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Blog et Podcast - Astronomie, Astrophysique, Astroparticules, Cosmologie. L'infini se contemple, indéfiniment. ISSN 2272-5768
B O N N E   A N N E E   2 0 1 3  !
Happy New Year ! Frohes Neues Jahr !
C HoBыM roдoM! ¡Feliz Año Nuevo!
Je vous souhaite une belle année remplie de découvertes et d'observations du ciel, une année pleine de planètes étonnantes, de comètes fabuleuses et de galaxies émouvantes...
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Libellés : Terre à Terre
WMAP : 9 Ans de Fond Diffus Cosmologique
Ce que vous voyez là, c'est notre Univers, dans son enfance. Il est âgé ici de 375000 ans seulement. Cette image est le résultat de 9 années de prises de données par WMAP sur le fond diffus cosmologique, le rayonnement micro-ondes qui nous baigne. Cette lumière est la première lumière de l'Univers, celle qui a pu s'échapper de la soupe primordiale devenue transparente.
Le satellite WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) a été lancé en 2001 et a pris sa retraite en 2010. Mais c'est aujourd'hui que les scientifiques exploitant ses données ont publié l'image définitive du fond diffus vu par WMAP durant ses 9 années de service.
Chaque petite variation de couleur que vous voyez sur cette carte est une infime variation de température, qui correspond aux fluctuations énergétiques qui étaient celles de l'Univers 375000 ans après le BigBang.
De manière remarquable, les mesures de précision effectuées par WMAP sur les propriétés de ces fluctuations semblent confirmer des prédictions spécifiques de la version la plus simple de la théorie de l’inflation : les fluctuations de densité suivent une courbe en cloche avec les mêmes propriétés sur l’ensemble du ciel : il y a un nombre égal de points chauds et de points froids sur la carte de WMAP. Ces données confirment également les prédictions disant que l’amplitude des variations de densité (c'est-à-dire de température) aux grandes échelles doivent être légèrement plus grandes que celles observées aux petites échelles.
WMAP avait suivi les travaux pionniers du satellite COBE, et comme lui à l'époque, il est aujourd"hui remplacé et heureusement supplanté par un satellite beaucoup plus performant, le bien nommé PLANCK, qui est à l'heure où vous lisez ces lignes en train d'enregistrer le fond diffus cosmologique pour produire une nouvelle carte, qui promet des détails encore plus inouïs sur la petite enfance de notre Univers.
NASA  Wilkinson Microwave Anisotropy Probe
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Libellés : cosmologie, Fond Diffus
Le Ciel d'Hiver : Orion
S'il n'y avait qu'une constellation à observer dans le ciel d'hiver ce serait Orion. Il vous suffit de regarder en direction du Sud, et on ne voit qu'elle, avec sa forme si particulière... Et nous allons voir qu'Orion nous offre presque tous les types d'objets astronomiques que l'on puisse admirer...
Traçons maintenant les différentes constellations qui entourent Orion. Le Taureau, les Gémeaux, La licorne et le Petit et le Grand Chien ainsi que le Lièvre viennent entourer l'archer céleste.
Rapprochons nous maintenant un peu d'Orion... et découvrons toutes les merveilles qui s'y cachent...
Faisons donc une petite liste et traçons sur cette carte les différents objets remarquables d'Orion... Avant d'en faire le tour.
Nous commençons notre découverte par l'étoile la plus brillante de la constellation, qui montre une belle couleur rouge-orangée, c'est Bételgeuse (alpha Ori). Quand on observe Orion, il faut toujours surveiller Bételgeuse, pour la simple raison que cette étoile qui est une supergéante rouge située à 400 années-lumières seulement, peut exploser d'une minute à l'autre en une formidable explosion qui la rendra aussi lumineuse que la pleine lune et la rendra même visible en plein jour... Il faut donc y garder un œil des fois que ça arrive pile au moment où vous levez la tête...
Nous descendons maintenant dans le dos de l'archer pour trouver une nébuleuse assez brillante, M78 (magnitude 8.0), qui  enveloppe trois étoiles dont deux  brillantes et une autre plus faible. Cette nébuleuse est presque ronde. Le champ autour est pauvre en étoiles car caché par un nuage plus sombre.
Non loin de là un peu plus bas, nous rencontrons une autre petite nébuleuse, NGC 2024 aussi appelée la nébuleuse de la Flamme, qui se trouve juste à côté de la très brillante Alnitak. Il est préférable de ne pas intégrer Alnitak dans le champ de vue pour bien  profiter de NGC 2024.
Juste en dessous de Alnitak, nous trouvons un petit joyau, l'étoile Sigma Ori, qui est une étoile non pas double, mais quadruple ! (magnitudes respectives : 3.7, 8.8, 6.6 et 6.3). Ces quatre composantes sont étonnamment alignées...
Descendons encore doucement en direction du point central qui fait l'identité de Orion, mais arrêtons juste avant, nous arrivons sur un amas ouvert, dénommé NGC 1981 peu fourni mais montrant toutefois de belles étoiles brillantes. Et on peut y voir deux doubles parmi les six étoiles principales de l'amas.
Encore un petit effort et nous arriverons bientôt au Graal d'Orion. Nous descendons très doucement pour trouver une nébuleuse un peu ronde, M43, qui est un petit peu la tête de celle qui nous attend juste en dessous, cette pure merveille du ciel, ce Graal hivernal,  la Grande Nébuleuse d'Orion, alias M42, qui vient s'éclairer par la quadruple Théta Ori, appelé aussi le trapèze, qui est en fait accompagnée de deux autres étoiles plus faibles.
M42 se déploie majestueusement tel un oiseau immortel, visible à l’œil nu sous un bon ciel, déjà impressionnant aux jumelles et somptueux au télescope... Sans doute la plus belle nébuleuse du ciel.
On quitte avec regret M42 pour descendre un peu en dessous et trouver Iota Ori, qui est une étoile double figurant le bout de l'épée de notre cher guerrier. Elle est d'ailleurs entourée d'une nébulosité qu'elle éclaire (NGC 1980 pour la nommer).
Nous bifurquons maintenant pour aller sur le pied de notre archer préféré et retrouver la très brillante Rigel (béta Ori) qui est en fait une étoile double avec deux composantes bleues, une très brillante et l'autre très faible, à chercher dans la lumière aveuglante de la première...
Il nous faut maintenant remonter vers le Nord, en direction de l'arc. Nous tombons sur NGC 1788 qui est
une nébuleuse à réflexion assez peu contrastée. Elle possède une forme singulière puisqu'elle semble être formée de deux lobes chacun centré sur une étoile, le lobe brillant correspondant à l'étoile la plus faible des deux.
Avant de remonter franchement vers le Nord, revenons quelque peu vers le centre de la constellation, en direction de ce trio caractéristique... Nous nous arrêtons sur une étoile brillante, qui porte le petit nom de Eta Ori, en fait une étoile double dont les composantes (magnitudes 3.6 et 4.7) ne sont séparées que par 1.7 seconde d'arc, que vous vous amuserez à séparer (un bon télescope d'au moins 200 mm est requis ici).
Dirigeons nous vers l'arc justement. Je vous convie à jeter un œil averti sur cette étoile brillante : Rho Ori. Jolie étoile double (magnitudes 4.6 et 8.5) composée d'une étoile orange brillante et d'une compagne plus faible bleutée séparée par 7'' d'arc.
Continuons encore notre remontée jusqu'au bout de l'Arc céleste. Ici se cache NGC 1662, petit amas ouvert assez peu fourni, mais amusant, avec une étoile bien jaune trônant en plein milieu.
Nous continuons notre tour en nous dirigeant vers ce qui figure la tête d'Orion, savoir l'étoile Lambda Ori, et je devrais plutôt dire les étoiles Lambda car c'est là encore une étoile quadruple ! Avec deux composantes très proches et deux autres plus éloignées... Un très beau petit système.
Allez, il vous reste encore deux objets à aller voir, tout d'abord, allez en direction de Bételgeuse à partir de Lambda Ori mais arrêtez vous à un tiers du chemin. Qu'y a-t-il à voir ici ? Pour changer, il s'agit d'une petite nébuleuse planétaire qui a la particularité de ne pas apparaître tout à fait uniforme : NGC 2022.
Nous terminons ce tour d'Orion par le bel amas ouvert NGC 2169, qui se trouve comme perché tout en haut de cette constellation. Plusieurs membres de ce sympathique amas sont en fait des étoiles doubles.
Il ne manque à Orion finalement que quelques galaxies et quelques amas globulaires pour en faire une constellation plus que parfaite.
Mais elle a pour elle de posséder la Grande Nébuleuse, ce qui vaut évidemment toutes les galaxies...
Le Ciel d'Hiver : Orion
Le Ciel d'Hiver : le Taureau
Le Ciel d'Hiver : les Gémeaux
Le Ciel d'Hiver : Le Cocher
Le Ciel d'Hiver : Persée
Cartes produites avec Stellarium 0.12.1
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Libellés : astronomie, Ciel d'Hiver, Orion
lundi 24 décembre 2012
Canon 1000D, 250 mm, F/8, 1/500 s, iso400
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Libellés : astronomie, Lune, Observation
vendredi 21 décembre 2012
Etoiles Binaires en Trios
Les systèmes d'étoiles binaires écartées, dans lesquels les étoiles sont séparées de plus de 1000 fois la distance Terre-Soleil sont difficiles à identifier et à comprendre. En fait, il semblerait bien que de nombreuses binaires de ce type possèdent une troisième compagne. Il s'agirait de trios et non de vraies binaires...
Un bel exemple de ce type d'étoiles est Pi Scorpii (étoile à droite sur l'image ci-contre), un jeune système triple composé d'un système binaire très serré et d'une troisième compagne plus éloignée (non résolues sur l'image).
Une étoile bien plus connue, l'étoile Polaire, est elle aussi une étoile triple...
Des astronomes finlandais et américain proposent que les binaires éloignées sont en fait issues de systèmes triples [1].
Etant donné que certaines binaires éloignées sont séparées par des distances de l'ordre de 100000 unités astronomiques, comment arrive-t-on à savoir si ces étoiles sont bien liées gravitationnellement entre elles, et ne sont pas des "doubles optiques", simples étoiles visuellement proches mais très distantes en réalité ?
Il existe deux méthodes : la première consiste à analyser statistiquement l'excès du nombre de voisines autour d'une étoile candidate, comparé à une distribution aléatoire. La seconde consiste à mesurer le mouvement propre commun de deux étoiles bien séparées mais relativement proches. Une étude[2] effectuée avec la première méthode en 2010 conclut que 8.3% des étoiles de la séquence principale (des étoiles du même type que notre Soleil) situées autour du pôle Nord galactique sont des binaires écartées. Une étude antérieure [3] basée sur la méthode des mouvements propres donnait en 2007 une valeur de 9.5%, ce qui est tout à fait en cohérence. Mais 9% c'est beaucoup. Pourquoi existe-t-il autant de binaires écartées de ce type ? Nous savons que les étoiles se forment dans de petits systèmes d'étoiles multiples.
Les astronomes finlandais et américain auteurs de l'étude parue dans Nature se sont intéressé à ce qui se passe quand on est en présence d'un système de trois jeunes étoiles. Ils ont effectué plus de 180000 simulations de dynamique à N-corps et ont obtenu des systèmes stables dans 7.6% des cas, une valeur en concordance avec les valeurs observées.
Ces systèmes stables ont une forte tendance à posséder une étoile seule dominante et sont bien séparés. Les systèmes à binaires dominantes perturbent plus facilement la troisième étoile et conduisent à rendre le système instable, jusqu'à le casser. Sur une période d'évolution de 100 millions d'années, les auteurs montrent que la plupart des systèmes instables se sont détruits (les trois étoiles ne sont plus liées entre elles). Les systèmes stables, eux, le restent, mais il apparaît qu'ils évoluent lentement au cours du temps : une des trois étoiles est progressivement rejetée du système (tout en restant liée aux autres), tandis que les deux autres se rapprochent l'une de l'autre. En l'espace de quelques dizaines de millions d'années, on obtient alors des systèmes triples stables qui ressemblent à s'y méprendre au "binaires" écartées qu'on observe : d'un côté une paire d'étoiles très serrées, et de l'autre une troisième étoile très éloignée.
La simulation des mouvements des étoiles à l'aide des équations de la physique classique permet ainsi de comprendre comment peuvent se former des petits systèmes comme ces binaires écartées, qui sont en fait des trios, et pourquoi on en rencontre autant.
[1] Formation of the widest binary stars from dynamical unfolding of triple systems
Bo Reipurth & Seppo Mikkola Nature 492, 221–224 (13 December 2012)
[2] M. Longhitano and B. Binggeli Astron. Astrophys. 509, A46; 2010
[3] S. Lépine and B.Bongiorno Astron. J. 133, 889; 2007
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mercredi 19 décembre 2012
Premiers Résultats de ALMA : Cocons d'Etoiles et Molécules Organiques Débusqués!
Pour la première fois, des astronomes sont parvenus à voir à travers un mur jusque là impénétrable : le nuage massif de poussière et de gaz froid du centre galactique. Ce gros nuage est surnommé la "brique" du fait de son opacité totale à la lumière visible.
C'est avec les ondes radios (millimétriques) que les astronomes sont parvenus à voir ce qui se passe à l'intérieur, et plus précisément en utilisant le grand réseau de radiotélescopes ALMA (encore en cours d'installation, mais déjà partiellement fonctionnel).
Protoétoiles dans la "brique" (CSIRO/JCMT/ALMA)
Des bulbes protostellaires ont ainsi pu être observés dans cette zone auparavant opaque, des embryons d'étoiles massives. L'équipe australienne qui à percé cette "brique" a pu dénombrer une cinquantaine de cœurs protostellaires avec une masse totale de près de 100 000 masses solaires.
Mais la résolution obtenue n'est pas encore suffisante pour départager les deux théories en compétition décrivant la création de ces étoiles très massives : des cœurs qui sont en train de s'agglomérer, ou bien qui sont en train de se scinder en cœurs plus petits...
ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) est situé à 5000 m d'altitude sur un haut plateau des Andes chiliennes à la frontière bolivienne. Il sera équipé d'ici fin 2013 de 66 grandes antennes mobiles (pouvant se déplacer sur plus de 15 km!).
C'est au cours de la première conférence scientifique entièrement dédiée aux observations de ALMA que ces images singulières d'étoiles naissantes ont été montrées, obtenues uniquement en observant pendant 6 heures avec seulement 25 antennes...
Le Réseau ALMA (ESO/NAOJ/NRAO/ALMA)
Toujours dans notre propre galaxie, une autre équipe (danoise) a fourni des résultats sur les disques de gaz et de poussières entourant les jeunes étoiles dans notre environnement relativement proche. Ils parviennent par exemple à détecter des molécules autour de protoétoiles, et notamment pour la première fois du glycoaldehyde.
Le glycoaldéhyde, c'est une molécule organique à la base du ribose, qui est une brique (!) élémentaire de l'ARN (le petit frère de l'ADN)... Ce résultat permet de penser que ces molécules complexes se forment en même temps que les planètes elles-mêmes...
Que ce soit pour l'étude de la chimie des disques protoplanétaires ou pour celle des cocons d'étoiles et d'autres études sur des galaxies distantes, les résultats d'ALMA vont s'amplifier et s'améliorer grandement sous peu.
Il est d'ores et déjà prévu de fonctionner avec 32 antennes dès le mois de janvier 2013, et les 66 antennes seront déployées d'ici un an. Une belle année radioastronomique en perspective.
Mega-array reveals birthplace of giant stars
Nature 492, 319–320 (20 December 2012)
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Libellés : astronomie, Science
lundi 17 décembre 2012
Neutrinos Stériles et Matière Sombre
Les seules particules élémentaires du Modèle Standard électriquement neutres et de durée de vie très longue sont les neutrinos. Comme les expériences montrent depuis la fin des années 1990 que les neutrinos ont une masse, on pourrait penser qu’ils puissent jouer un rôle dans la matière sombre.
Un fond de neutrinos reliques a été crée juste avant la nucléosynthèse primordiale, et comme les forces d’interaction, leur température de découplage et leur concentration sont connues, leur densité actuelle est définie par la somme des masses de toutes les saveurs de neutrinos. Pour constituer toute la masse sombre, cette somme pour les différents neutrinos devrait être de 11,5 eV.
Mais les valeurs de masse (des limites supérieures) que nous connaissons aujourd’hui sur ces neutrinos sont respectivement de 2 eV (issue des expériences de décroissance double-béta) et de 0,58 eV (issue des données cosmologiques).
Détecteur de l'observatoire de Neutrinos à SNOLab (LBNL).
Le fait que les neutrinos standards ne puissent pas faire 100% de la masse sombre vient également des études de la densité de l’espace des phases des objets dominés par la matière noire, qui ne peut pas excéder la densité d’un gaz de Fermi : des particules de type fermions ne peuvent jouer le rôle de matière noire dans les galaxies naines que si leur masse est supérieure à quelques centaines d’électronvolts (eV), ce qu’on appelle la limite de Tremaine-Gunn. Et dans les plus grosses galaxies, leur masse devrait dépasser quelques dizaines d’eV…
De plus, comme la masse des neutrinos est beaucoup plus faible que leur température de découplage, cela signifie qu’ils se sont découplés en étant relativistes et sont devenus non-relativistes ultérieurement dans un univers dominé par la matière. Cette particularité fait que s’ils étaient la matière noire tant recherchée, les grandes structures ne se seraient pas du tout formées comme elles l’ont fait selon ce qu’on peut observer.
Ce sont ces arguments forts qui nous disent que la matière noire ne peut pas être constituée par les neutrinos du modèle standard. Et même plus : le modèle standard ne contient pas de candidat valable pour constituer la masse sombre. Il faut donc nécessairement aller au-delà du Modèle Standard.
Bien évidemment, on a beaucoup parlé ici de l’extension supersymétrique du Modèle Standard avec sa particule neutre emblématique, la plus légère, le neutralino, grimé en WIMP. Mais n’ayant à ce jour encore aucune évidence sérieuse de son existence, il n’est pas interdit aux théoriciens et aux expérimentateurs de chercher ailleurs.
L’une des pistes pour concurrencer le WIMP supersymétrique est de revenir vers le neutrino… Oui, mais nous avons vu que le neutrino du modèle standard ne peut pas expliquer la matière noire… Imaginons alors un (ou plusieurs) neutrino au-delà du modèle standard !
Les particules du Modèle Standard
Ce scénario est tout à fait sérieux et élaboré maintenant depuis quelques années par de nombreux physiciens des particules. Ces nouveaux neutrinos existant sur le papier sont appelés des neutrinos stériles a contrario de leurs cousins actifs du modèle standard.
Les neutrinos stériles seraient des neutrinos ayant une masse beaucoup plus importante que les trois que nous connaissons, mais surtout, à la différence de leurs cousins, ils n’interagiraient pas du tout, si ce n’est que par la gravitation. Ils n’auraient aucune interaction avec la matière ordinaire, pas même extrêmement faible comme celle des WIMPs. Des candidats idéaux!
Du fait de leur grande masse, ils expliqueraient également pourquoi les trois neutrinos standards oscillent d’une saveur à l’autre (ces neutrinos stériles oscilleraient aussi vers les autres saveurs). En fait, vous l’avez compris, on peut dire que ces neutrinos interagissent quand même avec la matière, et ce par le biais de l’oscillation : par oscillation en un neutrino actif (virtuel), ils interagissent par interaction faible avec la matière…
En fait, il a été montré que l’oscillation des neutrinos standards pourrait être bien expliquée par l’existence de 2 neutrinos stériles de masse différente. Mais, pour expliquer la masse manquante, le modèle indique qu’il faut un troisième neutrino stérile !
Le labo de l'expérience de détection de neutrinos ICECUBE (Antarctique)
Résumons : il peut exister des neutrinos stériles qui n’ont d’interactions que si ils oscillent avec les neutrinos standards, l'existence de deux d'entre eux et leur masse permet d’expliquer le phénomène d’oscillation. Mais il faut un troisième neutrino stérile pour pouvoir expliquer la quantité de masse manquante formant la matière noire, et dont les caractéristiques sont liées à celles des deux premiers.
Il faut maintenant trouver un moyen de trouver tout ce beau monde…  Si la masse des deux neutrinos stériles responsables de l’oscillation neutrinoique est inférieure à 2 GeV, on devrait pouvoir en trouver la trace dans les grands accélérateurs comme le LHC. Si elle est supérieure, ça se complique…
En fait, il se trouve que dans le Neutrino Minimal Standard Model, si ces neutrinos stériles ont une masse comprise entre 100 MeV et l’échelle électrofaible, ils peuvent en plus générer l’asymétrie observée entre matière et anti-matière (ce qu’on appelle le problème de la baryogénèse). L’enjeu est donc colossal, les WIMPs peuvent aller se rhabiller…
La voie la plus simple pour essayer de détecter ces neutrinos stériles, c’est sans doute en détectant leurs désintégrations.
Car les neutrinos stériles n’ont pas besoin d’être des particules stables. Même si leur durée de vie peut avoisiner l’âge de l’Univers, il peut toujours y en avoir un certain nombre qui va se désintégrer, soit en un trio de neutrinos et antineutrinos standards, soit en un couple neutrino standard-photon gamma (photon mono énergétique, en plus, ayant une énergie égale à la moitié de la masse du neutrino stérile).
Et de nos jours, il n’y a rien de plus facile que détecter un photon gamma, n'est-ce pas…
Il ne reste plus qu'à ce mettre au boulot !
Next decade of sterile neutrino studies
Physics of the Dark Universe Vol. 1, Issues 1–2, November 2012, Pages 136–154
Des neutrinos stériles pour révolutionner physique et cosmologie.
Les Anomalies Fécondes du Neutrino
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Libellés : astroparticules, matière noire, neutrinos
dimanche 16 décembre 2012
De l'Infiniment Petit à l'Infiniment Grand
Pour ceux d'entre vous qui ne connaissent pas encore cette petite animation interactive créée par Cary et Michael Huang, elle était auparavant en lien permanent dans ce blog, je l'enlève des onglets, et je la remets ci-dessous.
N'hésitez pas à plonger d'un infini à l'autre, c'est un pur régal...
Cliquez sur "Start" pour commencer, puis utilisez l'ascenseur pour zoomer dans un sens ou dans l'autre (vous pouvez aussi utiliser la molette de votre souris). Cliquez enfin sur un objet pour en savoir plus dessus...
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Libellés : astroparticules, astrophysique, cosmologie
jeudi 13 décembre 2012
La Poussière des Galaxies
Un des meilleurs moyens pour étudier la formation des galaxies et leur évolution est d'utiliser le taux de formation d'étoiles massives par unité de volume d'Univers. Malheureusement, la lumière des étoiles dans les galaxies, notamment celle située dans le visible et l'UV, peut être fortement absorbée par de la poussière présente dans les galaxies. Cette absorption produit une mesure du taux de formation d'étoiles qui devient très imprécise.
Alors comment faire ?
Une méthode pour résoudre ce problème consiste à regarder ces galaxies dans le domaine infra-rouge, où les grains de poussière (des grains de silicium et de carbone pouvant faire quelques centaines de microns de diamètre) réémettent l'énergie de la lumière visible ou UV qu'ils ont absorbée.
Le signal mesuré en visible et en UV combiné à celui obtenu en IR permet alors de pouvoir estimer assez précisément le taux de formation d'étoiles. Hélas, les données IR ne sont pas très nombreuses pour les galaxies distantes...
Il faut alors trouver une autre méthode, et c'est une telle méthode que Véronique Buat et al. étudient dans le numéro 545 de Astronomy and Astrophysics : ils cherchent à appliquer une sorte de "correction de poussières" aux données optiques, et ce sur une très vaste population de galaxies. Mais savoir quelle est la dépendance de cette correction en fonction de la longueur d'onde n'est pas des plus simples.
Variation de l'amplitude de la bosse de la courbe d'extinction en fonction de plusieurs paramètres (Buat et al.)
Même pour les galaxies les plus proches, on a du mal à savoir si il existe une bosse dans la courbe d'extinction à 217 nanomètres, qui pourrait être lié à la taille des grains ou à leur composition.... Ce qui est sûr, c'est qu'au sein de notre galaxie, la Voie Lactée, il existe bel et bien cette bosse dans la courbe d'extinction. Mais elle est déjà beaucoup plus faible dans les nuages de Magellan, nos galaxies voisines.
Heureusement, les observations de plus en plus nombreuses de l'Univers lointain, que ce soit dans l'infra-rouge lointain avec le satellite Herschel, dans l'infra-rouge moyen avec le télescope Spitzer, et dans l'IR proche avec des télescopes terrestres, permettent aujourd'hui d'étudier l'extinction due à la poussière aux grands redshifts (grandes distances).
Buat et al. ont produit des statistiques sur l'absorption des poussières en fonction de plusieurs caractéristiques des galaxies comme leur luminosité, la masse stellaire ou encore la forme de leur spectre UV, et ce jusqu'à des redshifts de l'ordre de 2,2 (à ces redshifts, l'UV émis se retrouve dans le visible dans nos yeux et nos CCD...). Ils ont étudié 751 galaxies pour cette étude.
Et ce que l'équipe de Véronique Buat, du Laboratoire d'Astrophysique de Marseille et ses collègues trouvent grâce à l'utilisation d'un logiciel de calcul nommé Cigale (ça ne s'invente pas!), c'est qu'il existe une très grande variété de comportement, il n'y a pas une courbe d'extinction qui pourrait être généralisée à un grand nombre de galaxies, mais la variabilité règne... Ils montrent également que sans les données IR, ils ne pourraient rien dire ou presque. Ces données s'avèrent essentielles.
V. Buat et al. montrent finalement que, alors qu'ils espéraient pouvoir trouver des paramètres communs à de grandes populations de galaxies, c'est en fait devant une très grande variabilité qu'on se retrouve concernant la présence de poussières, et cela pose de nouvelles questions qu'il est maintenant interdit de glisser sous le tapis...
GOODS-Herschel: dust attenuation properties of UV selected high redshift galaxies
V. Buat et al.
Astron. Astrophys. 545 A141 (2012)
Clearing up the dust
Nature, 492, 192 (13 december 2012)
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Libellés : astrophysique, galaxie
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