La Terre serait moins “habitable” qu’on pourrait le penser…

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115334main_image_feature_329_ys_full.jpgLorsqu’on observe le ciel en espérant trouver de lointaines planètes hébergeant la vie, on prend bien sûr comme référence notre bonne vieille Terre. Après tout, la vie s’y est développée dans des environnements très divers, elle a des océans, des forêts, et même une espèce intelligente. S’il y avait un index indiquant le score “d’habitabilité” d’une planète, on s’attendrait donc tout naturellement à ce que la Terre obtienne un 100% mérité. Et pourtant… L’index en question existe, il a été mis au point par des astronomes de l’université de Washington (USA), qui ont publié leurs résultats dans The Astrophysical Journal. Il devrait permettre, en théorie, de sortir de la vue un peu simpliste d’une “zone habitable” indiquant seulement les limites de distance autour d’une étoile où l’eau liquide pourrait éventuellement exister. Après tout, en se basant sur notre propre système solaire, aussi bien Vénus que Mars pourraient se situer dans une telle zone, et on voit bien qu’elles ne regorgent pas de vie. “C’est un bon premier pas, mais il ne fait aucune distinction à l’intérieur de la zone habitable“, déclare Rory Barnes, co-auteur de l’étude. En utilisant le laboratoire planétaire virtuel de leur université, ces chercheurs ont donc pris en compte diverses variables qui favoriseraient (ou défavoriseraient) la présence d’eau, et pas seulement la distance à son étoile et la luminosité de celle-ci. La planète est-elle vraiment rocheuse ? A quel point son orbite est-elle circulaire ? Quelle est la quantité de lumière de son étoile qu’elle réfléchit (son albédo) ? Autant d’éléments qui participent à un équilibre délicat, et sont susceptibles d’influencer l’apparition de la vie. Un tel index permettrait donc de classer les exoplanètes rocheuses découvertes jusqu’ici, notamment par le télescope spatial Kepler, et leur attribuer un ordre de priorité dans leur “habitabilité” afin de concentrer les observations sur celles les plus propices à la vie, toujours en théorie. Si l’on prend en compte ce travail, on devrait donc pouvoir, aussi, déterminer l’indice d’habitabilité de la Terre si elle était vue d’une autre étoile. Alors, les extraterrestres éventuels pourraient-ils dire du premier coup d’oeil qu’il y a une vie florissante sur notre planète. Pas entièrement, si l’on en croit les auteurs de l’étude. Le score obtenu par la Terre serait en effet… de 82%. Seulement. “En fait, là où nous perdons une partie des chances de vie, c’est que nous pourrions être trop près de notre étoile“, explique Rory Barnes. “Nous sommes en fait assez près de la partie intérieure de la zone habitable. Si nous détections la Terre avec nos techniques actuelles, nous pourrions raisonnablement conclure qu’elle pourrait être trop chaude pour la vie“. Et cela n’a rien à voir avec le réchauffement climatique… Pourtant, nous savons bien qu’il y a de la vie à 100%! Alors, l’index est-il vraiment fiable ? “Souvenez-vous que nous devons penser à la Terre comme si nous ne savions rien à son sujet“, se défend Rory Barnes. “Nous ne savons pas si elle a des océans, et des baleines, et des choses comme ça. Imaginez que c’est juste ce truc qui fait baisser la lumière d’une étoile voisine quand elle passe devant“. En gros, malgré l’indiscutable fait que la vie existe sur Terre, et en quantités appréciables, elle ne serait pas détectable à 100% vue de très loin. En revanche, une planète qui aurait un indice se rapprochant des 100%, serait plus facile à trouver… Ce ne serait donc pas une “jumelle de la Terre” qu’il faudrait chercher, mais une planète qui soit encore mieux placée. Une sorte d’idéal pour la vie… Crédit photo : vue de la Terre prise le 7 décembre 1972 par les astronautes d’Apollo 17 (NASA) Continue reading

Quand la Lune est au-dessus des nuages, il pleut moins

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1536423986.pngLes averses seraient moins abondantes lorsque la Lune est proche du zénith : c’est en tout cas la thèse développée dans une étude menée par des scientifiques de l’université de Washington (USA), et publiée dans la revue Geophysical Research Letters. Pour comprendre cette étude, il est nécessaire de revenir sur un phénomène familier à tous ceux qui vont faire trempette sur les côtes de l’Atlantique (ou de la Manche) : les marées, ou plus précisément, l’effet de marée, car celui-ci ne concerne pas seulement les étendues liquides. C’est quoi, l’effet de marée ? La Terre et la Lune s’attirent mutuellement, c’est la loi de la gravitation. Mais cette attraction n’est pas uniforme sur toutes les parties de ces deux corps célestes. Dans le cas de la Terre, les endroits les plus proches de la Lune vont être davantage attirés que ceux qui se trouvent à l’opposé. On ne s’en aperçoit pas pour les sols, mais lorsqu’il s’agit de grandes étendues d’eau, ce phénomène va être beaucoup plus perceptible, et provoquer les fameuses marées. “Et de l’autre côté, alors?” C’est une question souvent posée par ceux qui scrutent les schémas montrant les étendues d’eau à la surface de la Terre s’allongeant en un ovale en direction de la Lune, mais aussi à l’opposé de celle-ci. Là encore, la réponse est liée aux masses respectives de la Terre et de la Lune. Contrairement à ce que l’on peut croire, la Lune ne tourne pas exactement autour de la Terre, mais les deux tournent ensemble autour de leur centre de gravité commun. Comme la Terre est 81 fois plus massive que la Lune, le centre de gravité en question se situe à l’intérieur de la première. Pour être précis, il est à environ 4670 km sous la surface terrestre, un chiffre à comparer au rayon moyen de notre planète, 6371 kilomètres… Dans ce mouvement, il y a donc une “force centrifuge” qui va s’exercer sur les parties de la Terre (donc, les océans) qui se trouvent à l’opposé de la Lune.Tidal_force.jpg Un schéma des forces de marée : les flèches rouges indiquent les forces gravitationnelles causées par la Lune, et les flèches jaunes la “force centrifuge” causée par la rotation de la Terre et de la Lune autour de leur centre de gravité commun… qui n’est pas au centre de la Terre ! (Jip 26 via Wikimedia Commons)   Et le Soleil, dans tout ça ? Là aussi, on peut se demander pourquoi, vu que le Soleil est énormément plus massif que la Lune, il ne provoquerait pas des marées bien plus gigantesques que notre satellite. La réponse se situe… dans la distance. Les forces gravitationnelles s’affaiblissent en effet très vite au fur et à mesure que l’on s’éloigne d’un corps (proportionnellement au carré de la distance). Alors que la Lune est dans le proche voisinage de la Terre, le Soleil, lui, est vraiment trop loin pour avoir un effet supérieur à celui de notre satellite. Cela ne signifie pas qu’il n’a aucun effet. La preuve réside dans les fameuses “marées d’équinoxe”. A ces moments-là, la Terre est au plus près du Soleil, dont les forces de gravitation vont être à leur maximum. En les combinant à celles de la Lune lorsque celle-ci est nouvelle (passe devant le Soleil) ou pleine (directement à l’opposé du Soleil), on obtient des marées plus importantes. Les marées, c’est la vie Les forces de marée sont d’une importance capitale pour la possible habitabilité de certaines planètes, ou plus précisément, de certaines lunes. Autour de planètes géantes, comme Jupiter ou Saturne, ces forces vont être exercées sur leurs lunes, provoquant étirements et contractions à l’intérieur. Ces forces gravitationnelles vont s’y dissiper sous forme de chaleur, réchauffant ainsi des océans souterrains ou des coeurs rocheux, amenant des températures qui pourraient être favorables à l’éclosion de la vie. Et la pluie, alors ? On pourrait imaginer que la Lune va attirer les gouttelettes de pluie une à une et les ralentir dans leur chute, mais non : les chercheurs américains ont constaté que lorsque la Lune était haute dans le ciel, il y avait des changements (très faibles) dans la pression atmosphérique. “Quand la Lune est au-dessus de nos têtes ou sous nos pieds, la pression atmosphérique est plus haute“, explique Tsubasa Kohyama, co-auteur de l’étude. Globalement, voici ce que précise l’étude : l’attraction lunaire va amener l’atmosphère à se bomber de la même manière que les océans. La pression atmosphérique, le poids de la quantité d’atmosphère présente, va donc augmenter. Or, l’augmentation de la pression va augmenter la température de l’air au-dessous. L’air étant plus chaud, il peut contenir davantage d’humidité avant que celle-ci ne se change en pluie. Bien sûr, les variations sont infimes, et si vous vous trouvez sous un orage alors que la Lune est juste au-dessus de votre tête, vous ne pourrez pas pour autant vous passer de parapluie. Vous ne verrez même pas la différence. Mais sur un plan scientifique, il est intéressant de voir cette conséquence originale de l’effet de marée… Continue reading

Sélection scientifique de la semaine (numéro 206)

– Astronomie : un immense nuage d’hydrogène fonce vers notre galaxie, qu’il rencontrera dans… 27 millions d’années. (en anglais) – Pourquoi Uranus mérite le titre de planète la plus bizarre du Système solaire. (en anglais) – Une question qui a fait le buzz … Continuer la lecture
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Les Anneaux de Saturne nous cachent encore beaucoup de choses

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saturn rings
Alors que les anneaux sont une caractéristique partagée par toutes les planètes géantes gazeuses de notre système solaire, ceux de Saturne sont de très loin les plus majestueux, par leur taille et leur complexité.

Lorsque Galilée les a découverts pour la première fois en 1610 avec sa lunette, il voyait des protubérances de part et d’autre de Saturne et avait pensé qu’il s’agissait soit d’ «étoiles » supplémentaires ou soit d’une structure solide attachée à la planète formant comme des sortes de poignées. Il fallut attendre 1659 pour que Christiaan Huygens détermine que les protubérances observées étaient en fait un anneau entourant Saturne. Enfin, Giovanni Cassini parvint à observer une structure interne dans cet anneau en 1675, donnant son nom à la division séparant l’anneau en deux sections.

L’anneau B de Saturne apparaît ici presque noir dans cette image
de Cassini  prise du côté non éclairé du plan des anneaux
(NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute)
Galilée, Huygens et Cassini pensaient tous que l’anneau de Saturne était un objet solide. On doit à l’astronome français Jean Chapelain en 1660 l’idée selon laquelle l’anneau pourrait être non pas fait d’un seul tenant mais être constitué d’une multitude de petites particules.
Cette idée visionnaire a pu être confirmé théoriquement seulement deux siècles plus tard en 1859, par le grand physicien James Clerk Maxwell, le père de l’électromagnétisme, dans son fameux traité On the Stability of the Motion of Saturn’s Rings où il calculait qu’un anneau solide rigide de cette taille ne pouvait pas rester stable dynamiquement du fait des forces de gravité : il devait être constitué de particules indépendantes, liquides ou solides.

Depuis Maxwell, Saturne a été la cible des meilleurs télescopes terrestres et spatiaux, y compris Hubble. Mais elle a surtout été l’objet de visites de sondes spatiales, soit des sondes de passage comme Pioneer 11, ou les deux Voyager, soit avec une mise en orbite comme la sonde Cassini qui débute sa douzième année en orbite Saturnienne.
Les anneaux de Saturne ont été observés minutieusement et de plus en plus finement grâce à ces missions. Cassini nous a permis d’en apprendre beaucoup plus en l’espace d’une décennie que tout ce qu’on avait appris depuis Galilée…
L’anneau de Saturne se divise en bien plus que deux sections, on en compte aujourd’hui 7. Ces anneaux sont répertoriés par une lettre et sont séparés par un petit espace quasi vide qu’on appelle une division, la plus connue étant celle séparant l’anneau A et l’anneau B, découverte par Giovanni Cassini. Du plus proche de Saturne vers le plus éloigné, nous avons ainsi les anneaux D, C, B, A, F, G et E. En 2009, le télescope infra-rouge Spitzer a également découvert un gigantesque anneau de matière (poussière) très épais, visible qu’en infra-rouge et située entre 6 et 18 millions de kilomètres de la planète, sans commune mesure en taille avec les anneaux de glace.
Les anneaux de Saturne sont en effet composés de blocs de glace allant du micromètre à la dizaine de mètres. Ils s’étendent jusqu’à 464 000 km au-dessus de la surface la planète, et leur épaisseur est extrêmement fine : environ 10 m seulement !…
L’un des anneaux, l’anneau B, apparaît visuellement différent des autres anneaux. Il est plus sombre, plus opaque d’un facteur 10. Cette opacité est mesurée d’une part en mesurant la réflectivité, et aussi en transmission, en observant des étoiles à travers l’anneau. Pour expliquer ce phénomène, la première idée intuitive était de dire que l’anneau B est beaucoup plus massif ou plus dense que les autres.
Mais il se trouve que cette solution ne tient plus. Une mesure vient en effet pour la première fois d’évaluer directement la densité de surface de l’anneau B. La valeur obtenue est certes plus élevée que celle de l’anneau A, mais seulement d’un facteur 2 à 3, ce qui est tout à fait insuffisant pour expliquer cette grosse différence d’opacité d’un facteur 10.
Matthew Hedman (Université de l’Idaho) et Phil Nicholson (Cornell University) ont utilisé les données de Cassini pour étudier les ondes de densité parcourant l’anneau B, qui sont produites par les interactions gravitationnelles des satellites proches.

Structure des anneaux de Saturne (mosaique produite par la sonde Cassini), l’anneau B apparaît le plus clair ici en réflection (cliquez pour agrandir) (NASA/JPL-Caltech)
La mesure de l’évolution de ces ondes de densité permet de remonter à la valeur de la densité de surface de l’anneau. Les chercheurs montrent ainsi que la distribution de masse reste relativement constante malgré le changement important d’opacité entre l’anneau A et l’anneau B. L’opacité observée sur l’anneau B ne peut pas être attribuée entièrement à la masse impliquée, même si l’anneau B, de 25500 km de large, est sans doute le plus massif de tous les anneaux de Saturne. Hedman et Nicholson évoquent la possibilité, du coup, que la différence d’opacité soit due à une différence dans la taille ou dans la densité des grains, ou encore à une différence dans la structure même de l’anneau. Mais la question reste ouverte.
Le fait que l’anneau B soit finalement moins massif que ce que l’on supposait auparavant, indique qu’il pourrait être plus jeune que prévu. Un anneau léger doit en effet évoluer, et donc s’assombrir via une pollution de poussière d’impacts météoritiques, plus vite qu’un anneau plus dense.

Il reste environ deux ans à la sonde Cassini dans la phase finale de sa mission pour continuer son exploration des anneaux de Saturne. Elle pourrait même les traverser en 2017, de quoi améliorer encore bien d’avantage nos connaissances. Cassini avait déjà permis d’évaluer la masse totale de Saturne et ses anneaux par des mesures de champ gravitationnel. Elle devrait répéter cette mesure en 2017, cette fois pour Saturne seule en se faufilant entre la haute atmosphère Saturnienne et l’anneau D. La différence des deux mesures devrait enfin donner la masse totale des anneaux, une donnée cruciale pour les planétologues.

En mesurant pour la première fois directement la densité de l’anneau B, cette étude fait une grande avancée dans la compréhension de l’âge et de l’origine de la plus belle structure du système solaire.

Source :

The B-ring’s surface mass density from hidden density waves: Less than meets the eye?
M.M. Hedman, P.D. Nicholson
Icarus, sous presse, (22 January 2016)
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La plus grosse planète rocheuse découverte : 16 fois la masse de la Terre

Les planètes de notre système solaire peuvent être divisées en deux groupes distincts : les 4 petites rocheuses et les 4 grosses gazeuses. Malgré la très grande variété de systèmes stellaires découverts depuis quelques années, cette distinction en deux groupes : des petites planètes de type rocheuses et des grosses de type gazeuses, semble universelle, avec une limite entre les deux groupes située à une taille (rayon) de 1,6 fois celui de la Terre. 

Mais à toute règle il faut une exception. Et cette exception vient d’être découverte. On peut qualifier cette trouvaille de plus gros caillou jamais observé, car il s’agit d’une planète entièrement rocheuse, mais plus de deux fois plus grosse que la Terre (en diamètre).
L’étoile BD+20594 (au centre) observée par Kepler (N. Espinoza et al.)
Cette planète du nom de BD+20594b, a été trouvée par l’astronome Chilien Nestor Espinoza et son équipe grâce au télescope Kepler par la méthode du transit (la planète obscurcit très légèrement son étoile en passant devant, de manière périodique). Son diamètre mesuré vaut 2,2 fois celui de la Terre. C’est entre février et avril 2015 que Kepler a observé deux transits identiques à 42 jours d’intervalle sur l’étoile BD+20594, une étoile très semblable au Soleil.
Les auteurs estiment que les transits observés sont bien dus à une planète, avec une probabilité de 99,7%. La masse de la planète a ensuite été mesurée grâce à l’instrument HARPS (High Accuracy Radial velocity Planet Searcher) installé sur le télescope de 3,6 m à l’observatoire de La Silla au Chili , qui mesure le minuscule effet Doppler provoqué par le mouvement que la planète impose à son étoile par effet gravitationnel (une variation de vitesse de 3,1 m/s seulement!)

Connaissant sa taille, les astronomes, sur la base de planètes semblables, s’attendaient à trouver une masse d’environ 7 fois la masse de la Terre. Mais HARPS fut formel, la masse de BD+20594b est de 16,3 masses terrestres. Connaissant sa taille et sa masse, le calcul de sa densité est immédiat et conduit à une valeur de 7,89, soit bien plus que la densité de la Terre (5,5), et dans tous les cas bien différente de celle d’une planète gazeuse. Les chercheurs estiment que l’on est en présence d’une planète également différente de la Terre car ne possédant probablement pas de cœur de fer entouré par un manteau de roches (MgSiO3). BD+20594b aurait les caractéristiques d’une planète entièrement faite de roches. Une autre exoplanète montrait des caractéristiques proches mais avec une masse un peu plus faible: Kepler-10c. Ces deux planètes ont un point commun qui est leur période orbitale très courte, ce qui peut être un indice sur leur nature d’exception.

Les auteurs prédisent que BD+20594b sera un très bon laboratoire pour tester les modèles de formation planétaire, notamment celle des planètes rocheuses. Elle est pour le moment le plus gros caillou que l’on connaisse dans l’Univers…
Source : 

A NEPTUNE-SIZED EXOPLANET CONSISTENT WITH A PURE ROCK COMPOSITION
N. Espinoza et al.
soumis à The Astrophysical Journal
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Où sont tous les extraterrestres ?

La scène se passe en 1950 aux Etats-Unis, dans la cafétéria du Laboratoire national de Los Alamos où la bombe atomique américaine a été développée pendant la Seconde Guerre mondiale. Le Prix Nobel de physique 1938, l’Italo-Américain Enrico Fermi, entouré … Continuer la lecture
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La nature des amas globulaires remise en question

Les amas globulaires sont des structures bien connues des astronomes amateurs qui aiment tant les admirer. L’origine de ces amas d’étoiles de forme sphérique est pourtant toujours controversée, surtout depuis la découverte il y a une dizaine d’années qu’ils pouvaient contenir plusieurs générations d’étoiles.

La question de la nature des amas globulaires vient d’être relancée par une nouvelle observation sur des amas globulaires jeunes qui pourtant arborent déjà plusieurs types de populations d’étoiles.
NGC 1783 imagé par Hubble (HST/NASA/ESA)
Les premiers amas globulaires ont été découverts au 17ème siècle, visibles pour les plus brillants d’entre eux avec un petit télescope. Les plus denses peuvent contenir plusieurs centaines de milliers d’étoiles liées entre elles gravitationnellement. Ils peuvent avoir l’âge de la galaxie qui les abrite, le plus souvent plus de 10 milliards d’années.
Pendant très longtemps, les astronomes ont pensé que les amas globulaires étaient peuplés d’étoiles très semblables en type et donc en âge. Mais en 2004, à partir d’observations photométrique effectuées avec le télescope spatial Hubble sur l’amas ω Centauri, les astronomes découvrirent non pas une seule population d’étoiles, mais plusieurs. Puis d’autres observations sur d’autres amas globulaires arrivèrent par la suite à la même conclusion. Les amas globulaires étaient plus complexes que ce que l’on pensait et avaient bien connu plusieurs épisodes de formation d’étoiles au cours de leur vie.
A partir de là, les astronomes tentèrent d’élaborer des scénarios pour expliquer un tel phénomène. On parla par exemple de vents stellaires éjectés par des étoiles de masse moyenne, ou d’éjecta de specimens de grande masse tournant à haute vitesse, qui auraient pu servir de déclencheurs de la formation de nouvelles étoiles. Une autre hypothèse résistait à cette vision en proposant qu’il n’y ait bien qu’une seule population d’étoiles mais que certaines étoiles dans des systèmes binaires pourraient arracher de la matière à leur compagne, formant un disque protoplanétaire autour d’elles et créant alors l’impression qu’il existait des étoiles jeunes. 
Mais aucune des hypothèses théoriques proposées ne semble à l’heure actuelle permettre d’expliquer correctement les observations, en termes de masse d’amas ou encore de dynamique. Les astrophysiciens sont à la recherche de nouvelles idées alternatives. 

Chengyuan Li (Kavli Institute for Astronomy and Astrophysics, Université de Pékin) et ses collaborateurs apportent une nouvelle piste suite à de récentes observations qu’ils ont effectuées sur trois amas globulaires massifs se trouvant dans les galaxies naines des Nuages de Magellan :  NGC 1783, NGC 1696 et NGC 411. Ces amas globulaires sont relativement jeunes, entre 1 et 2 milliards d’années. Les chercheurs montrent que ces amas globulaires ont connu une bouffée de formation d’étoiles plusieurs centaines de millions d’années après leur naissance, soit à la moitié de leur existence, grâce à la présence d’une surabondance d’hélium décelée dans les étoiles les plus jeunes de ces amas et à la répartition spatiale de ces étoiles au sein des amas.
La nouvelle hypothèse que Li et ses collaborateurs proposent à partir de ces observations est que les amas globulaires auraient pu traverser des nuages de gaz au cours de leur rotation autour de la galaxie et se faisant auraient pu accréter suffisamment de gaz pour servir de réservoir à la formation de nouvelles générations d’étoiles. 

Les chercheurs font également l’hypothèse que les jeunes amas globulaires observés dans les Nuages de Magellan ne seraient que des versions modernes des plus vieux amas globulaires pour dire que le processus invoqué pourrait avoir eu lieu de la même façon sur les très vieux amas globulaires. Cette dernière hypothèse est néanmoins sujette à une petite polémique entre spécialistes. Le lien entre amas globulaires jeunes et vieux amas globulaires n’est pas encore bien établi et la généralisation peut il est vrai sembler délicate à faire.
Il n’en reste pas moins vrai que l’approche innovante de Li et ses collaborateurs apporte une nouvelle solution qui mérite d’être approfondie, et qui devra commencer par mieux cerner les liens qui peuvent exister entre les amas globulaires de différents âges, dans les galaxies naines ou dans notre Galaxie.


Sources :

Formation of new stellar populations from gas accreted by massive young star clusters
Chengyuan Li et al.
Nature 529, 502–504 (28 January 2016)
http://dx.doi.org/10.1038/nature16493

Stellar astrophysics: The mystery of globular clusters
Antonella Nota & Corinne Charbonnel
Nature 529, 473–474 (28 January 2016) 
http://dx.doi.org/10.1038/529473a
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Nuage de Smith : un mystère résolu qui en soulève un autre

Le Nuage de Smith, un nuage de gaz énorme découvert dans les années 1960 aux abords de notre Galaxie était resté jusqu’alors mystérieux, son origine n’ayant pu être déterminée. Une équipe d’astronomes américains vient d’en percer le mystère. 

Pour connaitre l’origine du Nuage de Smith, il fallait pouvoir déterminer sa composition : s’il est composé essentiellement d’hydrogène et d”hélium, il vient très probablement du milieu intergalactique, mais si il contient des éléments lourds, ceux produits par les étoiles, cela indique une origine galactique.

Le Nuage de Smith est le seul nuage de gaz à grande vitesse de notre galaxie, parmi des centaines connus, dont l’orbite est bien connue, notamment grâce à des études menées avec des radiotélescopes. Le nuage se meut en direction du disque de la Voie Lactée à 310 km/s, qu’il devrait atteindre dans 30 millions d’années. Le Nuage de Smith n’est pas un nuage de gaz compact, il est très allongé… Si il était visible à l’œil, sa taille dans le ciel couvrirait 30 fois le diamètre de la Lune.

Pour déterminer l’abondance en éléments lourds du Nuage de Smith, Andrew Fox (Hubble Space Science Institute à Baltimore) et ses collaborateurs ont utilisé le télescope spatial Hubble et son spectrographe COS (Cosmic Origin Spectrograph) pour analyser la lumière ultra-violette en provenance de trois galaxies actives lointaines à travers le gaz du nuage. La composition chimique du nuage peut alors être établie en observant à quelles longueurs d’ondes la lumière est absorbée par le gaz.

Les chercheurs ont particulièrement regardé l’absorption due à un élément particulier qui sert de marqueur efficace des éléments lourds : le soufre. Ce que montrent les astronomes, c’est que le Nuage de Smith contient, en proportion, autant de soufre que les régions externes de la Voie Lactée situées à 40 000 années-lumière du centre galactique.

Ce vaste nuage de gaz a donc bien une origine galactique : les chercheurs affirment qu’il a connu une période intime avec la Galaxie, mais a dû être éjecté du disque de la Voie Lactée il y a environ 70 millions d’années, mais est aujourd’hui en train de revenir à grande vitesse vers son centre tel un boomerang (voir l’illustration).
Nous avons trouvé plusieurs nuages de gaz massifs dans le halo de la Voie Lactée qui pourraient servir de carburant pour les futures formations d’étoiles dans son disque, mais pour la plupart d’entre eux, leur origine reste incomprise. Le Nuage de Smith est probablement l’un des meilleurs exemples qui montre que le recyclage du gaz est un mécanisme important dans l’évolution des galaxies.” explique Nicolas Lehner, co-auteur de l’étude parue dans The Astrophysical Jounal Letters.

Les astronomes ont mesuré la taille précise du Nuage de Smith, qui commence à arborer une forme de comète qui devrait s’accentuer au fil du temps et de son approche du plan galactique. Il fait aujourd’hui 11000 années-lumière de longueur pour 2500 années-lumière de largeur. Les astronomes estiment que lorsqu’il atteindra le disque galactique, le Nuage de Smith pourrait être à l’origine d’une zone de formation intense d’étoiles, d’environ 2 millions de soleils…

Ayant résolu le mystère de l’origine du Nuage de Smith, de nouvelles questions apparaissent : Comment ce nuage est-il arrivé là, quel genre d’événement a pu littéralement le catapulter du disque galactique ? Et comment a-t-il pu rester intact ? Ce pourrait-il qu’une région de matière noire particulièrement dense ait traversé le disque de la galaxie et ait pu “capturer” ce gaz en passant ? De quoi nourrir la curiosité de nombreux astrophysiciens dans les années qui viennent…

Source

On the Metallicity and Origin of the Smith High-velocity Cloud,
A. Fox et al.
The Astrophysical Journal Letters 816:L11, (1 January 2016)
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Sélection scientifique de la semaine (numéro 205)

– L’Argentine connaît sa pire invasion de criquets depuis soixante ans. (en anglais) – L’épidémie due au virus Zika se propage “de manière explosive”, selon l’Organisation mondiale de la santé. – Pourquoi l’élaboration d’un vaccin contre le virus Zika pourrait prendre des années. (en anglais) … Continuer la lecture
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A-t-on découvert le plus grand système planétaire ?

L’astronomie est souvent l’art de manier les très grandes distances. Pour ne pas avoir à jongler avec tous les zéros des trilliards de kilomètres, les chercheurs de cette discipline ont inventé des unités qui décrivent facilement les différents ordres de … Continuer la lecture
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