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L’étoile IRC+10216 est une géante rouge, une étoile un peu plus importante que la nôtre mais déjà en fin de vie. Elle enfle démesurément, et se débarrasse de la plupart de ses couches externes, pour ne conserver dans l’avenir que son cœur de carbone. Située à 500 années lumière de nous dans la constellation du Lion, elle n’est presque pas détectable dans le spectre visible, mais est un véritable phare de lumière dans la gamme infrarouge. De l’eau, et d’autres éléments, avaient déjà été repérés dans son environnement proche (voir note du premier décembre 2006) mais à l’époque les scientifiques estimaient que cette eau provenait de la fonte des comètes et des planètes l’environnant.

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Les générations de télescopes spatiaux se succèdent ; IRC+10216 a été de nouveau étudiée par le récent télescope spatial infrarouge Herschel de l’ESA. L’étoile est entourée d’énormément de poussières qui absorbent et réémettent la lumière dans la gamme de l’infrarouge. C’est au milieu d’un tel environnement qu’a été repérée une importante quantité d’eau.

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IRC+10216 vue en infrarouge par Heschel ; crédit image : ESA/PACS/SPIRE/MESS Consortia

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Plan large : 821 x 961 pixels

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Les instruments d’Herschel ont permis de préciser la température de l’eau autour de IRC+10216. Celle-ci varie de - 200° à + 800° C. A ces hautes températures l’eau ne peut provenir de comètes, trop proches de l’étoile pour avoir une durée de vie stable. Les chercheurs, dirigés par Leen Decin (Université catholique de Louvain, Belgique), proposent une solution originale et innovante sur l’origine possible de telles quantités d’eau autour de l’étoile. En théorie, les géantes rouges au cœur de carbone, ne devraient pas posséder beaucoup d’eau dans leurs alentours. Les astronomes se sont aperçus que la lumière ultraviolette émise par l’étoile s’enfonce profondément dans le nuage de poussières l’environnant. Or les rayons ultraviolet brisent facilement les molécules de monoxyde de carbone ou de monoxyde de silicium par exemple. Les atomes d’hydrogène et d’oxygène libérés peuvent alors facilement se recomposer pour former de l’eau.

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Pour Decin il s’agit là “du seul mécanisme expliquant toute la gamme de températures de l’eau. Plus l’eau formée est proche de l’étoile, plus chaude elle sera.” Peut-être les scientifiques ont-ils trouvé-là l’ingrédient secret nécessaire à l’élaboration d’une nouvelle recette cosmique.

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Source : site ESA Space Science

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NGC 4666 ; crédit image : ESO, J. Dietrich

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Plan large : 768 x 1 024 pixels

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Plan très large : 1 200 x 1 600 pixels

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NGC 4666 est ici photographiée en lumière visible par le télescope MPG au miroir de 2,2 mètres de l’European Southern Observatory construit sur le site de La Silla au Chii.

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Cette galaxie située à 80 millions d’années lumière de nous dans la constellation de la Vierge est connue par son activité inhabituelle. Elle abrite une flambée d’étoiles, des myriades de jeunes étoiles naissent par la suite de ses interactions avec ses voisines galactiques dont NGC 4668, visible en bas à gauche.

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Déjà magnifique aux longueurs d’ondes visibles, aux rayons X et dans le spectre radio sont décelables d’énormes vents de gaz partant de sa région centrale et s’étendant sur des dizaines de milliers d’années lumière. Ces gaz très chauds, quittant la galaxie pour se perdre dans l’espace, sont issus du souffle des supernovae et de ses jeunes étoiles massives très brillantes.

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Source : site ESO

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Abell 1758, optique, radio et rayon X ; crédit image : NASA, CXC, SAO, TIFR, GMRT, INAF, DSS et autres

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Plan large : 864 x 864 pixels

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Cette vue réalisée à partir d’enregistrements dans différentes longueurs d’ondes par plusieurs télescopes, est certainement un moyen de visualiser le type d’événement le plus créateur d’énergie depuis le Big Bang !

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Nous regardons dans la Constellation des Chiens de Chasse, à environ 3,2 milliards d’années lumière de nous, la partie nord de l’amas galactique Abell 1758. Les galaxies ont tendance à se regrouper en amas, voir en super-amas lorsque l’on regarde l’Univers à très grande échelle.

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Ici nous observons la collision-fusion de deux sous-amas d’Abell 1758. Les énergies engendrées ne sont pas très spectaculaires dans le visible, mais lorsque l’on regarde d’autres longueurs d’ondes l’ensemble de l’espace s’embrase d’énergies.

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En or, les galaxies sont vues dans le visible dans le cadre du Digital Sky Survey. En bleu sont mesurés les rayonnements X, émis par les gaz portés à des millions de degrés, par le télescope spatial rayon X Chandra. Enfin en rose apparaissent dans la gamme des ondes radio par le radiotélescope indien Giant Metrewave Radio Telescope (GMRT) les immenses halos générés par les particules et les champs magnétiques. La vue couvre un champ d’environ 12 millions d’années lumière !

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Source : site Chandra

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ARP 271 ; crédit image : ESO

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Plan large : 1 024 x 968 pixels

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Plan très large : 1 964 x 1 856 pixels

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Ce soir deux galaxies pour le prix d’une ! Et pour pimenter le spectacle, elles dansent ensemble ! Cette intimité se remarque de loin puisque ces galaxies se situent à 90 millions d’années lumière de nous dans la Constellation de la Vierge.

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Ce cliché a été réalisé par l’instrument EFOSC installé sur le New Technology Telescope au miroir de 3,58 mètres, appartenant à l’ESO et construit sur le site de La Silla au Chili.

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Ce couple galactique, référencé comme ARP 271, avait déjà été repéré par William Herschel en 1785. A cette époque, la notion de galaxie était bien sur complétement inconnue, il ne voyait qu’une tâche floue. ARP 271 est constitué de deux galaxies spirales de tailles identiques, NGC 5426 et NGC 5427, et s’étend sur un espace de 130 000 années lumière.

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Les deux galaxies sont en interaction gravitationnelle, à preuve le pont d’étoiles très jeunes qui les relient. Elles dansent donc l’une autour de l’autre mais il n’est pas sur, qu’à l’avenir, elles entrent en collision pour finalement fusionner en un objet unique.

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Site ESO

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Galaxie à anneau ; crédit image : NASA, R. Lucas (STScI-AURA)

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Plan large : 1 002 x 1 024 pixels

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Plan très large : 1 489 x 1 521 pixels

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Dans l’espace existent des objets aux formes étranges. Pour preuve cette galaxie à anneau, dont le premier exemplaire a été découvert par l’astronome Art Hoag. Il s’est demandé alors s’il voyait une ou deux galaxies dans le même objet.

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Celle-ci, photographiée par le télescope spatial Hubble, se situe à environ 600 millions d’années lumière de nous dans la constellation du Serpent et s’étend sur 100 000 années lumières.

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A l’extérieur un anneau d’étoiles bleues, au centre une boule compacte d’étoiles rouges (probablement plus anciennes) et entre les deux apparemment rien ! Aucune certitude quand à la genèse d’un tel objet. Il pourrait être le résultat d’une collision galactique il y a des milliards d’années, le jeu gravitationnel ayant fait disparaître l’ancienne barre centrale galactique.

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Coïncidence amusante, à l’intérieur de l’anneau, vers une heure, en arrière plan est visible une autre galaxie à anneau.

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Source : site NASA

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Nébuleuse de la Rosette ; crédit image : NASA, JPL-Caltech, UCLA

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Plan large: 1 024 x 906 pixels

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Plan très large : 5 200 x 4 600 pixels

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Voici une nouvelle version de la célèbre Nébuleuse de la Rosette (Voir dernier article sur le sujet du 12 04 2010). Comme celle du télescope spatial européen Herschel, cette image a aussi été réalisée à différentes longueurs d’ondes infrarouge par le télescope spatial WISE de la NASA.

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Cette nébuleuse en forme de fleur (NGC 2237) est un immense nuage de gaz et de poussières où de très nombreuses étoiles sont en pleine formation. En son centre se situe un amas de ces jeunes étoiles (NGC 2244) dont le rayonnement ultraviolet creuse et sculpte gaz et poussières, créant un grand trou central. Le trait visible en bas à gauche correspond à la trace du passage d’un satellite pendant la prise de vue par WISE.

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La Nébuleuse de la Rosette s’étend entre 4 500 et 5 000 années lumière de nous dans la Constellation de la Licorne.

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Source : site NASA, WISE

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Ce soir, grâce aux équipes de l’Agence Spatiale Européenne (ESA) et à celles de G. Neukum (Freie Universität Berlin), le concepteur de la caméra haute-résolution installée sur la sonde Mars Express, nous nous rendons sur Mars.

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Voici tout d’abord une carte locale de notre lieu de destination.

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Mars, Orcus Patera, carte locale ; crédit image : NASA, MGS, MOLA/FU Berlin

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Plan large : 1 024 x 870 pixels

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Plan très large : 1 500 x 1 275 pixels

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Notre cible : 14° latitude Nord et 177° longitude Est, entre les volcans Elysium Mons et Olympus Mons.

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Orcus Patera ; crédit image : ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum)

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Plan large : 575 x 1 024 pixels

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Plan très large : 1 686 x 3 000 pixels

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Ce cliché a été pris par la sonde Mars Express les 5 et 11 octobre 2005. La résolution est de l’ordre de 30 mètres par pixel. Cette dépression à la forme allongée énigmatique s’étend sur environ 380 kilomètres pour une largeur de 140 kilomètres dans la direction NNE-SSO.

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Le terme patera pour la désigner est ici mal employé car il désigne des cratères volcaniques profonds aux formes irrégulières et complexes. L’origine d’Orcus Patera reste floue. Elle est peut-être due à un impact météorique arrivant avec un angle très bas sur l’horizon ( - de 5°) combiné à des phénomènes tectoniques et volcaniques.

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Ses reliefs sont impressionnants : ses rebords s’élèvent jusqu’à 1 800 mètres au-dessus des plaines environnantes tandis que le fond de la dépression se situe entre 400 et 600 mètres en dessous.

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Orcus Patera, encadrés ; crédit image : ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum)

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Plan large : 575 x 1 024 pixels

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Plan très large : 1 686 x 3 000 pixels

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Voici quelques explications supplémentaires :

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L’action de forces tectoniques (courantes sur Mars) est évidente par la présence de graben, d’une largeur de 2,5 kilomètres, visibles uniquement sur la jante de la dépression et ses alentours (encadré 1). Les grands graben ne sont pas visibles dans le fond de la dépression ayant été couverts par des dépôts plus tardifs. Toutefois certains plus petits y sont présents (encadré 2). Ce qui indique que plusieurs épisodes tectoniques se sont suivis dans la région, ainsi que plusieurs dépôts successifs de matériaux

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De plus la présence de “crêtes de rides” au fond de la dépression prouve que des forces d’extension créant les graben ont côtoyé des forces de compression (remontée de matériaux plus profonds) (encadré 3). Les formes sombres du centre d’Orcus Patera (encadré 4) sont probablement dues à des processus éoliens redistribuant les matériaux sombres excavés lors de petits impacts plus tardifs.

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Après cette leçon de géographie martienne, nous pouvons laisser notre esprit divaguer, rêver, en parcourant ces deux vues en perspectives d’Orcus Patera.

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Orcus Patera, perspective 1 ; crédit image : ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum)

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Plan large : 576 x 1 024 pixels

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Plan très large : 1 688 x 3 000 pixels

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Orcus Patera, perspective 2 ; crédit image : ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum)

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Plan large : 576 x 1 024 pixels

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Plan très large : 1 688 x 3 000 pixels

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Source : site ESA Mars Express

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Bien qu’une conférence officielle ait été faite récemment par un astronome travaillant sur le télescope spatial Kepler de la NASA, je n’avais pas encore abordé le sujet en attente de résultats concrets.

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Selon lui, il va falloir s’attendre à une augmentation très forte du nombre des exoplanètes dans l’avenir, puisque Kepler aurait repéré seulement au bout de deux mois de fonctionnement plus de 700 nouveaux candidats au titre d’exoplanètes dont une centaine posséderait des masses proches de celle de la Terre. Depuis le nombre des exoplanètes potentielles a été ramené à 400.

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En matière scientifique, donc astronomique, une découverte doit être vérifiée par au moins une autre équipe scientifique pour être validée officiellement. Voici chose faite pour deux nouvelles exoplanètes mises à l’actif des observations de Kepler.

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Kepler 9b et 9c, vue d’artiste ; crédit image : NASA, Ames, JPL Caltech

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Plan large : 819 x 1 024 pixels

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Plan très large : 2 400 x 3 000 pixels

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Il s’agit d’une première mondiale car les deux exoplanètes ont été découvertes orbitant autour de la même étoile par la méthode du transit, c’est à dire l’analyse de la légère baisse de luminosité d’une étoile lorsqu’une planète orbitant autour d’elle passe dans notre champ de vision.

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Les travaux, dont le rapporteur principal est Matthew Holman (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics) sont publiés aujourd’hui dans Science. Les observations de Kepler ont été confirmées par celles faites au sol par le télescope Keck à Hawaï.

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L’étoile dénommée Kepler-9 à une masse similaire à celle de notre Soleil (distance et constellation ne sont pas précisés).

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Les deux planètes ont donc été logiquement appelées Kepler-9b et Kepler-9c. Kepler-9b est la plus proche de son étoile, son orbite est de 19 jours, tandis que celle de Kepler-9c est de 38 jours. Pour comparaison la période orbitale de Mercure est de 88 jours. Les deux orbitent presque en résonance parfaite (2,1). Elles sont un peu plus petites que Saturne avec respectivement 80 et 54 masses terrestres.

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En outre, les mesures laissent à penser qu’il existerait une troisième planète, une super-Terre au diamètre de 1,5 fois celle de la notre, orbitant en 1,6 jours autour de Kepler-9.

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Sources principales :

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Site Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

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Site NASA, AMES Research Center

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“La science fiction devient réalité” commente Jeremy Drake (Harvard Smithsonian Center for Astrophysics) à propos d’un article paru le 19 août 2010 dans Astrophysical Journal Letters, dont il est le principal signataire.

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Les chercheurs pour leurs travaux ont utilisé les données recueillies par le télescope spatial infrarouge Spitzer de la NASA.

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L’étude de trois couples d’étoiles orbitant proches l’une de l’autre a, révélé l’existence de quantités anormales de poussières autour d’elles. Ces étoiles étant adultes, les disques protoplanétaires sont depuis longtemps dissous, d’où peut provenir ces poussières ?

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L’exemple type de ce couple d’étoiles est RS Canum Venaticorums (dans la Constellation des Chiens de Chasse, comme son nom l’indique, et simplifié en RS CVns). Les deux étoiles ne sont séparées que par environ 3,2 millions de kilomètres soit 2% de la distance Terre-Soleil.

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Les deux étoiles, de taille similaire à notre Soleil, orbitent l’une autour de l’autre en une journée et sont probablement âgées de quelques milliards d’années, correspondant à l’époque où par rapport à notre étoile, la vie apparaissait sur Terre.

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Spitzer a repéré autour des trois binaires des disques de poussières à la température de la lave en fusion. Ces poussières sont donc récentes. Les chercheurs estiment, seule explication probable, qu’elles proviennent de collisions planétaires, d’autant que ce même phénomène de poussières chaudes a déjà été répertorié autour de quatre autres binaires d’étoiles âgées. Il ne peut s’agir de hasard ; des processus chaotiques sont en cours autour d’elles.

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Collision planétaire dans un système d’étoiles double, vue d’artiste ; crédit image : NASA, JPL-Caltech

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Plan large : 819 x 1 024 pixels

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Plan très large : 2 400 x 3 000 pixels

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En prenant l’exemple de RS CVns, les chercheurs expliquent la cause possible de cette instabilité dans l’environnement des binaires serrées. Les deux étoiles tournent très rapidement l’une autour de l’autre ce qui entraine de forts champs magnétiques et la création de vents stellaires extraordinairement puissants. Ces derniers modifient sporadiquement les équilibres gravitationnels autour d’elles et donc les orbites des planètes existantes. C’est ainsi que le chaos planétaire peut commencer.

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Comètes et planètes voient leurs orbites devenir instables et susceptibles de se heurter dans des collisions titanesques ! “Ce type de binaire permet de brosser un tableau des étapes de la fin de vie des systèmes planétaires”, commente Marc Kuchner (Goddard Space Flight Center), co-auteur de l’article. “Et leur futur est violent.”

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Dans de tels systèmes, la vie a probablement peu de chances de naître. Si elle s’est développée, “les êtres vivants contemplant le ciel y verraient deux soleils énormes comme au-dessus de Tatooine dans Star Wars” déclare Marco Matranga (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics et actuellement astronome à l’observatoire astronomique de Palerme en Sicile). Et faut-il encore que leur planète n’entre pas “rapidement” en collision avec une autre…

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Les deux autres auteurs de l’article sont V. L. Kashyap (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics) et Massimo Marengo (AMES, Iowa State University).

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Source : site Harvard-Smithsonian Center for Astrophsysics

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La découverte a été annoncée aujourd’hui lors d’un colloque astronomique international à l’Observatoire de Haute Provence. Les travaux (consultez le texte préliminaire) seront publiés dans Astronomy & Astrophysics. L’équipe des chercheurs est composée de C. Lovis, D. Ségransan, M. Mayor, S. Udry, F. Pepe, D. Queloz (Observatoire de Genève, Université de Genève, Suisse), W. Benz (Universität Bern, Suisse) , F. Bouchy (Institut d’Astrophysique de Paris, France), C. Mordasini (Astronomie für Max-Planck-Institut, Heidelberg, Allemagne), NC Santos (Universidade do Porto, Portugal), J. Laskar (Observatoire de Paris, France), A. Correia (Universidade de Aveiro, Portugal), J.-L. Bertaux (Université Versailles Saint-Quentin, France) et G. Lo Curto (ESO).

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Jusqu’à présent ont été répertoriés une quinzaine de systèmes solaires possédant 3 planètes et un, 55 Cancri (voir note du 6 novembre 2007), 5 planètes. Un nouveau record est battu avec la découverte d’un groupe de 7 exoplanètes autour de l’étoile HD 10180, assez semblable à notre Soleil, située à 127 années lumière de nous dans la constellation de l’Hydre.

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Vue d’artiste du système planétaire HD 10180 ; crédit image : ESO, L. Calçada

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Plan large : 768 x 1 024 pixels

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Plan très large : 1 200 x 1 600 pixels

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190 mesures individuelles pendant 6 ans, à l’aide du spectrographe HARPS installé au foyer du télescope de 3,6 mètres de l’ESO à La Silla au Chili, ont été nécessaires aux chercheurs pour mesurer les petites variations des mouvements de l’étoile en fonction de l’attraction gravitationnelle de ses planètes.

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Les cinq signaux les plus forts correspondent à des planètes dont la masse est assez semblable à celle de Neptune, entre 13 et 25 masses terrestres, orbitant autour de l’étoile entre 6 et 600 jours à des distances allant de 0,06 à 1,4 UA (unité astronomique, soit la distance moyenne Terre-Soleil, 150 millions de kilomètres)

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Deux autres planètes sont pressenties exister : l’une, de 65 masses terrestres (comparable à Saturne), orbiterait en 2 200 jours, tandis que l’autre, possédant 1,4 masses terrestres, ne se trouverait qu’à 0,02 UA, une de ses années ne durant que 1,18 jours terrestres !

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Le système planétaire de HD 10180 est unique à plusieurs égards :

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Contrairement au Soleil, il possède cinq planètes massives dans une orbite allant jusque Mars. De plus il ne possède pas de géantes gazeuses de type jupitérien. Enfin les orbites de ses exoplanètes sont presque circulaires.

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C. Lovis, l’auteur principal de l’étude commente : “avec cette découverte, nous entrons maintenant dans une nouvelle ère de la recherche des exoplanètes. Il ne s’agit plus d’étudier des planètes individuelles mais des systèmes planétaires avec des interactions gravitationnelles complexes pour comprendre leurs évolutions sur le long terme.”

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Autre résultat tout à fait important pour l’avenir de l’étude des exoplanètes, le système HD 10180 obéit à une loi semblable à celle de Titius-Bode pour notre système solaire : les distances des planètes entre elles semblent suivre un schéma régulier. Dans notre système solaire, la loi de Titius-Bode prédit que pour les planètes extérieures chacune d’elle (à l’exception de Neptune) se situe deux fois plus loin que l’objet précédent. “Cela pourrait représenter une signature de la formation de ces systèmes planétaires”, commente M. Mayor, autre membre de l’équipe et le premier découvreur d’exoplanètes.

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D’autre part, les mesures des chercheurs confirment une théorie actuelle : il existe une relation entre la masse et la composition des planètes d’un système avec celle de leur étoile hôte. Les planètes les plus massives et riches en métaux (éléments plus lourds que l’hélium et l’hydrogène) se trouvent très près de leurs étoiles riches en métaux, tandis qu’à l’inverse les planètes les moins massives entourent les étoiles les moins riches en métaux.

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Source : site ESO

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