Paris, 22 octobre 2014
Comprendre et prévoir les éruptions solaires

Des chercheurs du Centre de physique théorique (CNRS/École polytechnique) et du laboratoire Astrophysique, interprétation - modélisation (CNRS/CEA/Université Paris Diderot) ont identifié un phénomène-clé dans le déclenchement des éruptions solaires. A l'aide de données satellite et de modèles, les chercheurs ont pu suivre l'évolution du champ magnétique solaire dans une zone ayant un comportement éruptif. Leurs calculs mettent en évidence la formation d'une corde magnétique1 qui émerge de l'intérieur du Soleil et est associée à l'apparition d'une tache solaire. Ils montrent que cette structure joue un rôle important dans le déclenchement de l'éruption. En caractérisant la transition vers l'éruption, ces travaux ouvrent la voie vers la prévision des tempêtes solaires qui affectent la Terre. Ils font la Une de la revue Nature du 23 octobre.
Les éruptions solaires sont des évènements qui ont lieu dans l'atmosphère du Soleil. Elles se caractérisent par des émissions de lumière et de particules ainsi que, pour celles à très grande échelle, par l'éjection d'une bulle de plasma2. Comprendre l'origine de ces phénomènes est intéressant à plusieurs niveaux. En premier lieu, ces éruptions représentent un exemple proche de nous et bien observé de phénomènes physiques se produisant dans tout l'Univers. Mais c'est surtout en raison de leur impact sur l'environnement terrestre que l'étude et la prévision des éruptions représentent un enjeu important. Elles génèrent en effet des perturbations multiples qui touchent entre autres les générateurs électriques au sol, les satellites ainsi que les systèmes GPS et de communication.

L'atmosphère solaire est structurée en plusieurs couches dont la photosphère, qui équivaut à la surface du Soleil, et la couronne, zone la plus externe où se produisent les éruptions. Il existe un champ magnétique au niveau de ces couches et il joue un rôle prépondérant dans les éruptions solaires. Jusqu'ici les observations n'avaient cependant pas permis de comprendre exactement le mécanisme et les structures impliqués, notamment parce qu'il est difficile de mesurer le champ magnétique en tout point de la couronne très chaude et peu dense.

Une éruption survenue dans la nuit du 12 au 13 décembre 2006 a permis une avancée importante. La région du Soleil concernée était observée par le satellite japonais Hinode au moment de l'éruption et dans les jours la précédant. Des données sur le champ magnétique de la photosphère, plus froide et plus dense que la couronne, ont pu être recueillies par le satellite et ont permis aux chercheurs de calculer l'évolution de l'environnement magnétique dans la couronne durant ce laps de temps.

A partir de calculs réalisés à l'IDRIS (CNRS), les scientifiques ont montré qu'une structure caractéristique, en forme de corde magnétique, apparaît progressivement dans les jours précédant l'éruption. Elle est complètement formée la veille du phénomène. Ce résultat est en très bon accord avec les observations faites au niveau de la photosphère et de la couronne : la formation de la corde magnétique concorde avec l'évolution de taches solaires dans la région de l'éruption et avec l'apparition d'autres structures3. Leurs calculs mettent également en lumière que l'énergie de cette corde magnétique augmente au fur et à mesure de son émergence depuis l'intérieur du Soleil.

Grâce à une seconde série de simulations numériques, les chercheurs ont ensuite suivi l'évolution du champ magnétique dans la couronne une fois la corde présente. Leurs résultats montrent que cette structure est bien à l'origine de l'éruption et est même nécessaire pour son apparition : la transition vers l'évènement éruptif n'est pas possible avant sa formation. Cette transition a pu être caractérisée par plusieurs critères : un seuil énergétique et une altitude donnée au-delà de laquelle les arcades magnétiques qui retiennent la corde s'affaiblissent. Si ces points critiques sont dépassés, il y a éruption solaire.

Ces travaux proposent une méthode qui pourra être utile pour la prévision des éruptions. En se basant sur des données magnétiques accumulées en « temps réel » et une chaîne de modèles numériques adaptés, il sera à terme possible, un peu comme en météorologie standard, de prévoir la météorologie dans l'espace et de prévenir les conséquences sur Terre des tempêtes solaires.

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L'origine des éléments chimiques

back to basic - par Jacques-Olivier Baruch,Michel Cassé, François de Oliveira Santos dans mensuel n°382 daté janvier 2005 à la page 89 (2959 mots) | Gratuit
Les atomes ne sont pas là depuis toute éternité. Certains ont été créés lors du Big Bang, d'autres dans les étoiles et quelques-uns par chocs dans le milieu interstellaire. Et, depuis moins d'un siècle, par l'homme.

Qu'est-ce qu'un élément chimique ?

Un atome est un assemblage de protons, de charge positive, et de neutrons, de charge nulle, le tout entouré d'électrons de charge électrique négative. Tous les atomes qui possèdent le même nombre de protons ou d'électrons se comportent comme un même « élément chimique », car c'est le nombre d'électrons d'un atome qui détermine ses propriétés chimiques.

Certains éléments, comme le fer, le cuivre, l'étain, l'argent, l'or, le mercure et le plomb, sont connus depuis l'Antiquité. À l'instar d'Aristote, les philosophes de l'époque pensaient que chaque constituant de la matière était un assemblage de 4 « éléments » fondamentaux, l'air, l'eau, la terre et le feu, eux-mêmes existant sous différentes conditions de température et d'humidité. Au XVIIIe siècle, les chimistes avaient reconnu 33 éléments sur les 92 qu'on détecte dans la nature. Ce n'est qu'au siècle suivant qu'on commença à les classer suivant leurs propriétés chimiques. En 1817, Johann Döbereiner pointa des groupes de trois, tels le lithium, le sodium et le potassium ou le chlore, le brome et l'iode, mais ce sont le Polonais Julius Lothar Myer et le Russe Dimitri Ivanovitch Mendeleïev qui, séparément, entre 1868 et 1869, présentèrent un tableau de classement des éléments connus. Laissant des cases disponibles pour les découvertes futures, Mendeleïev modifia l'évaluation des masses de 26 éléments afin qu'ils s'intègrent bien dans son classement. Les 3 cases qu'il laissa vides furent comblées par le gallium 1875, le germanium 1886 et, plus tard, par le technétium 1937, qui n'existe pas sur Terre. Toute une classe d'éléments inertes chimiquement, les gaz rares, fut découverte par William Ramsay et John Rayleigh entre 1894 et 1898, et alors incorporée dans le tableau.

Comment sont-ils nommés ?

Le nom des éléments était originellement donné par son découvreur. Pour les premiers, l'idée était d'identifier les éléments suivant leur origine ou leur particularité. Ainsi, l'hydrogène est à la base de l'eau hydro, alors que l'azote, nommé par Lavoisier, signifie en grec « sans vie ». Des considérations nationales intervinrent parfois. Ainsi, le Français Lecoq de Boisbaudran baptisa le « gallium », tandis que l'Allemand Winkler nommait le « germanium », et Marie Curie le « polonium » selon le nom de sa patrie d'origine. Mais, depuis la seconde moitié du XXe siècle, la découverte d'éléments très lourds demandant confirmation et étant une course effrénée entre différents laboratoires, il y eut de nombreuses disputes pour identifier le découvreur. C'est, depuis 1997, l'Union internationale de chimie pure et appliquée qui tranche. Le plus souvent, les nouveaux noms rendent hommage aux grands physiciens einsteinium, fermium, seaborgium... ou aux laboratoires berkélium, dubnium. Ainsi, le 1er novembre 2004, l'élément 111 a été officiellement nommé roentgenium Rg en l'honneur de Wilhelm Conrad Roentgen, le découvreur des rayons X en 1895.

Existaient-ils tous à la naissance de l'Univers ?

Avant les années trente, les physiciens penchaient encore pour un Univers stable et éternel.Les éléments ­devaient être donc là depuis toujours, même si, à la fin du XIXe siècle, cette idée préconçue avait été lézardée par la découverte que certains éléments se désintégraient. L'observation de l'expansion de l'Univers et l'élaboration de la théorie du Big Bang allaient tout remettre en question. Si l'Univers était né un jour, les éléments avaient donc été fabriqués quelque part. En 1948, l'Américain d'origine russe George Gamow, un des pères du Big Bang, voyait dans cette naissance de l'Univers le chaudron nucléaire universel. Tous les éléments devaient y être apparus. Mais alors, toutes les étoiles devraient avoir la même composition. Ce n'est manifestement pas le cas. Les plus vieilles étoiles de notre Galaxie contiennent dix à mille fois moins d'éléments lourds que le Soleil.

Les calculs de nucléosynthèse primordiale la synthèse des noyaux atomiques lors du Big Bang ne corroborent pas non plus cette hypothèse. L'Univers, avant sa première seconde, a créé les protons et les neutrons à partir d'une soupe de quarks [1] et de gluons. Quelques noyaux d'hydrogène ont fusionné pour former du deutérium un proton, un neutron, puis de l'hélium et du lithium, mais l'Univers s'est si rapidement refroidi qu'aucun autre élément n'a pu se former. En effet, en moins de 100 secondes, il baignait dans un bain de moins d'un million de degrés, une température trop basse pour que des réactions de fusion nucléaire puissent se dérouler. Mais cela a suffi pour former un océan de matière constitué d'environ 76 % d'hydrogène, 24 % d'hélium-4 et un peu de deutérium, d'hélium-3 et de lithium-7. La chaîne s'est arrêtée là, car la fusion d'un proton et d'un noyau d'hélium comme celle de deux noyaux d'hélium-4 ne produit pas de noyau stable. Cette proportion est peu ou prou celle que l'on retrouve aujourd'hui dans notre environnement galactique, car on y rencontre environ 72 % d'hydrogène, 26 % d'hélium et 2 % d'éléments plus lourds.

Les étoiles participent-elles à cette fabrication ?

Oui, ont répondu tout d'abord Hans Bethe en 1939, puis plus précisément B2FH en 1957. Sous ce sigle, se cachent les Américains Margaret Burbidge, Geoffrey Burbidge, William Fowler et le Britannique Fred Hoyle, les quatre coauteurs de cette publication qui fit date et se révéla juste au vu des observations suivantes [2]. Si l'hélium s'est formé durant les premières phases de l'Univers, il s'en crée aussi dans les coeurs stellaires selon le même mécanisme, c'est-à-dire par fusion de l'hydrogène. Cela commence quand l'étoile naissante, qui est en train de se contracter sous l'effet de sa propre masse, atteint, en son coeur, la température de 10 millions de degrés. Quatre protons, dont deux vont se transformer en neutrons par désintégration ß+ avec émission d'un positon anti-électron et d'un neutrino, fusionnent successivement pour former un noyau d'hélium. La masse d'un noyau d'hélium étant inférieure à celle de quatre protons, le surplus est converti en énergie dont la pression contrebalance la contrac­tion de l'étoile. Celle-ci se stabilise. Pour le Soleil, cette phase dure 10 milliards d'années et persistera donc encore pendant environ 5 milliards d'années. Il grossira ensuite pour devenir une géante rouge. En même temps, son coeur se contractera et s'échauffera jusqu'à 100 millions de degrés, permettant à l'hélium de fusionner à son tour en carbone, azote et oxygène.

Est-ce le même processus dans toutes les étoiles ?

Non, le mécanisme de fusion de l'hydrogène est différent selon que l'étoile a une masse inférieure ou supérieure à une fois et demie celle du Soleil. Dans les moins massives, c'est le cycle « proton-proton », appelé aussi p-p, qui gouverne la fusion de l'hydrogène. Deux protons s'allient pour former du deutérium un proton devient neutron en émettant un positon et un neutrino. Puis ce noyau de deutérium capte un autre proton pour former de l'hélium-3 deux protons, un neutron. Enfin, deux noyaux d'hélium-3 s'allient pour créer un noyau d'hélium-4 deux protons, deux neutrons en libérant deux protons.

Le processus est différent en ce qui concerne les étoiles dont la masse dépasse une fois et demie celle du Soleil et qui contiennent déjà quelques éléments plus lourds que l'hélium. Ce sont alors le carbone, l'azote et l'oxygène, formés auparavant au sein d'autres étoiles et incorporés au milieu inter­stellaire à partir duquel l'étoile s'est formée, qui vont servir de catalyseurs en capturant tour à tour un proton. Le carbone-12 devient alors azote-13 qui se décompose en carbone-13 lorsqu'un proton se désintègre en un neutron. Le carbone-13 capte lui aussi un proton et devient azote-14, qui se décompose, et ainsi de suite jusqu'à l'oxygène-16 qui fissionne en un noyau de carbone-12... et un noyau d'hélium-4.

Autre différence entre les étoiles, seules celles de plus de 10 masses solaires peuvent fabriquer les éléments plus lourds que l'oxygène, car elles seules peuvent se contracter suffisamment pour que leur coeur atteigne la température de 600 millions de degrés. C'est la température nécessaire pour que du carbone naisse le néon-20. Comme la température augmente aussi autour du coeur, des couches plus superficielles vont être à leur tour le siège de la fusion nucléaire. Au fur et à mesure que le coeur se contracte, l'étoile ressemble à un oignon dont les pelures sont les lieux de fusion des divers groupes d'éléments.

À 1,5 milliard de degrés, le néon se casse en oxygène en libérant un noyau d'hélium-4. Quand celui-ci vient heurter un noyau de néon restant, il se forme du magnésium-24. À 2 milliards de degrés, l'oxygène fusionne. Se forment alors du silicium-28 et du soufre-32. Les autres éléments se forment dans un milieu très chaud et donc très violent. S'installe alors un équilibre entre les fusions et les photodésintégrations. Les noyaux dont les nucléons sont les plus liés en sortiront vainqueurs. Le roi en la matière est le fer 26 protons, 30 neu­trons. Au-delà de cet élément, les réactions de fusion consomment de l'énergie et n'empêchent plus l'étoile de se contracter.

Alors, son coeur, dilapidant son énergie à briser les noyaux de fer et privé du soutien des électrons absorbés par les protons, s'effondre. Puis, atteignant une densité supérieure à celle des noyaux d'atome, il se détend, communiquant aux couches qui l'entourent un mouvement divergent. L'étoile explose en supernova en une fraction de seconde. L'onde de choc qui se propage vers l'extérieur permet de fabriquer du nickel-56 28 protons, 28 neutrons, élément instable qui se décompose en fer, via le cobalt. Ce phénomène est accrédité par l'observation des courbes de lumière des supernovae dont le déclin s'effectue au rythme de la désintégration du cobalt-56 80 jours environ.

Comment sont fabriqués les éléments plus lourds que le fer ?

La fusion n'y joue aucun rôle, car elle demanderait des températures que les étoiles, même les plus massives, ne peuvent atteindre avant de devenir explosives. Mais avant qu'elles ne terminent en supernovae, ces étoiles massives sont des supergéantes rouges, dans l'atmosphère desquelles la production d'éléments lourds tels le carbone-13 et le néon-22 dégage une quantité non négligeable de neutrons. C'est leur capture, facilitée par le fait qu'ils ne subissent pas la barrière électrostatique, qui nous fait avancer sur le chemin de la complexité nucléaire. Deux processus semblent à l'oeuvre. Dans les deux cas, les noyaux qui capturent des neutrons sont instables. Un ou plusieurs neutrons vont se transformer en protons par radio­activité ß- avec émission d'un électron et d'un neutrino, créant un élément de nombre atomique plus élevé.

Le processus « s », comme slow, est, comme son nom l'indique, un mécanisme qui demande du temps, au moins celui qui permet la désintégration ß-. Il fonctionne au sein des étoiles géantes rouges et semble responsable de la création des éléments jusqu'au bismuth 83 protons bien que les détails de cette chaîne ne soient pas encore entièrement connus. Au-delà, ce processus lent s'arrête car les 84 protons du polonium découvert par Marie Curie dans la désintégration du radium se désintègrent par émission d'un noyau d'hélium. Le polonium redevient du plomb 82 protons.

C'est dans les phases explosives des supernovae, que la capture de neutrons, dite « r » comme rapide, va prendre le relais. Pendant cette phase très courte ­quelques secondes qui se situerait dans la bulle très chaude entourant l'étoile à neutrons en formation, le flux de neutrons est tellement intense 1036 par cm2 que 10 à

20 neutrons vont s'intégrer en même temps dans les noyaux existants. Quand ce sont des noyaux de plomb ou de bismuth, la cascade de désintégration qui s'ensuit produit tous les noyaux lourds jusqu'au thorium ou l'uranium. C'est aussi comme cela que les étoiles fabriquent de l'or et du platine.

S'en fabrique-t-il dans l'espace interstellaire ?

Oui, par un mécanisme appelé spallation, sorte de fission nucléaire due à l'impact de protons et autres noyaux cosmiques. Cette idée fut avancée en 1970 par le groupe de René Bernas et Hubert Reeves à l'université d'Orsay, puis par Jean Audouze, Élisabeth Vangioni-Flam et Michel Cassé à l'Institut d'astrophysique de Paris. Elle se révéla très féconde pour expliquer la formation de certains noyaux légers très instables dans des conditions de température élevée, comme le lithium-6, le béryllium-8 et les bore-10 et 11. Ils sont issus des quelques fissions dues aux chocs que subissent des noyaux de carbone, d'azote ou d'oxygène évacués à grande vitesse dans l'espace interstellaire lors d'explosions d'étoiles ou sous l'effet de forts vents stellaires. Ce mécanisme rare explique leur très faible abondance : pour 100 milliards de noyaux d'hydrogène, il y a environ

100 noyaux de lithium, 10 noyaux de bore et 1 seul noyau de béryllium. Fred Hoyle, grand pourfendeur de la théorie du Big Bang et donc de la création des éléments au début de l'Univers, pensait à tort que ces éléments étaient créés dans les étoiles. Mais leurs nucléons sont très peu liés et ne résistent pas à la fusion thermonucléaire. Ils ne peuvent donc pas s'y former. Et comme le deutérium, ils sont très vite brûlés dans les chaudrons stellaires.

Sont-ils tous stables ?

Loin de là. En fait la question serait même: y en a-t-il un seul qui soit stable ? Si, comme le recherchent depuis trente ans les physiciens, on observait la désintégration d'un proton, la réponse serait évidente : non. On imagine que sa durée de vie dépasse les 1031 ans. Un neutron libre ne résiste, lui, au maximum que 20 minutes. Les noyaux légers sont stables quand leurs quantités de protons et de neutrons sont égales. Au-delà du calcium 20 protons, il faut davantage de neutrons environ 1,5 neutron pour un proton, un surplus qui compense la répulsion électromagnétique entre les protons.

L'étude des différents noyaux montre qu'ils sont plus stables si leur nombre de nucléons protons ou neutrons est pair. Encore plus s'il est multiple de quatre. Mais plus l'élément étudié est proche du fer ou le dépasse, moins il est stable. Ils sont même tous instables au-delà du plomb 82 protons, même si la durée de vie de certains se chiffre en milliards d'années. Celle du bismuth est même de 1,9 1019 ans !

Mais si un élément chimique rassemble des atomes identiques, il inclut aussi ceux qui ne diffèrent que par leur nombre de neutrons, puisqu'ils ont les mêmes propriétés chimiques. On les appelle alors isotopes « même place » [dans le tableau périodique]. Ainsi, le noyau d'hydrogène, l'élément le plus léger, n'est constitué que d'un proton. Mais les noyaux de ses deux isotopes, le deutérium et le tritium, contiennent en plus, respectivement, un et deux neutrons. Chaque élément possède un isotope plus stable que les autres. S'il existe environ 130 éléments chimiques, il existerait environ 10 000 de leurs isotopes dont la durée de vie* est supérieure à 10-21 seconde. Il n'y a cependant aucun accord sur ces chiffres.

L'homme a-t-il fabriqué de nouveaux éléments ?

C'est le rêve de tout alchimiste. Ainsi les captures de neutrons sur de l'uranium, une idée d'Enrico Fermi, permirent de créer de nombreux « transuraniens ». Le neptunium 93 protons, découvert en 1940 par Mac Millan, fut le premier de la série. L'année suivante, Glenn Seaborg découvrait le plutonium, bien que celui-ci fût retrouvé ensuite sur Terre, dans la mine d'uranium d'Oklo, au Gabon, où avait débuté, il y a 2 milliards d'années, une réaction de fission nucléaire naturelle.

Les physiciens du XXe siècle ont aussi trouvé de nouveaux éléments sans le vouloir. Les travaux effectués sur les bombes atomiques dans les années quarante ont permis de réaliser des expériences que la nature ne permet pas, faute de pouvoir rassembler assez d'une matière spécifique. L'einsteinium 99 protons et le fermium 100 protons furent découverts dans les cendres de l'essai nucléaire américain Mike en 1952. Entre 1945 et 1961, neuf nouveaux éléments furent ainsi ajoutés à la liste.

Mais plus le nombre de protons d'un élément augmente, moins celui-ci est stable. Il faut donc laisser aux noyaux cibles le temps d'être frappés par un nombre considérable de noyaux afin d'atteindre la bonne configuration. Régulièrement, les Allemands de GSI, les Américains du Lawrence Berkeley National Laboratory LBNL ou les Russes de Dubna annoncent la fabrication d'un nouvel élément, aussitôt mis en doute par leurs concurrents, à moins que ceux-ci n'en réclament l'antériorité. Or, pour prouver l'existence d'un nouvel élément, il faut attendre la confirmation d'un autre laboratoire. Ce n'est pas toujours le cas. En 1999, le LBNL croyait avoir synthétisé l'élément 118 et son produit de désintégration, l'élément 116. Il s'est rétracté deux ans plus tard.

Dernière annonce en date : l'Institut de recherche nucléaire de Dubna a annoncé, en 2004, avoir produit 4 noyaux de l'élément 115. Ces quatre noyaux se seraient décomposés en 90 millisecondes en élément 113, lui aussi alors encore inconnu, par désintégration alpha émission d'un noyau d'hélium.

Y a-t-il une limite à la masse des éléments ?

La probabilité de construire des noyaux stables décroît très vite avec le nombre de nucléons qui les composent. La durée de vie des noyaux superlourds déjà créés en laboratoire se chiffre en fraction de seconde. Il y a cependant des exceptions. Certains éléments pourraient être plus stables que leurs voisins. Dans le diagramme protons-neutrons, ils se situeraient dans ce que les physiciens appellent des « îlots de stabilité ». Certains modèles prédisent, par exemple, que l'élément 126 avec 184 neutrons ne se désintégrerait pas avant une seconde. On aurait ainsi une chance de le détecter même si la probabilité de le créer en faisant s'entrechoquer des ions lourds est très faible.

En théorie, le plus gros noyau serait une étoile à neutrons, puisqu'on peut considérer ces étoiles hyperdenses de 10 kilomètres de rayon, restes calcinés d'étoiles très massives, comme un seul gigantesque noyau composé pour majorité de neutrons. Si l'on considère que ces étoiles mortes sont approximativement composées de 1 % de protons, elles formeraient un noyau de masse atomique avoisinant 1061 et de numéro 1059 !

Par Jacques-Olivier Baruch,Michel Cassé, François de Oliveira Santos

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L’énigme des sursauts gamma

Les sursauts gamma (gamma ray bursts ou GRB en anglais) sont l’un des grands sujets d’étude de l’astrophysique contemporaine. Bien que l’existence de ces émissions soit connue depuis les années 1960, leur nature exacte reste encore un sujet de recherche. Jusque dans les années 1990 les astrophysiciens ne savaient même pas si la source des sursauts se trouvait dans le système solaire, dans la Voie Lactée ou dans des galaxies lointaines.

Ces sursauts sont tout simplement de brèves émissions de rayons gamma d’une durée comprise entre quelques millisecondes et plusieurs minutes. Rappelons que les rayons gamma sont des photons très énergétiques produits par exemple sur Terre lors de réactions nucléaires. S’il était possible de surveiller en permanence l’ensemble du ciel, on observerait en moyenne un sursaut gamma par jour provenant d’une direction quelconque de la voûte céleste.

La puissance des sursauts gamma

Leur caractéristique la plus intéressante est l’énergie mise en jeu. Si les sursauts trouvent leur origine dans des galaxies lointaines, ce qui a été prouvé pour certains d’entre eux, l’énergie émise par leur source doit être prodigieuse, des centaines de fois plus grande que celle générée par une supernova.

Cette puissance extraordinaire explique l’intérêt que la communauté astronomique porte aux sursauts gamma, puisqu’ils pourraient révéler de nouveaux processus mettant en jeu les étoiles à neutrons, les trous noirs ou les hypernovae, voire des phénomènes astrophysiques inconnus à ce jour.



Le sursaut GRB 021125 observé dans les rayons gamma par le satellite Integral de l’ESA. La source de ce sursaut se trouve à cinq milliards d’années-lumière de nous. Crédit : IBIS/ESA/ECF

La découverte des sursauts gamma

Les sursauts gamma furent découverts par hasard en 1967 par des satellites américains mis on orbite pour surveiller l’application du traité d’interdiction des essais nucléaires par l’union soviétique. Ces satellites ne révélèrent aucune violation du traité, mais détectèrent des émissions sporadiques de rayons gamma, de courte durée et d’origine inconnue.

Il devint rapidement clair que ces sursauts provenaient de l’espace plutôt que de la Terre, mais les détecteurs de l’époque étaient incapables de mesurer précisément leur direction d’origine. Le manque de contraintes observationnelles conduisit à des théories très diverses, mettant par exemple en jeu les étoiles à neutrons de la Voie Lactée, le nuage d’Oort entourant le système solaire, ou bien des sources dans les galaxies lointaines.

Le satellite Compton

La première avancée expérimentale provint d’observation dans les rayons X au début des années 1990 par le satellite américain Compton (CGRO). Ce dernier emportait avec lui un instrument baptisé BATSE capable de surveiller simultanément une grande partie du ciel et de fournir une direction précise en cas de détection. L’observatoire Compton fut ainsi en mesure de déterminer la position de plusieurs centaines de sursauts et de démontrer que leurs sources se répartissaient de manière aléatoire sur toute la voûte céleste.

Or, si les sursauts provenaient principalement de notre Galaxie, ils ne seraient pas distribués uniformément dans le ciel, mais concentrés dans la même bande étroite que la Voie Lactée. L’explication préférée de l’époque, par des phénomènes à la surface des étoiles à neutrons de notre Galaxie, n’était donc plus plausible.


Distribution dans le ciel des sursauts gamma détectés par l’instrument BATSE du satellite Compton. On voit clairement que les sursauts proviennent de toutes les directions du ciel, ce qui élimine les théories expliquant ce phénomène par des corps appartenant à la Voie Lactée (notre Galaxie). Crédit : BATSE/CGRO/NASA

La rémanence des sursauts gamma

La fin des années 1990 vit un autre progrès décisif lorsqu’il apparut que les sursauts gamma pouvaient être suivis par une émission de lumière dans d’autres longueurs d’onde, un phénomène appelé rémanence. Cette découverte fut faite en 1997 par le satellite italien BeppoSAX lors de l’observation du sursaut GRB 970228 dans les rayons X.

Il s’agissait d’une avancée fondamentale car elle ouvrait la voie à l’observation par de nouveaux outils, en particulier la spectroscopie. Celle-ci fut rapidement mise à contribution pour mesurer le décalage vers le rouge de la lumière rémanente, qui révéla que la source devait se trouver dans une galaxie située à des milliards d’années-lumière.

En observant le même sursaut avec le télescope William Herschel, une autre équipe révéla l’existence d’une rémanence dans le domaine visible. Cette nouvelle caractéristique permettait dorénavant aux grands télescopes terrestres et au télescope spatial de se joindre aux observations, en particulier dans l’identification des galaxies contenant leur source, ce qui allait permettre de grandes avancées dans notre compréhension de l’origine des sursauts gamma.

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univers
(latin universum)
Système solaire

Ensemble de tout ce qui existe. (En astrophysique, prend une majuscule)
ASTRONOMIE

Introduction

Depuis l'Antiquité, l'homme s'efforce de se situer dans l'Univers. Les progrès de l'instrumentation astronomique lui permettent d'appréhender progressivement la structure de l'Univers à des échelles de plus en plus grandes.
Nous savons aujourd'hui que, comme l'affirmait déjà au xvie s. l'astronome polonais Nicolas Copernic (1473-1543), la Terre tourne autour du Soleil. Celui-ci est une étoile, c'est-à-dire une énorme boule de gaz très chauds au cœur de laquelle se produisent des réactions de fusion nucléaire. Bien qu'il soit d'un type très commun, il se distingue, pour nous, des autres étoiles par sa proximité : situé à quelque 150 millions de kilomètres seulement de la Terre, il est 270 000 fois plus proche que l'étoile la plus voisine après lui (Proxima, visible dans la constellation du Centaure).
Le Système solaire

Système solaire

Système solaire      Orbites des planètes
Du fait de sa masse imposante, le Soleil occupe le centre d'un vaste ensemble de corps célestes soumis à son attraction gravitationnelle, le Système solaire. Cet ensemble comprend tout d'abord des planètes, c'est-à-dire des corps non lumineux qui gravitent autour du Soleil en réfléchissant une partie de la lumière qu'ils en reçoivent. Neuf planètes principales, ayant un diamètre allant de quelques milliers à plus d'une centaine de milliers de kilomètres, tournent autour du Soleil, la plupart accompagnées de satellites. Ce sont, de la plus proche à la plus éloignée du Soleil : Mercure, Vénus, la Terre, Mars, Jupiter, Saturne, Uranus, Neptune et Pluton. Les quatre premières constituent les planètes intérieures ou telluriques (du type de la Terre). Peu volumineuses mais denses, elles offrent une structure rocheuse autour d'un noyau riche en fer. Les quatre suivantes constituent les planètes extérieures. Volumineuses mais peu denses, elles présentent une structure gazeuse autour d'un noyau rocheux. Quant à la dernière planète, Pluton, elle reste mal connue en raison de son éloignement, mais apparaît aujourd'hui comme un objet intermédiaire entre les planètes principales et les petites planètes.
Aux planètes principales s'ajoutent, en effet, une multitude de petites planètes, ou astéroïdes. Leur population est particulièrement importante entre l'orbite de Mars et celle de Jupiter, où elle forme une véritable ceinture de petits corps. Les plus grosses n'atteignent pas 1 000 km de diamètre. Chaque année, on en découvre de nouveaux spécimens, dont les dimensions n'excèdent pas quelques kilomètres. Le système solaire renferme aussi de très nombreuses comètes, petits corps formés d'un mélange de glaces et de poussières qui gravitent sur des orbites très allongées et peuvent devenir très spectaculaires au voisinage du Soleil.
Notre galaxie

Le Soleil est l'une des cent milliards d'étoiles d'un vaste ensemble, la Galaxie, dont la partie la plus dense est un disque de quelque 100 000 années-lumière de diamètre. Vue de la Terre, la Galaxie dessine dans le ciel une large traînée blanchâtre (consistant en une accumulation d'étoiles que l'œil est incapable de distinguer individuellement), la Voie lactée, dont le nom est utilisé aussi pour désigner la Galaxie elle-même.
Notre galaxie renferme également d'importantes quantités de gaz et de poussières dispersés entre les étoiles. Cette matière interstellaire représente 10 % environ de sa masse totale. Elle se concentre souvent au sein de vastes nuages, les nébuleuses, dont il existe différents types.
Au sein de notre galaxie, les étoiles solitaires, comme le Soleil, ne sont qu'une minorité. La plupart vont par deux (étoiles doubles), par trois ou davantage (étoiles multiples) et restent liées par leur attraction mutuelle. Il existe aussi de nombreux spécimens d'amas d'étoiles nées ensemble. Ils se rangent en deux catégories : les amas ouverts (ou galactiques) et les amas globulaires.
L'Univers extragalactique


Sir William HerschelEmmanuel KantEdwin Powell Hubble
Malgré ses dimensions respectables, notre galaxie ne constitue pas à elle seule l'Univers. Celui-ci est peuplé d'une multitude (plus de 100 milliards d'après une extrapolation des observations effectuées par le télescope spatial Hubble sur de très petites régions du ciel) de systèmes plus ou moins analogues, comme l'avaient pressenti dès le xviiie s. des savants comme les Britanniques William Herschel (1738-1822) ou Thomas Wright (1711-1786) et le philosophe allemand Emmanuel Kant (1724-1804). La preuve en a été apportée en 1923-1924, lorsque l'astronome américain Edwin Hubble (1889-1953), à l'aide du télescope de 2,54 m de diamètre de l'observatoire du mont Wilson, en Californie (le plus grand télescope du monde à l'époque), mit en évidence des étoiles dans la grande « nébuleuse » M31 d'Andromède. Ce que beaucoup d'astronomes pensaient n'être qu'un vaste nuage de gaz se révélait ainsi une gigantesque concentration d'étoiles et de matière interstellaire comparable à notre propre galaxie.

Infiniment grand

Infiniment grand  Structures de l'Univers et leurs dimensions
D'une façon générale, sur des distances se comptant en millions d'années-lumière, la distribution des galaxies n'apparaît pas uniforme. Les galaxies sont rarement isolées, mais plutôt rassemblées en groupes (comportant quelques dizaines de membres), amas (jusqu'à plusieurs milliers de membres) ou superamas (amas d'amas, qui peuvent s'étendre sur 100 millions d'années-lumière ou plus). Ainsi, notre galaxie, M31 d'Andromède, les Nuages de Magellan et une trentaine d'autres galaxies, naines pour la plupart, forment une petite concentration de galaxies, le Groupe local (ou Amas local), dans un volume ellipsoïdal d'environ 7 millions d'années-lumière d'extension maximale.
Les distances astronomiques

Les distances qui séparent les astres sont considérables. Il est, en général, peu pratique de les exprimer en kilomètres. On préfère souvent les indiquer en temps de lumière. Dans le vide (et, pratiquement, dans l'espace), la lumière se déplace à une vitesse constante, très voisine de 300 000 km/s. Dans un intervalle de temps donné, par exemple un jour, elle parcourt donc toujours la même distance, que l'on peut prendre comme étalon. L'unité fréquemment utilisée pour exprimer les distances stellaires équivaut au trajet que parcourt la lumière en une année : c'est l'année de lumière ou année-lumière (symbole : al). Une année-lumière représente un peu moins de 10 000 milliards de kilomètres. L'étoile la plus proche du système solaire, Proxima du Centaure, se trouve à 4,22 al, soit plus de 40 000 milliards de kilomètres. On ne connaît que onze étoiles situées à moins de 10 al et une quarantaine qui se trouvent à moins de 15 al. La plupart sont beaucoup plus lointaines.

Pour les astres les plus proches, à l'intérieur du système solaire, on peut prendre comme référence le trajet parcouru par la lumière en un mois, un jour, une heure ou une minute… Ainsi, la Lune, notre plus proche voisine, n'est qu'à 1,25 s de lumière, le Soleil à 8 minutes, et Pluton, la planète du système solaire la plus lointaine, à moins de 6 h. Toutefois, à l'intérieur du système solaire, l'étalon de distance utilisé par les astronomes est la distance moyenne de la Terre au Soleil. Appelée unité astronomique (symbole : ua), elle vaut à peu près 149,6 millions de kilomètres.

Pour les astres extérieurs au système solaire, les spécialistes emploient habituellement le parsec (symbole : pc) et ses multiples, le kiloparsec (1 kpc = 1 000 pc) et le mégaparsec (1 Mpc = 106 pc). « Parsec » est une abréviation de parallaxe-seconde : 1 parsec représente, en effet, la distance à laquelle le rayon de l'orbite terrestre apparaît sous un angle (appelé parallaxe) de 1 seconde. Un parsec équivaut à 3,26 al, à 206 265 ua ou encore à 30 000 milliards de kilomètres environ. La plupart des étoiles visibles à l'œil nu se trouvent à des distances comprises entre quelques dizaines et plusieurs centaines de parsecs. La galaxie la plus proche, le Grand Nuage de Magellan, visible dans l'hémisphère Sud, se situe à 50 kpc, soit environ 170 000 al.

Fuite des galaxies    
La cohésion des amas est assurée par l'attraction mutuelle des galaxies qu'ils rassemblent. Il arrive que deux galaxies entrent en collision, mais le phénomène se déroule sur des centaines de millions d'années. Cependant, à l'échelle globale, les galaxies s'écartent progressivement les unes des autres, comme l'ont constaté dès la fin des années 1920 E.P. Hubble et son assistant Milton Humason (1891-1973) grâce à l'analyse spectrale : en règle générale, les raies du spectre des galaxies apparaissent systématiquement décalées vers le rouge par rapport à leur position sur des spectres de référence obtenus en laboratoire ; interprété comme un effet Doppler-Fizeau, ce phénomène signifie que les galaxies s'éloignent de la nôtre. Hubble et Humason ont établi que leur vitesse de « fuite » (ou de « récession ») est proportionnelle à leur distance. Mais, notre galaxie n'occupant aucune position privilégiée dans l'Univers, ces observations indiquent en fait que les galaxies sont emportées dans un mouvement général de dilatation (ou d'« expansion ») de l'Univers. L'analyse dynamique de galaxies et d'amas de galaxies suggère que ces systèmes ont une masse beaucoup plus importante que leur contenu visible ne le laisse prévoir. La nature de cette matière cachée (appelée « matière sombre » ou « matière noire ») reste une énigme.
Selon les observations effectuées au cours des dernières décennies, les amas et les superamas de galaxies semblent se concentrer sur les « parois » d'immenses cellules dépourvues de matière. À grande échelle, l'Univers aurait ainsi une structure comparable à celle de la mousse de savon ou de la mousse de bière.
Les moyens d'observation actuels permettent de toujours mieux connaître l'Univers. Ainsi, le satellite Planck, observatoire spatial européen lancé en 2009, a pour mission de cartographier les infimes variations de température du fond diffus cosmologique (ou rayonnement fossile), qui constitue la plus ancienne image de l’Univers (380 000 ans après le big bang). En 2013, l'observatoire de radioastronomie ALMA a mis en évidence de très jeunes étoiles situées à 11 milliards d'années-lumière (elles témoignent de l'état de l'Univers un milliard d'années seulement après le big bang) et a détecté des molécules d'eau dans le milieu interstellaire à des distances considérables.

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