halos de matière noire, si elle se révèle exacte dans le futur, serait une jolie victoire pour Dan Hooper, qui a bien cru avoir trouvé la preuve dans le centre galactique il y a quelques années avant d'accepter que des sources classiques pouvaient donner un signal similaire. Ce ne serait plus le cas avec les sous-halos.
Examining The Fermi-LAT Third Source Catalog In Search Of Dark Matter Subhalos
Bridget Bertoni et al.
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Libellés : astrophysique, matière noire
samedi 13 juin 2015
Environ 1000 galaxies ultra-diffuses dans l'Amas de Coma !
Il y a trois semaines, je vous annonçais la découverte de 47 galaxies d'un type très particulier, des galaxies "ultra-diffuses", de la taille de la voie lactée mais contenant beaucoup moins d'étoiles, donc très peu denses. Ces 47 galaxies avaient été découvertes dans un amas de galaxies très connu, l'amas de Coma. Mais aujourd'hui, une autre équipe  de chercheurs est partie à la recherche de ce même type de galaxies toujours dans l'amas de Coma, et ce n'est pas 47 galaxies ultra-diffuses (UDG) qu'ils trouvent, mais 854 !
Zone de l'amas de Coma de 550 000 x 550 000 années-lumière. Les cercles
verts indiquent les galaxies ultra-diffuses nouvellement découvertes,
les cercles jaunes sont des galaxies parmi les 47 précédemment
découvertes (J. Koda et al.)
C'est à l'aide du télescope Subaru de 8,4 m à Hawaï que les astronomes japonais menés par Jin Koda ont trouvé cette population impressionnante de galaxies ultra-diffuses. Leur découverte va bientôt paraître dans the Astropysical Journal Letters mais dans sa version preprint publiée sur Arxiv, on peut se rendre compte de l'ampleur de la trouvaille. Certaines galaxies parmi les 854 font partie des 47 déjà identifiées précédemment. Le point commun de toutes ces galaxies est qu'elles sont composées de vieilles étoiles et n'ont plus de gaz pour en produire de nouvelles.
Les astronomes pensent que c'est l'environnement de l'amas de galaxies qui est responsable de la disparition de leur gaz. Les interactions gravitationnelles de galaxies voisines arracheraient le  gaz qui serait ensuite expulsé par interaction avec le gaz interstellaire environnant. Et il semble même que lorsque les vieilles étoiles de ces galaxies explosent et éjectent leur enveloppe gazeuse, les galaxies ne parviennent pas à retenir ce gaz qui pourrait pourtant leur être précieux pour fabriquer de nouvelles étoiles. Là encore, l'environnement de l'amas galactique semble jouer pour récupérer tout ce gaz...
Parmi ces 854 galaxies ultra-diffuses, pas moins de 332 ont la taille de notre Galaxie, soit environ 40%, et les astronomes japonais estiment que le nombre total de galaxies ultra-diffuses dans l'amas de Coma doit largement dépasser les 1000...
La distribution de ces UDG montre qu'elles sont concentrées vers le centre de l'amas, suggérant qu'elles sont de très anciennes membre de l'amas. Elles ont en moyenne une masse stellaire comprise entre 10 millions et 500 millions de masses solaires (seulement).
Parmi ces galaxies ultra-diffuses, quelques spécimens de la taille de la Voie Lactée apparaissent plus proches du centre de l'amas qu'estimé auparavant (la plus proche du centre n'en est éloignée que de 280 000 années-lumière), et leur survie dans de tels champs gravitationnels à forte composante d'effets de marée, malgré leur grande taille, fait dire aux astrophysiciens qu'elles seraient composées d'une fraction très importante de matière noire protégeant en quelque sorte les étoiles restantes...
D'ailleurs, leur composante baryonique serait  de l'ordre de 1% seulement, soit bien moins que la moyenne, ce qui indique bien une disparition du gaz (formé de baryons, matière "ordinaire") au profit d'un halo de matière noire non-baryonique (des particules massives).
A gauche : les 18 champs de recherche centrés autour du centre de l'amas de Coma (figuré par une croix verte), couvrant au total environ 15 millions x 15 millions d'années-lumière; le carré bleu représente la zone de l'image précédente. A droite, les UDG trouvées (cercles), les cerces bleu sont des UDG de la taille de la Voie Lactée, les croix rouges sont les 47 UDG découvertes précédemment. (Jin Koda et al.)
Si de telles galaxies ultra-diffuses étaient aussi communes que ce qui est observé dans l'amas de Coma, cela impliquerait qu'il devrait y en avoir plus de 100 000 dans un rayon de 330 millions d'années lumières nous entourant... or ce n'est pas ce que nous voyons. C'est une raison forte qui permet aux astrophysiciens d'affirmer que c'est l'amas de Coma qui a une caractéristique particulière à même de produire cette surpopulation de galaxies ultra-diffuses.
Il serait maintenant très intéressant de trouver de telles galaxies de ce nouveau type UDG, dans d'autres amas de galaxies, histoire de mieux comprendre les mécanismes qui sont à leur origine.
APPROXIMATELY A THOUSAND ULTRA DIFFUSE GALAXIES IN THE COMA CLUSTER
Jin Koda et al.
A paraître dans The Astrophysical Journal Letters
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Libellés : astrophysique, galaxies, matière noire
mercredi 10 juin 2015
Observation exceptionnelle des détails d'une galaxie à 11,5 milliards d'années-lumière
C'est une observation exceptionnelle qui vient d'être rendue publique et qui fait l'objet de pas moins de 8 articles de plusieurs équipes d'astrophysiciens du monde entier. Une galaxie éloignée de 11,5 milliards d'années-lumière a pu être observée et analysée avec des détails encore jamais atteints à une telle distance.
Pour analyser tranquillement la structure d'une galaxie, il faut d'une part qu'elle nous envoie suffisamment de lumière, et d'autre part qu'elle ne soit pas trop loin ou bien que nos télescopes soient suffisamment grands et efficaces pour obtenir une bonne résolution de l'image. Or, avec des galaxies à plus de 5 ou 10 milliards d'années-lumière, c'est quasi impossible de réunir ces deux paramètres. Mais c'est sans compter sur les subtilités de l'espace-temps. Comme on le sait, l'espace-temps est un tissu courbé par les masses qui s'y trouvent et s'y meuvent. Le trajet de la lumière est ainsi modifié par la présence de très grandes masses. Et la relativité générale prédit ainsi l'existence de ce qu'on appelle des lentilles gravitationnelles : la lumière  d'une galaxie très lointaine peut être déviée par une grosse concentration de masse située entre elle et nous. Cette forte concentration de masse peut être un amas de galaxies ou une grosse galaxie par exemple.
La galaxie massive source de lentille gravitationnelle imagée par Hubble (à gauche), SDP .81 formant un anneau d'Einstein, imagée en infra-rouge par ALMA (au centre) et image reconstruite de la galaxie (à droite).
(ALMA (NRAO/ESO/NAOJ)/Y. Tamura (The University of Tokyo)/Mark Swinbank (Durham University)
Mais les lentilles gravitationnelles ne font pas que dévier la lumière lointaine, elles produisent également un véritable effet de lentille, en focalisant la lumière, l'image déformée de la galaxie lointaine est également amplifiée.
Cette galaxie est nommée HATLAS J090311.6+003906, mais aussi plus simplement SDP.81. Elle se trouve donc à la distance phénoménale de 11,5 milliards d'années-lumière et nous apparaît extrêmement déformée, si déformée qu'elle forme presque un anneau entier entourant la galaxie-lentille située entre elle et nous... Et sa lumière est amplifiée par un facteur d'environ 10...
C'est avec le réseau interférométrique ALMA (Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array) situé au Chili, que cette observation exceptionnelle a été effectuée fin 2014. Ce n'est pas un hasard, car ALMA, grâce à ses antennes mobiles, permet d'adapter la résolution qu'il permet d'atteindre, et a justement été déployé à ce moment là dans sa configuration la plus étendue depuis sa mise en service (les deux antennes les plus éloignées étaient séparées de  15 km).
A partir de cette galaxie vue en forme d'anneau, les astrophysiciens parviennent à en faire la déconvolution en faisant des hypothèses sur la masse de la galaxie-lentille, et reconstruisent alors la forme exacte de la galaxie SDP .81. La résolution spatiale obtenue par ALMA est sans commune mesure avec ce que peut encore faire le télescope spatial Hubble, meilleure d'un facteur 6! Les astrophysiciens y ont découvert par exemple des régions de formation d'étoiles très petites et très denses, avec des détails atteignant 100 années-lumière seulement... 100 années-lumière à 11,5 milliards d'années-lumière de distance... Ça laisse rêveur, non ?
le réseau ALMA (ESO)
Dès que ALMA a enregistré ces données précieuses provenant de SDP .81, plusieurs équipes internationales se sont ruées pour les étudier. Aujourd'hui, huit articles sortent, consacrés chacun à un aspect particulier soit de la galaxie SDP .81, soit de celle qui a servi de lentille. 4 articles ont déjà été acceptés pour publication et 4 autres sont en attente.
Une équipe japonaise [1] s'est intéressée au profil de masse de la galaxie elliptique massive qui a fait lentille et démontre la présence d'un trou noir supermassif d'au moins 300 millions de masses solaires, dont la présence est rendue indispensable pour expliquer la forme si particulière de cet anneau d'Einstein.
L'équipe internationale menée par le britannique Mark Swinbank [2], quant à elle, s'est penché sur SDP.81 et montre quelle est la cinématique de cette galaxie ultra-lointaine, avec un disque en rotation à la vitesse de 320 km/s et ils en déduisent la masse dynamique de la galaxie : 35 milliards de masses solaires. Les chercheurs trouvent un disque instable et riche en gaz. Mais les données très résolues de ALMA leur permettent aussi d'identifier pas moins de 5 régions distinctes de formation d'étoiles, qui semblent affectées par la forte pression hydrostatique externe du milieu interstellaire les entourant (10000 fois plus forte que celle existant dans notre galaxie).
Le troisième article accepté pour publication par l'Astrophysical Journal Letters revient au consortium exploitant le réseau de télescopes ALMA et sa soixantaine de chercheurs [3]. Les observations y sont détaillées, notamment celles effectuées lors de la campagne de 'Long Baseline' de fin 2014 qui a permis cette prouesse d'atteindre une résolution spatiale de 23 milliarcsecondes. Et ALMA permet aussi de détecter l'émission infra-rouge de molécules particulières, par exemple le monoxyde de carbone (CO) ou l'eau. Au sujet de l'eau, ALMA a permis à cette occasion d'observer pour la première fois avec une image aussi résolue la raie d'émission de l'eau dans une source extragalactique.
Une quatrième équipe, germano-néerlandaise celle-ci [4], est parvenue à déduire des données de cette superbe lentille non seulement le taux de formation d'étoiles dans SDP .81 (315 masses solaires par an), mais aussi la masse de poussière présente dans cette galaxie (640 millions de masses solaires), et que le disque contient 3 régions denses où la poussière subirait des variations de température...
Ces zones compactes de nuages poussiéreux sont des réservoirs de gaz moléculaire froid, là où naissent les étoiles et leurs planètes.
Les articles qui sont en attente de publication dans des revues à comité de lecture concernent notamment la structure de SDP .81 [5], où l'on découvre que le taux de formation d'étoiles y est 65 fois plus intense que ce qui est observé dans notre galaxie et qu'il serait dû à une fusion de galaxies entre elles, ou encore la galaxie d'avant-plan responsable de la lentille gravitationnelle [6] et son trou noir supermassif où les auteurs trouvent une masse qui doit être supérieure à 250 millions de masses solaires, en accord avec les résultats de l'équipe japonaise précédemment citée.
Et une autre équipe de chercheurs japonais [7] a étudié les propriétés du gaz moléculaire et de la poussière de SDP.81 à l'aide de leur propre modèle de lentille et concluent également à une origine de fusion de galaxies pour expliquer les intenses formations d'étoiles poussiéreuses observées, qui prendraient place là où les deux galaxies ont commencé à fusionner et où ils détectent des signes de phénomènes de marées typiques de ce genre d'événement.
Pour finir, l'équipe menée par Matus Ribak a produit un second article consacré à l'étude de l'émission du monoxyde de carbone en provenance de SDP.81 [8], où ils mettent en évidence, rappelons-le, toujours à 11,5 milliards d'années-lumière de distance, que le disque de la galaxie est perturbé, montrant des composantes de vitesse multiples. Ils ont ajouté aux données de ALMA des données provenant du télescope Hubble ainsi que d'un radiotélescope  (le Karl Jansky Very Large Array) pour investiguer la structure morphologique des différentes composantes, et montrent la présence évidente d'une région de formation d'étoiles de 6500 années-lumière enfouie dans une plus grande structure de 50000 années-lumière de large.
Le nombre d'article dédiés à cette observation  de SDP .81 par ALMA est à la hauteur de cette découverte : exceptionnelle. C'est la première fois dans l'histoire de l'humanité que l'on parvient à caractériser aussi finement avec autant de détails un objet astrophysique dont les photons ont voyagé durant plus de 11 milliards d'années, qui se sont presque perdus en route autour d'un trou noir supermassif, et qui nous sont finalement arrivés portant avec eux leurs précieuses informations.
Et cette bonne nouvelle en cache une autre, qui est que... ce n'est qu'un début...
[1] High-resolution ALMA observations of SDP.81. I. The innermost mass profile of the lensing elliptical galaxy probed by 30 milli-arcsecond images
Yoichi Tamura et al.
accepté dans Publications of the Astronomical Society of Japan; http://arxiv.org/abs/1503.07605,
[2] ALMA maps the Star-Forming Regions in a Dense Gas Disk at z~3
Mark Swinbank et al.,
sous presse Astrophysical Journal Letters; http://arxiv.org/abs/1505.05148
[3] ALMA Long Baseline Observations of the Strongly Lensed Submillimeter Galaxy HATLAS J090311.6+003906 at z=3.042
sous presse Astrophysical Journal Letters; http://arxiv.org/abs/1503.02652
[4] ALMA imaging of SDP.81 - I. A pixelated reconstruction of the far-infrared continuum emission
M. Rybak et al
Accepté pour publication dans les Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
[5] Revealing the complex nature of the strong gravitationally lensed system H-ATLAS J090311.6+003906 using ALMA
S. Dye et al.
soumis à Monthly Notices of the Royal Astronomical Society; http://arxiv.org/abs/1503.08720;
[6] The Inner Mass Distribution of the Gravitational Lens SDP.81 from ALMA Observations
Kenneth C. Wong et al.
soumis à Astrophysical Jounal Letters; http://arxiv.org/abs/1503.05558
[7] High-resolution ALMA Observations of SDP.81. II. Molecular Clump Properties of a Lensed Submillimeter Galaxy at z=3.042
Bunyo Hatsukade et al.
soumis à Publications of the Astronomical Society of Japan; http://arxiv.org/abs/1503.07997
[8] ALMA imaging of SDP.81 - II. A pixelated reconstruction of the CO emission lines
M. Rybak et al.,
Soumis aux Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
Communiqué du National Radio Astronomy Observatory
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Libellés : astropysique, galaxie
lundi 8 juin 2015
Surprise dans le Centre Galactique
Il se passe toujours des choses au centre de notre galaxie. Des astronomes allemands aidés de collègues américains, ont fait une découverte surprenante : ils ont trouvé environ 20 disques de poussière et de gaz en rotation autour d’étoiles très grosses et chaudes, au sein d’amas d’étoiles, alors que de tels disques ne devraient pas survivre dans un tel milieu.
C’est l’intense rayonnement ultra-violet des étoiles qui aurait dû détruire ces disques de poussière gazeux. Les deux amas d’étoiles en question sont appelés l’amas du Quintuplet et l’amas des Arches. Ils sont vieux d’à peine quelques millions d’années et contiennent donc des étoiles très jeunes, et très massives (jusqu’à des masses de 100 fois celle du Soleil), et très chaudes (10 fois plus chaudes que le Soleil).  Ce à quoi s’attendent généralement les astronomes face à ce type d’étoiles monstres, c’est qu’elles dispersent toute la matière résiduelle autour d’elle par leur rayonnement en moins d’un million d’année. Clairement, la découverte publiée dans la revue Astronomy and Astrophysics par Andrea Stolte de l’université de Bonn, et ses collaborateurs, contredit la théorie de la survie de disques de poussières et de gaz dans les nurseries stellaires, et elle indique qu’il doit probablement exister des processus encore incompris dans ces riches amas d’étoiles du centre galactique.
Les observations ont été effectuées grâce au Very Large Telescope de l’ESO au Chili d’une part et au télescope spatial Hubble d’autre part, qui ont tous les deux permis de produire des images en proche infra-rouge, les seules longueurs d’ondes transperçant les épais nuages de poussières obscurcissant le cœur de la galaxie dans le visible.
Les amas d'étoiles du Quintet et des Arches dans la zone du centre galactique. HST/Spitzer composite: NASA, ESA, D.Q.Wang (UMass), JPL, S. Stolovy (Spitzer Science Center)
Les astronomes sont certes perplexes face au constat de la survie de ces disques circumstellaires, mais ils tentent maintenant d’en trouver une explication. Ils évoquent ainsi deux possibilités : soit ces disques de poussière et de gaz ont une exceptionnelle résistance face au rayonnement UV agressif des étoiles massives, soit il existe un mécanisme inconnu qui les recharge en permanence par une matière fraiche. Quand des étoiles vivent en couple comme c’est très souvent le cas, la plus grosse peut fournir de la matière à sa compagne plus petite par des effets gravitationnels. Par ce biais, il est possible qu’une partie du gaz soit transférée également au disque circumstellaire qui entoure le couple, avec un taux qui compenserait la perte par destruction radiative. C’est vers cette seconde hypothèse que penchent les auteurs de la découverte.  En effet de nombreux phénomènes de transfert de matière ont déjà été observés au sein de couples serrés dans des environnements  de formation intense d’étoiles.
Et il existe également une conséquence intéressante de la survie de ces disques de matière, qui n’avait encore jamais été imaginée possible dans un environnement comme celui du centre galactique : la formation de planètes. Si cette matière est en quantité suffisante durant une durée suffisamment importante, rien n’exclut la production de petits corps solides autour de ces très jeunes étoiles massives… En extrapolant, cette hypothèse ouvre la perspective de l’existence de planètes très tôt dans l’histoire de l’Univers, dès l’apparition des premières étoiles.
Circumstellar discs in Galactic centre clusters: Disc-bearing B-type stars in the Quintuplet and Arches clusters
Astronomy & Astrophysics 578, A4 (2015)
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Libellés : astronomie, étoiles, galaxie
dimanche 7 juin 2015
Autour du Grand Triangle d'Eté
L'été est propice à flaner la nuit le nez en l'air. Ces nuits étouffantes, où seule une virée nocturne permet de se rafraîchir quelque peu, peuvent également être les témoins d'un spectacle ébouriffant. Vous connaissez sans doute le fameux Grand Triangle d'été, formé par trois étoiles très brillantes; je vous propose de plonger plus profondément dans le monde qui entoure ces trois belles de l'été.
Le Grand Triangle d'été est visible dès le début de nuit au dessus de l'horizon Est. Il est formé par Véga (la plus brillante des trois), Deneb, etAltaïr.
Véga, Deneb et Altaïr font partie de trois constellations différentes : respectivement la Lyre, le Cygne, et l'Aigle. Alors qu'il faut un peu d'imagination pour voir pourquoi les anciens ont nommé la Lyre ainsi, on peut très facilement voir les deux oiseaux en plein vol que sont le Cygne et l'Aigle.
Voyons maintenant le nom de ces constellations et des plus petites qui se situent à l'intérieur même du Triangle ou juste à proximité : nous avons ici un Petit Renard (Vulpecula), une Flèche (Sagitta) et un Dauphin (Delphinus).
Approchons maintenant d'un peu plus près de ce Triangle presque isocèle.
Commençons tout d'abord notre exploration en levant la tête le plus haut, vers cette étoile extrêmement brillante qu'est Véga. Nous sommes dans la Lyre.
L'objet phare de la Lyre est sans conteste la nébuleuse qui en porte le nom, la fameuse nébuleuse de l'anneau, ou nébuleuse de la Lyre. Celle qui porte le numéro 57 dans le catalogue de Messier est un résidu d'explosion d'étoile, une nébuleuse dite planétaire de par sa forme ronde en forme d'anneau. On la trouve très facilement car elle se situe pratiquement au milieu des deux étoiles qui forment le bas du losange suspendu à Véga.
Juste en dessous du losange de la Lyre se trouve un autre objet de Messier, à savoir M56. C'est un amas globulaire  situé à près de 33000 années-lumière et dont le diamètre est de l'ordre de 60 années-lumière. On peut parvenir à en résoudre quelques dizaines d'étoiles avec un télescope de plus de 250 mm.
Remontons maintenant vers Véga en contournant le losange par la gauche, nous rencontrons une étoile bien brillante, Théta Lyr. Il s'agit en fait d'une étoile double bien séparée, qui à la particularité d'être fort jolie à regarder : les deux compagnes sont de couleurs très différentes ; une jaune et l'autre bleue, un peu à la manière d'Albireo dont parlerons dans quelques lignes...
M57, par Hubble (NASA/HST)
Mais n'anticipons pas trop, restons dans la Lyre et remontons encore vers Véga. Légèrement à sa gauche, au dessus du losange, se trouve un objet assez exceptionnel. Il s'agit d'une étoile quadruple ! On l'appelle aussi la double-double. Epsilon Lyr est en fait composée de deux groupes d'étoiles doubles. Leur vision est impressionnante, surtout lorsque l'on songe que ce beau monde d'une belle couleur jaune se tourne autour...
Il est déjà temps de quitter la Lyre pour rendre visite à nos oiseaux préférés, en commençant par le Cygne. Bien évidemment, nous allons voir tout de suite celle qui est devenue l'archétype du contraste de couleurs : Albireo la magnifique, qui fait office de tête du Cygne. Albireo est l'une des plus belles étoiles doubles du ciel boréal, si ce n'est la plus belle. Elle montre deux compagnes d'un bleu profond et d'un jaune orangé, dont la proximité les rend inoubliables.
Nous quittons Albireo pour nous diriger vers l'aile gauche du Cygne, en remontant vers le milieu du segment Deneb-Véga. Nous nous arrêtons juste avant de croiser ce segment imaginaire. Nous y sommes, c'est ici que l'on trouve NGC 6819. C'est un très joli amas ouvert, qui regroupe des dizaines d'étoiles dans une formation très resserrée.
Poursuivons la droite reliant Albireo et NGC 6819 jusqu'à traverser l'aile du Cygne, et nous nous arrêtons juste après. Ici se trouve une nébuleuse planétaire, petite mais très amusante. On l'appelle la planétaire clignotante. NGC 6826 est clignotante lorsqu'on la regarde en face et en vision décalée, en alternant. L'acuité visuelle nocturne étant bien meilleure dans les zones périphériques de la rétine, l'effet sur des objets faibles et peu étendus est immédiatement perceptible et on peut jouer un moment avec ses yeux et cette sympathique nébuleuse planétaire
Assez joué, nous redescendons maintenant vers Deneb. Une fois sur Deneb, il faut poursuivre un peu la descente presque parallèlement à l'aile, nous tombons nez à nez avec une nébuleuse très étendue, mais qui nécessite l'utilisation d'un filtre UHC pour être facilement repérable tout de même.NGC 7000 est également surnommée la Nébuleuse North America.
Notre tour du Cygne n'est pas terminé, car on garde le meilleur pou la fin, mais avant d'y parvenir, nous devons aller voir  une autre nébuleuse planétaire, NGC 7027, qui elle, ne nous permet pas de la voir clignoter comme sa consoeur. Ça ne fait rien, elle est jolie quand-même et peut-être même pas très ronde...
L'étape suivante est une étoile double, ça faisait longtemps, tiens... celle-ci se dénomme 61 Cyg. Cette étoile double aux belles teintes jaunes profond s'est rendue célèbre pour avoir été la première étoile dont on a pu mesurer la distance par la méthode des parallaxes, grâce à Friedrich Bessel en 1838 (10,5 années-lumières). Comme promis, nous terminons le tour du Cygne par de pures beautés. Ces somptueux objets du ciel estival sont nommées les Dentelles du Cygne, les petites dentelles et les grandes dentelles sont de vastes étendues nébuleuses, des nuages de gaz qui flottent comme à la surface de la Voie Lactée par ailleurs bien visible en arrière plan dans cette région très riche. Pour bien apprécier ces nébuleuses, il faudra tout de même équiper son oculaire (de grande focale de préférence, vue l'étendue du spectacle) avec un filtre OIII qui mettra en valeur ces volutes filamenteuses dont le Cygne se pare chaque été...
Juste à côté de l'imposante constellation du Cygne se trouve une toute petite constellation appelée le Petit Renard, qui semble n'être constituée que de deux étoiles. Bien que peu étendue, le petit Renard (Vulpecula) recèle pourtant des trésors.
Non loin de la Petite Dentelle, en se déplaçant en direction de la constellation de la Flèche, nous entrons sur le territoire du Petit Renard, et nous allons trouver un objet d'une beauté renversante. NGC 6834 est un amas ouvert, riche de plusieurs dizaines d'étoiles voire plus, et très étendu, il faut préférer là encore un oculaire de grande focale permettant un faible grossissement. Ses étoiles certes point très brillantes montrent essentiellement la beauté de la gravitation à l'oeuvre...
Revenons un bref instant dans le Cygne, qui nous manque peut-être déjà, en remontant en direction de la sublime Albireo mais en s'arrêtant aux trois quarts du chemin. Nous arrivons sur un objet nommé NGC 6834, qui est un autre amas ouvert, lui aussi digne d'intérêt. On y voit une bonne trentaine d'étoiles serrées les unes contre les autres. On pourrait même distinguer en son centre une mystérieuse structure rectiligne...
Cette fois-ci, nous laisson s'envoler le Cygne et revenons vers notre Petit Renard en traversant le segment principal de la constellation pour se diriger vers la Flèche que nous verrons par la suite. Environ au niveau des Dentelles et de NGC6930, nous pouvons admirer un objet du catalogue de Messier, M27. Il s'agit d'une nébuleuse planétaire comme on les aime, et sans doute l'une des plus connues. En tout cas mieux connue sous le nom de nébuleuse de l'Haltère, pour des raisons évidentes de forme.
Avant de visiter l'autre oiseau du grand Triangle, arrêtons-nous maintenant sur ces autres petites constellations pleines de petits trésors à observer. Tout d'abord la Flèche, sur laquelle nous étions presque atterris. Presque exactement au milieu des deux étoiles principales de cette flèche que nous imaginons très aisément, nous pouvons observer M71, qui est un amas globulaire pas très dense, un peu perdu dans une foultitude d'étoiles du bras galactique en arrière plan. Cela ne l'empêche pas de nous montrer quelques dizaines d'étoiles résolues, avec un bon diamètre de télescope tout de même...
Les étoiles de la flèche nous indiquent une direction, que nous suivons donc. Après avoir parcourus environ l'équivalent de la longueur de la flèche (c'est simple l'astronomie, non ?), nous trouvons NGC6905, en même temps que nous changeons de territoire, car nous sommes ici chez le Dauphin. NGC 6905 est une nouvelle nébuleuse planétaire, assez facile à localiser grâce à une étoile assez brillante toute proche. Cette nébuleuse planétaire ne montre pas d'anneau mais plutôt une petite boule de gaz très douce, perdue là au milieu de nulle part (ou presque).
Le Dauphin n'a pas fini de nous montrer ses secrets, nous descendons donc vers le losange si caractéristique de la tête du cétacé. Nous nous penchons sur le cas de l'étoile située le plus à gauche du losange. Il s'agit de gamma Del, qui est une étoile double jaune-jaune prisée des amateurs que vous êtes devenus. Le Dauphin montre une sorte de queue dans le prolongement du losange, nous suivons cette ligne imaginaire en parcourant deux fois la distance depuis le losange, vous avez en face des yeux NGC6934. C'est un amas globulaire dont les étoiles sont si serrées et si faibles qu'elles ne sont pas résolues, on ne voit qu'une grosse boule diffuse et on imagine toutes ces étoiles en interaction gravitationnelle, peut-être accompagnées de quelques trous noirs ?...
Le temps semble venu pour aller voir Altaïr. La tête de l'Aigle. Nous y allons vite sans besoin de repères particuliers. De là, nous nous deplaçons légèrement vers l'aile droite du rapace, en plein dans une zone très dense de la Voie Lactée, les étoiles foisonnent par ici... Et c'est encore vers une nébuleuse planétaire de type annulaire que je vous conduit : NGC 6804. Voir l'anneau n'est permis qu'aux heureux possesseurs de télescopes de diamètre supérieur à 250 mm. Mais on peut aussi se contenter d'admirer cette forme toute ronde avec un diamètre inférieur...
Nous contournons maintenant complètement l'aile droite de l'Aigle pour trouver juste à droite du bout de l'aile : NGC 6709, qui se trouve être un amas d'étoiles ouvert possédant quelques beaux spécimens et en belle quantité, en plus. On aime ces étoiles rapprochées assez brillantes... Il est temps pour nous de clore ce périple estival avec un dernier petit objet sympathique tout plein, NGC 6755, un amas ouvert là encore, mais qui lui possède plusieurs étoiles doubles. Pour le rencontrer, il faudra vers le corps de l'oiseau exactement parallèlement à l'aile que nous avions contournée. Des étoiles doubles au sein d'un amas ouvert renforce encore d'avantage cette impression de bousculade gravitationnelle entre étoiles à laquelle on ne peut que songer à l'observation.
La nuit s'est maintenant rafraîchie, et nous avec... Il est temps d'aller vérifier si ce grand triangle est vraiment isocèle ou bien s'il s'agit d'un leurre. Vous pourriez également chercher dans quelle constellation se trouve son barycentre, avant de vous endormir au pays des oiseaux musiciens...
Bon Ciel, Bon Eté!
Cartes du ciel réalisées avec Stellarium
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