Les astrophysiciens du Service d’Astrophysique mènent depuis plusieurs années des travaux de pointe sur les phases précoces de la formation des étoiles dans les nuages interstellairess. Ces études prennent aujourd’hui un nouvel essor avec les projets Herschel et ArTéMIS, ainsi qu’un rôle grandissant des simulations numériques. Les études sur la formation des étoiles se complètent par celles sur les disques protoplanétaires où se forment et évoluent les exoplanètes. Plus près de nous, les planètes, et plus particulièrement les anneaux de Saturne, font aussi l’objet de spectaculaires avancées, grâce à la sonde Cassini.
Formation des étoiles dans les nuages interstellaires
Les études sur la formation stellaire s’attachent à rendre compte des mécanismes par lesquels les nuages de gaz interstellaire se contractent, s’effondrent sur eux-mêmes pour former des proto-amas, qui se fragmentent en cœurs pré-stellaires pour enfin donner naissance à des embryons d’étoiles, ou proto-étoiles (voir figures 1 et 2). Des observations dans l'infrarouge ont déjà permis de démontrer que la grande majorité des étoiles de notre Galaxie se forment en amas, mais ces observations ne permettent d’étudier que les étoiles ayant acquis l’essentiel de leur masse. À l’inverse, les géniteurs des étoiles (cœurs pré-stellaires, proto-étoiles et proto-amas) sont des corps très froids (~10 K). Leur rayonnement est essentiellement contenu dans la bande qui va de l’infrarouge lointain au submillimétrique, domaine d'exploration des radiotélescopes « submillimétriques » au sol (IRAM, APEX), de l’observatoire spatial Herschel et d’ALMA, le futur interféromètre millimétrique et submillimétrique de l’ESO au Chili.
À gauche : image à 2 µm de NGC7538, une région de formation d�étoiles massives. À droite : image à 1,2 mm avec Mambo-2 sur l�Iram. Trois nouveaux proto-amas de formation stellaire sont détectés au sud du complexe où l�émission infra-rouge est faible et l�émission submm/mm est intense. Des proto-étoiles massives (+), mises en évidence par la détection d�une émission maser méthanol, sont associées à chaque amas. Cette région sera étudiée par Herschel. (Crédit : Minier et Motte)
(a) : image continuum de poussières à 1,2 mm du proto-amas NGC 22264-C obtenue avec le télescope de 30 m de l�IRAM. Les c�urs principaux sont désignés par l�appellation CMM. (b) : diagramme position-vitesse, le long d�un axe passant par CMM2, CMM3, et CMM4. (c) : image de la « colonne densité synthétique » obtenue par les simulations hydrodynamiques faites au Dapnia. Les fragments sont notés SIM. (d) : diagramme position-vitesse obtenu par les simulations, le long d�un axe passant par SIM2, SIM3, SIM4. La résolution spatiale de cette image est identique à celle des observations avec le télescope de 30m. (Crédit Peretto et André)
Les travaux du SAp sur la formation stellaire sont fortement liés à deux projets expérimentaux d’envergure européenne : le télescope spatial Herschel et la caméra de bolomètres ArTéMiS. Le télescope Herschel est une mission de l’Agence spatiale européenne dédiée à l’observation de l'Univers dans le domaine infrarouge et submillimétrique. Herschel sera lancé en 2008 et deviendra alors, avec son miroir de 3,5 m de diamètre, le plus grand télescope jamais envoyé dans l'espace. Trois instruments seront à bord d’Herschel : PACS, SPIRE et HIFI. Le Dapnia a la charge de la construction de la caméra PACS et de l'électronique associée, ainsi que d’une part de l’électronique de la caméra SPIRE. Herschel consacrera une grande fraction de son temps à l’étude des mécanismes de formation des étoiles. L'objectif sera d’élucider le problème de l’origine de la distribution en masse des étoiles (IMF). Deux programmes clés coordonnés par des chercheurs du SAp seront dirigés à la fois vers l’étude des nuages interstellaires proches du système solaire (la Ceinture de Gould) pour en dresser une cartographie complète mais aussi vers des régions plus distantes dans le plan de la Galaxie, où se forment les étoiles massives. La grande sensibilité des instruments d’imagerie, couplée à la résolution spatiale offerte par le miroir de 3,5 m, permettra le recensement complet des cœurs pré-stellaires et des proto-amas. La modélisation des observations obtenues par Herschel permettra ensuite d’extraire des quantités physiques comme la température et la masse de ces objets et, par recoupements avec d’autres observations, d’avancer vers une élucidation de l’origine de l’IMF.
Les astrophysiciens du Dapnia ont également la responsabilité scientifique et technique du projet ArTéMiS dont l’objectif est la réalisation d’une caméra submillimétrique de grand format à matrices de bolomètres pour les télescopes au sol, à partir des technologies développées par le CEA pour PACS. Une première caméra prototype a été conçue pour fonctionner à la longueur d'onde de 450 micromètres. Elle a été testée avec succès en mars 2006 au foyer du télescope Kosma de l'observatoire du Gornergrat en Suisse, puis en mars 2007 sur le télescope APEX, antenne de 12 m qui prépare le futur interféromètre ALMA.
Disques protoplanétaires et formation des planètes
Les astrophysiciens du SAp étudient aussi les disques protoplanétaires où se forment et évoluent les exoplanètes, ces planètes tournant autour d'autres étoiles que le Soleil. Depuis une dizaine d’années la recherche d’exoplanètes a permis la détection de 200 candidats. Ces planètes se sont formées dans les disques de gaz et de poussière qui entourent les étoiles lorsqu’elles sont jeunes mais les circonstances exactes de leur formation sont encore inconnues. Pour en comprendre les processus, les astrophysiciens étudient les disques protoplanétaires en les observant dans le domaine infrarouge moyen (8.6 micromètres). À cette longueur d’onde l'émission de certaines molécules complexes dites PaH (Hydrocarbones aromatiques polycycliques) mélangées à la poussière domine le rayonnement. Ces molécules, chauffées par la lumière de l'étoile centrale, réémettent un rayonnement infrarouge qui permet de dresser une « carte » précise de la surface du disque.
Les travaux du SAp sur ces disques sont réalisés avec l’instrument VISIR (VLT Imageur et Spectromètre pour l'InfraRouge, installé sur le télescope VLT de l’ESO au Chili), conçu par le Dapnia et Astron (Pays-Bas). Placé au foyer d'un télescope géant de 8 mètres de diamètre, il permet de distinguer les détails les plus fins accessibles actuellement à un instrument d'imagerie. De récentes images avec VISIR ont révélé un disque étendu autour de l’étoile HD97048 qui est un bel exemple de disque protoplanétaire au début de sa vie.
À gauche : image en fausses couleurs de l'émission infrarouge, à 8.6 µm, de la matière entourant l'étoile HD 97048, obtenue par Visir. La comparaison avec l'image d'une étoile sans disque (en bas à gauche) montre que l'étoile HD97048 est entourée d'une structure qui s'étend au moins jusqu'à 370 unités astronomiques. À droite : le contour de l'émission infrarouge (en forme d'ellipse) est nettement décalé par rapport à la position de l'étoile (marquée par une flèche), indiquant que cette structure est un disque incliné. (Crédit Lagage et Pantin)
Planètes et les anneaux de Saturne
Les chercheurs du SAp mènent enfin des travaux sur les planètes et plus particulièrement sur les anneaux de Saturne. La sonde spatiale Cassini-Huygens est en orbite autour de Saturne depuis le 30 juin 2004. L'instrument CIRS (Composite InfraRed Spectrometer), fruit d'une collaboration internationale à laquelle participe le Dapnia, a pu mesurer la température des anneaux avec une précision jamais atteinte, d'abord sur la face « non éclairée » puis sur la face « éclairée » par le Soleil. Ces premières mesures amènent une constatation étonnante : les anneaux semblent avoir la même température côté « pile » (éclairé) et côté « face » (non éclairé). Cette propriété surprenante permet de mieux comprendre la nature des particules qui constituent les anneaux.
Les missions Pioneer et Voyager avaient déjà révélé que les anneaux de Saturne ont en fait une infinité de détails imbriqués les uns dans les autres, une structure dite « fractale ». Sur les images saisissantes de la mission Cassini, ils apparaissent comme une infinité de sillons plus ou moins brillants, un peu comme les sillons d’un disque en vinyle. En fait, si les anneaux étaient isolés de toute influence, ils ne devraient présenter aucune structure, êtres homogènes et s’étaler doucement. Mais en réalité, ils sont perturbés en permanence par les nombreux petits satellites de Saturne, et ce sont les forces de gravitation exercées par ces petites lunes qui « forgent » cette dentelle infinie de structures dans les anneaux. Au moment de sa mise en orbite, la sonde Cassini a fait un survol au-dessus des anneaux, à moins de 60 000 km d’altitude et par endroits à seulement 16 000 km (par comparaison, le diamètre de Saturne est de 120 000 km et celui des anneaux 300 000 km), nous révélant ainsi de nouvelles structures à très haute résolution jusqu’ici jamais observées.
Une vue étonnante de l�anneau F de Saturne, prise le 29 octobre 2004 par la caméra à petit champ de Cassini. La perturbation introduite par le petit satellite Prométhée (visible au centre) provoque des « ponts » de matière qui se forment entre l�anneau et le satellite. Une fois ces ponts rompus, reste alors une sorte de cicatrice qui zèbre l�anneau à l�endroit de la rencontre. Les images de Cassini révèlent cependant que toutes traces de destruction sont éliminées en moins de 3 mois, comme si l�anneau avait cette étrange capacité de se réparer tout seul. Les plus fins détails sont ici de 940 mètres. (Crédit NASA/ESA)
Simulations de la formation des nuages interstellaires
La composante d'hydrogène atomique (HI) du gaz interstellaire, est d'une importance primordiale pour notre compréhension de la structuration et de l'évolution du milieu interstellaire. Si, du fait de la nature multiphasique de ce gaz, des difficultés numériques importantes ont rendu longtemps impossible son traitement adéquat, les moyens actuels permettent des avancées significatives. Nous avons pu simuler, avec une très haute résolution, des écoulements bidimensionnels turbulents et multiphasiques, pour mieux comprendre les conséquences de ces deux phénomènes sur l'écoulement du gaz, ainsi que leur influence sur la formation des nuages moléculaires. En effet, il est naturel de penser que la première étape de la formation d'un nuage moléculaire est la création de condensations de gaz atomique froid et relativement dense (CNM). Cette étude nous a permis de faire le lien entre la quantité de structures denses formées et la turbulence, de caractériser le spectre de masse des structures formées N(m) ~ m-1.7, et de proposer des modèles semi-analytiques pour expliquer ces comportements.
maj : 13-11-2008 (1789)
