Astronomie

Comment les astronomes détectent-ils les « métaux » dans une étoile ? Si les atomes sont vraisemblablement complètement ionisés ?

Comment les astronomes détectent-ils les « métaux » dans une étoile ? Si les atomes sont vraisemblablement complètement ionisés ?


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Les atomes et les molécules émettent généralement leurs longueurs d'onde caractéristiques en raison des niveaux d'énergie des électrons…

Les noyaux complètement ionisés (« nus ») absorbent-ils et/ou émettent-ils des rayonnements électromagnétiques ?

Si oui, à quel type de longueur d'onde ? Principalement visible, IR et UV comme le reste de l'étoile ?


Vous avez raison de dire que les raies d'émission et d'absorption caractéristiques que nous voyons dans les spectres des étoiles proviennent d'électrons liés à des atomes effectuant des transitions entre différents niveaux d'énergie. C'est possible parce que les éléments de la photosphère d'une étoile sont ne pas entièrement ionisé. L'hydrogène - l'élément le plus facile à ioniser complètement car son noyau n'a qu'une charge de +1 - est assez fortement ionisé dans les étoiles les plus chaudes (étoiles O), c'est pourquoi ces étoiles ont des raies d'hydrogène faibles dans leur spectre.

Les atomes complètement ionisés (noyaux nus) n'absorbent ni n'émettent de rayonnement électromagnétique dans les parties du spectre où les étoiles émettent la plus grande partie de leur lumière. Ils peuvent absorber des photons de très haute énergie (rayons gamma avec des énergies de millions d'électrons-volts) qui ont assez d'énergie pour exciter leurs niveaux d'énergie nucléaire, mais les photosphères des étoiles ne sont pas assez chaudes pour émettre ce type de rayonnement (et comme indiqué précédemment , les atomes ne sont pas complètement ionisés de toute façon).

De nombreuses étoiles ont des éléments dans leurs photosphères qui sont partiellement ionisé, mais les raies spectrales que nous voyons de ces atomes proviennent toujours des électrons liés restants. Par exemple, Ca II (calcium ionisé simple, avec 19 électrons au lieu de 20) a des raies fortes dans la partie violette du spectre du Soleil.


Comme l'a souligné la réponse @ELNJ, les atomes entièrement ionisés à la surface de l'étoile ne le sont pas. Il ne fait pas assez chaud. Les noyaux en étoile sont un autre cas, mais nous ne les voyons généralement pas. Là, la pression et la température rendent impossible l'existence des atomes habituels.

Les atomes et les molécules émettent généralement leurs longueurs d'onde caractéristiques en raison des niveaux d'énergie des électrons…

Oui, ils le font. Ils absorbent également leurs longueurs d'onde caractéristiques, au hasard.

Dans les étoiles, la plupart des raies spectrales que nous voyons sont d'absorption - une longueur d'onde caractéristique manquante (ou affaiblie) sur un fond de zone plus ou moins plate. Les étoiles avec de fortes raies d'émission sont rares.

Les noyaux complètement ionisés (« nus ») absorbent-ils et/ou émettent-ils des rayonnements électromagnétiques ? Si oui, à quel type de longueur d'onde ? Principalement visible, IR et UV comme le reste de l'étoile ?

Ils font. Ils (principalement des électrons, les noyaux sont négligés dans les calculs simples) diffusent des photons, ils émettent donc un rayonnement thermique. C'est le fond thermique plat où nous voyons les lignes d'absorption superposées.

Les noyaux ont leurs propres niveaux excités avec des raies caractéristiques dans le spectre des rayons gamma, mais il ne fait pas assez chaud à la surface de l'étoile pour les exciter.

Ici vous avez un spectre visible agrandi du Soleil : (crédit https://scied.ucar.edu/image/sun-spectrum )

Chacune de ces lignes noires peut être attribuée à un élément chimique dans un état d'ionisation.


20.2 Gaz interstellaire

Le gaz interstellaire, selon l'endroit où il se trouve, peut être aussi froid que quelques degrés au-dessus du zéro absolu ou aussi chaud qu'un million de degrés ou plus. Nous commencerons notre voyage dans le milieu interstellaire en explorant les différentes conditions dans lesquelles nous trouvons du gaz.

Régions de l'hydrogène ionisé (H II) : gaz près des étoiles chaudes

Certaines des photographies astronomiques les plus spectaculaires montrent du gaz interstellaire situé près des étoiles chaudes (Figure 20.3). La raie la plus forte dans la région visible du spectre de l'hydrogène est la raie rouge de la série Balmer 1 (comme expliqué dans le chapitre sur le rayonnement et les spectres) cette raie d'émission représente la lueur rouge caractéristique dans les images comme la figure 20.3.

Les étoiles chaudes sont capables de chauffer le gaz à proximité à des températures proches de 10 000 K. Le rayonnement ultraviolet des étoiles ionise également l'hydrogène (rappelez-vous que lors de l'ionisation, l'électron est complètement séparé du proton). Un tel proton détaché ne restera pas seul pour toujours lorsque des électrons attractifs seront autour de lui, captera un électron libre, redevenant un hydrogène neutre. Cependant, un tel atome neutre peut alors absorber à nouveau le rayonnement ultraviolet et recommencer le cycle. À un moment typique, la plupart des atomes à proximité d'une étoile chaude sont à l'état ionisé.

L'hydrogène étant le constituant principal du gaz interstellaire, on caractérise souvent une région de l'espace selon que son hydrogène est neutre ou ionisé. Un nuage d'hydrogène ionisé est appelé région H II. (Les scientifiques qui travaillent avec des spectres utilisent le chiffre romain I pour indiquer qu'un atome est neutre, des chiffres romains de plus en plus élevés sont utilisés pour chaque étape supérieure d'ionisation. H II fait donc référence à l'hydrogène qui a perdu un électron Fe III est du fer avec deux électrons disparu.)

Les électrons qui sont capturés par les noyaux d'hydrogène descendent en cascade à travers les différents niveaux d'énergie des atomes d'hydrogène sur leur chemin vers le niveau le plus bas, ou état fondamental. Lors de chaque transition vers le bas, ils cèdent de l'énergie sous forme de lumière. Le processus de conversion du rayonnement ultraviolet en lumière visible est appelé fluorescence. Le gaz interstellaire contient d'autres éléments que l'hydrogène. Beaucoup d'entre eux sont également ionisés à proximité d'étoiles chaudes, ils captent alors des électrons et émettent de la lumière, tout comme l'hydrogène, ce qui permet aux astronomes de les observer. Mais généralement, la raie rouge de l'hydrogène est la plus forte, et c'est pourquoi les régions H II sont rouges.

Une lumière fluorescente sur Terre fonctionne selon les mêmes principes qu'une région fluorescente H II. Lorsque vous allumez le courant, les électrons entrent en collision avec des atomes de vapeur de mercure dans le tube. Le mercure est excité à un état de haute énergie à cause de ces collisions. Lorsque les électrons des atomes de mercure retournent à des niveaux d'énergie inférieurs, une partie de l'énergie qu'ils émettent se présente sous la forme de photons ultraviolets. Ceux-ci, à leur tour, frappent un écran enduit de phosphore sur la paroi interne du tube lumineux. Les atomes de l'écran absorbent les photons ultraviolets et émettent de la lumière visible lorsqu'ils tombent en cascade parmi les niveaux d'énergie. (La différence est que ces atomes dégagent une plus large gamme de couleurs de lumière, qui se mélangent pour donner la lueur blanche caractéristique des lumières fluorescentes, tandis que les atomes d'hydrogène dans une région H II dégagent un ensemble de couleurs plus limité.)

Nuages ​​d'hydrogène neutre

Les étoiles très chaudes nécessaires pour produire des régions H II sont rares, et seule une petite fraction de la matière interstellaire est suffisamment proche de ces étoiles chaudes pour être ionisées par elles. La majeure partie du volume du milieu interstellaire est remplie d'hydrogène neutre (non ionisé). Comment fait-on pour le chercher ?

Malheureusement, les atomes d'hydrogène neutres à des températures typiques du gaz dans l'espace interstellaire n'émettent ni n'absorbent de lumière dans la partie visible du spectre. Ni, pour la plupart, les autres oligo-éléments qui sont mélangés à l'hydrogène interstellaire. Cependant, certains de ces autres éléments peuvent absorber lumière visible même à des températures interstellaires typiques. Cela signifie que lorsque nous observons une source lumineuse telle qu'une étoile chaude ou une galaxie, nous pouvons parfois voir des raies supplémentaires dans son spectre produites lorsque le gaz interstellaire absorbe la lumière à des fréquences particulières (voir Figure 20.4). Certaines des raies d'absorption interstellaire les plus fortes sont produites par le calcium et le sodium, mais de nombreux autres éléments peuvent également être détectés dans des observations suffisamment sensibles (comme discuté dans Rayonnement et spectres).

La première preuve d'absorption par les nuages ​​interstellaires est venue de l'analyse d'une étoile binaire spectroscopique (voir The Stars: A Celestial Census), publiée en 1904. Alors que la plupart des raies du spectre de cette étoile binaire sont passées alternativement de longueurs d'onde plus longues à plus courtes et De nouveau, comme on pouvait s'y attendre de l'effet Doppler pour les étoiles en orbite les unes autour des autres, quelques raies du spectre sont restées fixes en longueur d'onde. Étant donné que les deux étoiles se déplacent dans un système binaire, les lignes qui ne montraient aucun mouvement ont intrigué les astronomes. Les lignes étaient également particulières en ce qu'elles étaient beaucoup, beaucoup plus étroites que le reste des lignes, indiquant que le gaz qui les produisait était à très basse pression. Des travaux ultérieurs ont démontré que ces raies ne se sont pas du tout formées dans l'atmosphère de l'étoile, mais plutôt dans un nuage de gaz froid situé entre la Terre et l'étoile binaire.

Bien que ces observations et d'autres similaires aient prouvé qu'il y avait du gaz interstellaire, elles ne pouvaient pas encore détecter l'hydrogène, l'élément le plus courant, en raison de son manque de caractéristiques spectrales dans la partie visible du spectre. (La raie de Balmer de l'hydrogène est dans la gamme visible, mais seuls les atomes d'hydrogène excités la produisent. Dans le milieu interstellaire froid, les atomes d'hydrogène sont tous dans l'état fondamental et aucun électron n'est dans les niveaux d'énergie plus élevés nécessaires pour produire l'une ou l'autre émission ou des raies d'absorption dans la série de Balmer.) La détection directe de l'hydrogène a dû attendre le développement de télescopes capables de voir les changements à très basse énergie des atomes d'hydrogène dans d'autres parties du spectre. Les premières observations de ce type ont été faites à l'aide de radiotélescopes, et l'émission et l'absorption radio par l'hydrogène interstellaire restent l'un de nos principaux outils pour étudier les grandes quantités d'hydrogène froid dans l'univers à ce jour.

En 1944, alors qu'il était encore étudiant, l'astronome néerlandais Hendrik van de Hulst a prédit que l'hydrogène produirait une raie forte à une longueur d'onde de 21 centimètres. C'est une longueur d'onde assez longue, ce qui implique que l'onde a une fréquence et une énergie si basses qu'elle ne peut pas provenir d'électrons sautant entre les niveaux d'énergie (comme nous en avons discuté dans Radiation and Spectra). Au lieu de cela, de l'énergie est émise lorsque l'électron fait un flip, quelque chose comme un acrobate dans un cirque se redressant après s'être tenu sur la tête.

Le flip fonctionne comme ceci : un atome d'hydrogène se compose d'un proton et d'un électron liés ensemble. Le proton et l'électron agissent tous deux s'ils tournaient comme des toupies, et les axes de rotation des deux toupies peuvent être orientés dans la même direction (alignés) ou dans des directions opposées (anti-alignés). Si le proton et l'électron tournaient dans des directions opposées, l'atome dans son ensemble aurait une énergie très légèrement plus faible que si les deux spins étaient alignés (figure 20.5). Si un atome dans l'état d'énergie inférieure (tours opposés) acquiert une petite quantité d'énergie, alors les spins du proton et de l'électron pourraient être alignés, laissant l'atome légèrement état excité. Si l'atome perdait à nouveau la même quantité d'énergie, il retournerait à son état fondamental. La quantité d'énergie impliquée correspond à une onde d'une longueur d'onde de 21 centimètres, elle est donc connue sous le nom de Ligne de 21 centimètres.

Les atomes d'hydrogène neutres peuvent acquérir de petites quantités d'énergie lors de collisions avec d'autres atomes d'hydrogène ou avec des électrons libres. De telles collisions sont extrêmement rares dans les gaz clairsemés de l'espace interstellaire. Un atome individuel peut attendre des siècles avant qu'une telle rencontre n'aligne les spins de son proton et de son électron. Néanmoins, sur plusieurs millions d'années, une fraction importante des atomes d'hydrogène sont excités par une collision. (Là-bas dans un espace froid, c'est à peu près autant d'excitation qu'un atome en éprouve généralement.)

Un atome excité peut ensuite perdre son excès d'énergie soit en entrant en collision avec une autre particule, soit en émettant une onde radio d'une longueur d'onde de 21 centimètres. S'il n'y a pas de collisions, un atome d'hydrogène excité attendra en moyenne environ 10 millions d'années avant d'émettre un photon et de revenir à son état de plus faible énergie. Même si la probabilité qu'un seul atome émette un photon est faible, il y a tellement d'atomes d'hydrogène dans un nuage de gaz typique qu'ils produiront collectivement une raie observable à 21 centimètres.

Un équipement suffisamment sensible pour détecter la ligne de 21 cm d'hydrogène neutre est devenu disponible en 1951. Les astronomes néerlandais avaient construit un instrument pour détecter les ondes de 21 cm qu'ils avaient prédites, mais un incendie l'a détruit. En conséquence, deux physiciens de Harvard, Harold Ewen et Edward Purcell , ont fait la première détection (figure 20.6), bientôt suivie par les confirmations des Hollandais et d'un groupe en Australie. Depuis la détection de la raie de 21 cm, de nombreuses autres raies radio produites à la fois par des atomes et des molécules ont été découvertes (comme nous le verrons dans un instant), et celles-ci ont permis aux astronomes de cartographier le gaz neutre dans toute notre galaxie d'origine. Les astronomes ont également détecté du gaz interstellaire neutre, y compris l'hydrogène, à de nombreuses autres longueurs d'onde de l'infrarouge à l'ultraviolet.

Les observations radio modernes montrent que la majeure partie de l'hydrogène neutre de notre Galaxie est confinée à une couche extrêmement plate, de moins de 300 années-lumière d'épaisseur, qui s'étend sur tout le disque de la Voie lactée. Ce gaz a des densités allant d'environ 0,1 à environ 100 atomes par cm 3 , et il existe dans une large gamme de températures, d'environ 100 K (–173 °C) à environ 8 000 K. Ces régions de des gaz chauds et froids s'entremêlent, et la densité et la température en un point particulier de l'espace changent constamment.

Gaz interstellaire ultra-chaud

Alors que les températures de 10 000 K trouvées dans les régions H II peuvent sembler chaudes, elles ne sont pas la phase la plus chaude du milieu interstellaire. Une partie du gaz interstellaire est à une température d'un million degrés, même s'il n'y a pas de source de chaleur visible à proximité. La découverte de ce gaz interstellaire ultra-chaud a été une grande surprise. Avant le lancement d'observatoires astronomiques dans l'espace, qui pouvaient voir le rayonnement dans les parties ultraviolettes et X du spectre, les astronomes supposaient que la majeure partie de la région entre les étoiles était remplie d'hydrogène à des températures pas plus chaudes que celles trouvées dans les régions H II. Mais les télescopes lancés au-dessus de l'atmosphère terrestre ont obtenu des spectres ultraviolets contenant des raies interstellaires produites par des atomes d'oxygène qui ont été ionisés cinq fois. Dépouiller cinq électrons de leurs orbites autour d'un noyau d'oxygène nécessite beaucoup d'énergie. Des observations ultérieures avec des télescopes à rayons X en orbite ont révélé que la Galaxie est remplie de nombreuses bulles de gaz émettant des rayons X. Pour émettre des rayons X et contenir des atomes d'oxygène qui ont été ionisés cinq fois, le gaz doit être chauffé à des températures d'un million de degrés ou plus.

Les théoriciens ont maintenant montré que la source d'énergie produisant ces températures remarquables est l'explosion d'étoiles massives en fin de vie (Figure 20.7). De telles explosions, appelées supernovae, sera discuté en détail dans le chapitre sur La mort des étoiles. Pour l'instant, nous dirons simplement que certaines étoiles, en fin de vie, deviennent instables et explosent littéralement. Ces explosions projettent du gaz dans l'espace interstellaire à des vitesses de dizaines de milliers de kilomètres par seconde (jusqu'à environ 30 % de la vitesse de la lumière). Lorsque ce gaz éjecté entre en collision avec le gaz interstellaire, il produit des chocs qui chauffent le gaz à des millions ou des dizaines de millions de degrés.

Les astronomes estiment qu'une supernova explose environ tous les 100 ans quelque part dans la Galaxie. En moyenne, les chocs lancés par les supernovae balaient n'importe quel point de la Galaxie environ une fois tous les quelques millions d'années. Ces chocs maintiennent un espace interstellaire rempli de gaz à des températures de millions de degrés, et ils perturbent continuellement le gaz le plus froid, le maintenant en mouvement constant et turbulent.

Nuages ​​moléculaires

Quelques molécules simples dans l'espace, telles que CN et CH, ont été découvertes il y a des décennies parce qu'elles produisent des raies d'absorption dans le spectre de lumière visible des étoiles situées derrière elles. Lorsque des équipements plus sophistiqués pour obtenir des spectres dans les longueurs d'onde radio et infrarouge sont devenus disponibles, les astronomes - à leur grande surprise - ont également trouvé des molécules beaucoup plus complexes dans les nuages ​​interstellaires.

Tout comme les atomes laissent leurs « empreintes digitales » dans le spectre de la lumière visible, la vibration et la rotation des atomes au sein des molécules peuvent laisser des empreintes spectrales dans les ondes radio et infrarouges. Si nous étendons le rayonnement à de telles longueurs d'onde, nous pouvons détecter des raies d'émission ou d'absorption dans les spectres qui sont caractéristiques de molécules spécifiques. Au fil des ans, des expériences dans nos laboratoires nous ont montré les longueurs d'onde exactes associées aux changements de rotation et de vibration de nombreuses molécules communes, nous donnant un modèle de lignes possibles avec lesquelles nous pouvons maintenant comparer nos observations de la matière interstellaire.

La découverte de molécules complexes dans l'espace a été une surprise car la majeure partie de l'espace interstellaire est remplie de lumière ultraviolette provenant des étoiles, et cette lumière est capable de dissocier molécules (en les divisant en atomes individuels). Rétrospectivement, cependant, la présence de molécules n'est pas surprenante. Comme nous le verrons plus loin dans la section suivante, et nous l'avons déjà vu ci-dessus, l'espace interstellaire contient également des quantités importantes de poussière capable de bloquer la lumière des étoiles. Lorsque cette poussière s'accumule en un seul endroit, le résultat est un nuage sombre où la lumière ultraviolette des étoiles est bloquée et les molécules peuvent survivre. La plus grande de ces structures est créée là où la gravité rapproche le gaz interstellaire pour former des nuages ​​moléculaires géants, des structures aussi massives qu'un million de fois la masse du Soleil. Au sein de ceux-ci, la plupart de l'hydrogène interstellaire a formé la molécule H2 (hydrogène moléculaire). D'autres molécules plus complexes sont également présentes en quantités beaucoup plus faibles.

Les nuages ​​moléculaires géants ont des densités de centaines à milliers d'atomes par cm 3 , bien plus denses que l'espace interstellaire en moyenne. En conséquence, bien qu'ils ne représentent qu'une très petite fraction du volume de l'espace interstellaire, ils contiennent une fraction importante (20 à 30 %) de la masse totale du gaz de la Voie lactée. En raison de leur densité élevée, les nuages ​​moléculaires bloquent la lumière ultraviolette des étoiles, principal agent de chauffage de la plupart des gaz interstellaires. En conséquence, ils ont tendance à être extrêmement froids, avec des températures typiques proches de 10 K (-263 °C). Les nuages ​​moléculaires géants sont également les sites où se forment de nouvelles étoiles, comme nous le verrons ci-dessous.

C'est dans ces régions sombres de l'espace, protégées de la lumière des étoiles, que les molécules peuvent se former. Les réactions chimiques se produisant à la fois dans le gaz et à la surface des grains de poussière conduisent à des composés beaucoup plus complexes, dont des centaines ont été identifiés dans l'espace interstellaire. Parmi les plus simples d'entre eux sont l'eau (H2O), le monoxyde de carbone (CO), qui est produit par les incendies sur Terre, et l'ammoniac (NH3), dont vous reconnaissez l'odeur dans les produits ménagers puissants.Le monoxyde de carbone est particulièrement abondant dans l'espace interstellaire et est le principal outil utilisé par les astronomes pour étudier les nuages ​​moléculaires géants. Malheureusement, la molécule la plus abondante, H2, est particulièrement difficile à observer directement car dans la plupart des nuages ​​moléculaires géants, il fait trop froid pour émettre même aux longueurs d'onde radio. CO, qui tend à être présent partout où H2 est trouvé, est un bien meilleur émetteur et est souvent utilisé par les astronomes pour tracer l'hydrogène moléculaire.

Les molécules les plus complexes que les astronomes ont trouvées sont principalement des combinaisons d'atomes d'hydrogène, d'oxygène, de carbone, d'azote et de soufre. Beaucoup de ces molécules sont biologique (ceux qui contiennent du carbone et sont associés à la chimie du carbone de la vie sur Terre.) Ils comprennent le formaldéhyde (utilisé pour préserver les tissus vivants), l'alcool (voir l'encadré sur les cocktails dans l'espace) et l'antigel.

En 1996, des astronomes ont découvert l'acide acétique (le principal ingrédient du vinaigre) dans un nuage se trouvant dans la direction de la constellation du Sagittaire. Pour équilibrer l'aigre avec le sucré, un sucre simple (glycolaldéhyde) a également été trouvé. Les plus gros composés encore découverts dans l'espace interstellaire sont fullerènes, molécules dans lesquelles 60 ou 70 atomes de carbone sont disposés dans une configuration en forme de cage (voir Figure 20.8). Voir le tableau 20.1 pour une liste de quelques-unes des molécules interstellaires les plus intéressantes qui ont été trouvées jusqu'à présent.

Quelques molécules interstellaires intéressantes
Nom Formule chimique Utilisation sur Terre
Ammoniac NH3 Nettoyants ménagers
Formaldéhyde H2CO Liquide d'embaumement
Acétylène CH2H Combustible pour une torche de soudage
Acide acétique C2H2O4 L'essence du vinaigre
Alcool éthylique CH3CH2OH Fêtes de fin de semestre
Éthylène glycol HOCH2CH2OH Ingrédient antigel
Benzène C6H6 Anneau de carbone, ingrédient dans les vernis et les colorants

Les nuages ​​interstellaires froids contiennent également du cyanoacétylène (HC3N) et l'acétaldéhyde (CH3CHO), généralement considérés comme des points de départ pour acide aminé formation. Ce sont des éléments constitutifs des protéines, qui font partie des produits chimiques fondamentaux à partir desquels les organismes vivants sur Terre sont construits. La présence de ces molécules organiques n'implique pas que la vie existe dans l'espace, mais elle montre que les éléments constitutifs chimiques de la vie peuvent se former dans un large éventail de conditions dans l'univers. À mesure que nous en apprenons davantage sur la façon dont les molécules complexes sont produites dans les nuages ​​interstellaires, nous acquérons une meilleure compréhension des types de processus qui ont précédé le début de la vie sur Terre il y a des milliards d'années.

Lien vers l'apprentissage

Vous souhaitez en savoir plus sur les fullerènes, les buckyballs ou les buckminsterfullerenes (comme on les appelle) ? Regardez une brève vidéo du Jet Propulsion Laboratory de la NASA qui explique ce qu'ils sont et illustre comment ils ont été découverts dans l'espace.

Établir des connexions

Cocktails dans l'espace

Parmi les molécules que les astronomes ont identifiées dans les nuages ​​interstellaires se trouve l'alcool, qui se décline en deux variétés : l'alcool méthylique (ou de bois) et l'alcool éthylique (le genre que l'on trouve dans les cocktails). L'alcool éthylique est une molécule assez complexe, écrite par les chimistes comme C2H5OH. Il est assez abondant dans l'espace (relativement parlant). Dans les nuages ​​où il a été identifié, on détecte jusqu'à une molécule pour chaque m 3 . Le plus gros des nuages ​​(qui peut mesurer plusieurs centaines d'années-lumière de diamètre) contient suffisamment d'alcool éthylique pour produire 10 28 cinquièmes d'alcool.

Nous n'avons pas à craindre, cependant, que les futurs astronautes interstellaires deviennent des alcooliques interstellaires. Même si un vaisseau spatial était équipé d'un entonnoir géant d'un kilomètre de diamètre et pouvait le faire passer à travers un tel nuage à la vitesse de la lumière, il faudrait environ mille ans pour rassembler suffisamment d'alcool pour un martini standard.

De plus, les mêmes nuages ​​contiennent également de l'eau (H2O) molécules. Votre cuillère les ramasserait aussi, et il y en a beaucoup plus car elles sont plus simples et donc plus faciles à former. Pour le plaisir, un article astronomique a en fait calculé la preuve d'un nuage typique. Preuve est le rapport entre l'alcool et l'eau dans une boisson, où 0 preuve signifie toute l'eau, 100 preuve signifie la moitié de l'alcool et la moitié de l'eau, et 200 preuve signifie tout l'alcool. La preuve du nuage interstellaire n'était que de 0,2, pas assez pour être qualifiée de boisson forte

Notes de bas de page

    Les scientifiques appellent également cette raie Balmer rouge la raie H-alpha, alpha signifiant qu'il s'agit de la première raie spectrale de la série Balmer.

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    • Auteurs : Andrew Fraknoi, David Morrison, Sidney C. Wolff
    • Éditeur/site Web : OpenStax
    • Titre du livre : Astronomie
    • Date de parution : 13 octobre 2016
    • Lieu : Houston, Texas
    • URL du livre : https://openstax.org/books/astronomy/pages/1-introduction
    • URL de la section : https://openstax.org/books/astronomy/pages/20-2-interstellar-gas

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    Les bulles cosmiques révèlent les premières étoiles

    Les astronomes utilisant le télescope Mayall de l'observatoire national de Kitt Peak, un programme du Laboratoire national de recherche en astronomie optique-infrarouge de la NSF, ont identifié plusieurs bulles d'hydrogène gazeux ionisé par les étoiles dans les premières galaxies, à peine 680 millions d'années après le Big Bang. C'est la première preuve directe de la période où la première génération d'étoiles s'est formée et a commencé à réioniser l'hydrogène gazeux qui imprégnait l'Univers.

    Il y a eu une période au tout début de l'Univers - connue sous le nom d'"âge sombre cosmique" - où les particules élémentaires, formées lors du Big Bang, s'étaient combinées pour former de l'hydrogène neutre, mais aucune étoile ou galaxie n'existait encore pour éclairer l'Univers. Cette période a commencé moins d'un demi-million d'années après le Big Bang et s'est terminée avec la formation des premières étoiles. Alors que cette étape de l'évolution de notre Univers est indiquée par des simulations informatiques, les preuves directes sont rares.

    Maintenant, des astronomes utilisant l'imageur infrarouge NEWFIRM sur le télescope Mayall de 4 mètres de l'observatoire national de Kitt Peak du laboratoire national de recherche en astronomie optique-infrarouge (OIR Lab) de la NSF, ont signalé avoir photographié un groupe de galaxies, connu sous le nom d'EGS77 [1], qui contient ces premières étoiles. Leurs résultats ont été annoncés lors d'une conférence de presse tenue aujourd'hui lors de la 235e réunion de l'American Astronomical Society (AAS) à Honolulu, Hawai'i.

    "Le jeune Univers était rempli d'atomes d'hydrogène, qui atténuent tellement la lumière ultraviolette qu'ils bloquent notre vision des premières galaxies", a déclaré James Rhoads du Goddard Space Flight Center de la NASA à Greenbelt, Maryland, qui a présenté les résultats lors de la conférence de presse de l'AAS. "EGS77 est le premier groupe de galaxies pris en flagrant délit de dissiper ce brouillard cosmique."

    L'équipe a commencé par une étude d'imagerie conçue pour détecter les galaxies à fort décalage vers le rouge et a combiné ces données avec des images correspondantes prises par le télescope spatial Hubble. Cela a permis à l'équipe de calculer ce que l'on appelle un redshift photométrique, un proxy pour estimer la distance. À ces décalages vers le rouge, la lumière d'une galaxie est complètement décalée de la plage de longueurs d'onde à laquelle l'œil humain est sensible (le spectre visible) vers des longueurs d'onde plus longues (infrarouges). Les critères de sélection des galaxies candidates lointaines comprenaient une détection claire de celles-ci dans les filtres infrarouges spéciaux à bande étroite utilisés avec NEWFIRM sur le télescope Mayall de 4 mètres et une non-détection complète dans les bandes de filtres optiques à plus courte longueur d'onde utilisées par Hubble. "La découverte des deux galaxies les plus faibles du groupe n'a été possible que grâce au filtre spécial à bande étroite utilisé avec NEWFIRM", a déclaré le chef d'équipe Vithal Tilvi, chercheur à l'Arizona State University à Tempe.

    "La lumière intense des galaxies peut ioniser l'hydrogène gazeux environnant, formant des bulles qui permettent à la lumière des étoiles de voyager librement", a déclaré Tilvi. "EGS77 a formé une grande bulle qui permet à sa lumière de voyager jusqu'à la Terre sans trop d'atténuation. Finalement, des bulles comme celles-ci se sont développées autour de toutes les galaxies et ont rempli l'espace intergalactique, ouvrant la voie à la lumière pour traverser l'Univers."

    EGS77 a été découvert dans le cadre de l'enquête Cosmic Deep And Wide Narrowband (Cosmic DAWN), pour laquelle Rhoads est le chercheur principal. L'équipe a photographié une petite zone de la constellation de Boötes à l'aide d'un filtre sur mesure sur l'imageur infrarouge à champ extrêmement large (NEWFIRM) de l'Observatoire national d'astronomie optique. Ron Probst, un membre de l'équipe DAWN qui a également aidé à développer NEWFIRM, ajoute : « Ces résultats montrent la valeur du maintien d'instruments dans nos observatoires nationaux qui sont puissants et peuvent s'adapter de manière flexible pour poursuivre de nouvelles questions scientifiques, des questions qui n'avaient peut-être pas été à l'esprit. quand un instrument a été construit à l'origine."

    Une fois identifiés, les distances et donc les âges de ces galaxies ont été confirmés avec des spectres pris avec le spectrographe MOSFIRE au télescope Keck I à l'observatoire W. M. Keck sur Maunakea à Hawai'i. Les trois galaxies présentent de fortes raies d'émission d'hydrogène Lyman alpha à un décalage vers le rouge (z = 7,7), ce qui signifie que nous les voyons environ 680 millions d'années après le Big Bang. La taille de la bulle ionisée autour de chacun a été dérivée d'une modélisation informatique. Ces bulles se chevauchent spatialement, mais sont suffisamment grandes (environ 2,2 millions d'années-lumière) pour que les photons alpha de Lyman soient décalés vers le rouge avant d'atteindre la limite de la bulle et puissent ainsi s'échapper indemnes, permettant aux astronomes de les détecter.

    "Nous nous attendions à ce que les bulles de réionisation de cette époque de l'histoire cosmique soient rares et difficiles à trouver", a déclaré Sangeeta Malhotra, un collaborateur de la NASA GSFC, "donc la confirmation de cette transition est importante". Cette « aube cosmique », l'état intermédiaire entre un Univers neutre et un Univers ionisé, est quelque chose qui a été prédit. De telles découvertes sont rendues possibles par la disponibilité d'instruments astronomiques puissants capables de sonder l'Univers d'une manière inimaginable par les générations précédentes d'astronomes.

    [1] EGS, ou Extended Groth Strip, est une région imagée par HST en 2005 elle correspond à une étroite bande de ciel de la largeur d'un doigt tenu à bout de bras. Il y a au moins 50 000 galaxies connues dans la bande.

    Plus d'information

    Cette recherche sera présentée dans un article à venir et est actuellement sur le point d'être acceptée.

    L'équipe de recherche est composée de :

    V. Tilvi, School of Earth and Space Exploration, Arizona State University, Tempe, AZ S. Malhotra, Astrophysics Science Division, Goddard Space Flight Center, Greenbelt, MD JE Rhoads, Astrophysics Science Division, Goddard Space Flight Center, Greenbelt A. Coughlin , Chandler-Gilbert Community College, Chandler, AZ Z. Zheng, CAS Key Laboratory for Research in Galaxies and Cosmology, Shanghai Astronomical Observatory, Shangha, République populaire de Chine SL Finkelstein, Department of Astronomy, University of Texas at Austin, Austin, TX S. Veilleux, Department of Astronomy and Joint Space-Science Institute, University of Maryland, College Park, MD B. Mobasher, Department of Physics and Astronomy, University of California, Riverside, CA J. Wang, CAS Key Laboratory for Research in Galaxies et cosmologie, Département d'astronomie, Université des sciences et technologies de Chine, Hefei, Anhui, République populaire de Chine Rob Probst, NOAO, 950 N. Cherry Avenue, Tucson, AZ 85719.

    Le National Optical-Infrared Astronomy Research Laboratory de la NSF, le centre américain d'astronomie optique-infrarouge au sol, exploite l'observatoire international Gemini, l'observatoire national de Kitt Peak (KPNO), l'observatoire interaméricain Cerro Tololo (CTIO), le Community Science and Data Centre (CSDC) et le Grand Télescope Synoptique (LSST). Il est géré par l'Association des universités pour la recherche en astronomie (AURA) dans le cadre d'un accord de coopération avec la NSF et a son siège à Tucson, en Arizona. La communauté astronomique est honorée d'avoir l'opportunité de mener des recherches astronomiques sur Iolkam Du'ag (Kitt Peak) en Arizona, sur Maunakea à Hawai'i et sur Cerro Tololo et Cerro Pachón au Chili. Nous reconnaissons et reconnaissons le rôle culturel très important et le respect que ces sites ont pour la nation Tohono O'odham, la communauté autochtone hawaïenne et les communautés locales au Chili, respectivement.


    Comment les astronomes détectent-ils les « métaux » dans une étoile ? Si les atomes sont vraisemblablement complètement ionisés ? - Astronomie

    Q : Les astronomes étudient la dégradation de la lumière pour déterminer la composition d'un
    étoile non?? d'accord . je comprends que . donc si une étoile est entièrement faite de
    un matériau qui a du sens. . mais les étoiles sont faites de beaucoup de choses, pourtant elles
    émettre un type de lumière. . comment les astronomes déterminent-ils la répartition de
    lumière lorsque la lumière est causée par de nombreux éléments.

    R : Les raies spectrales de nombreux éléments peuvent apparaître dans le même spectre, et
    étant donné que les éléments émettent tous des lignes à des longueurs d'onde complètement différentes, vous ne
    tendance à confondre une ligne avec une autre. Par exemple, vous pouvez obtenir un spectre
    ça ressemble à quelque chose comme :

    Et vous pourriez être en mesure de dire : « Eh bien, je peux dire que ces deux premières lignes sont
    du calcium, et les 3e, 6e et 8e le sont aussi. 4, 5 et 6 sont causés par
    l'hélium, et 7 et 9 sont causés par l'argon.
    déterminations en recherchant quelles lignes sont causées par l'hélium, le calcium
    et de l'argon, et en comparant ces lignes avec ce que vous observez réellement.

    Q : Si nous utilisons le spectre pour nous dire de quoi est fait quelque chose ainsi que
    pour savoir comment il se déplace, comment les astronomes font-ils la différence entre
    les deux quand ils regardent le même spectre de lumière ?

    R : Bonne question ! Habituellement, la quantité de redshift ou de blueshift est assez faible,
    donc ça ne nous embrouille pas trop. Les astronomes peuvent reconnaître le *modèle* de
    raies spectrales et dites : " Bon sang ! C'est le schéma causé par l'hydrogène. C'est
    juste un peu changé."

    Exemple : Disons qu'il existe un élément appelé « ploopium ». Si le spectre
    de ploopium dans un laboratoire ressemble à ceci

    puis le spectre décalé vers le rouge du ploopium s'éloignant de l'observateur
    ressemblerait à quelque chose comme

    Donc, le modèle est le même, juste déplacé un peu.

    Dans quelques semaines, nous étudierons des objets exotiques appelés quasars. Quand ils étaient
    étudiés pour la première fois vers la fin des années 50 et le début des années 60, on pensait qu'ils
    peut être fait de trucs vraiment bizarres, car aucune des raies spectrales
    étaient familiers. Puis quelqu'un a compris que les raies spectrales étaient, en
    en fait, les lignes d'hydrogène, mais *vraiment* se sont décalées vers le rouge par rapport à l'endroit où elles étaient habituellement
    sont sur le spectre. Cela signifiait que les quasars s'éloignaient tous de
    nous *vraiment* vite, mais le *modèle* des lignes d'hydrogène (en d'autres termes le
    l'espacement relatif entre une ligne et la suivante) est resté le même, mais le
    tout le motif a été déplacé vers l'extrémité rouge du spectre.

    Q : Je peux voir comment un système binaire tourne autour de l'autre, mais comment faire plus
    que 2 étoiles fonctionnent? Et le livre dit que de tels systèmes sont très courants mais
    Je ne vois pas ce que cela devrait être ainsi.

    R : Les étoiles, comme les chiots, ont tendance à naître dans des portées. (Heureusement, contrairement
    chiots, ils ne font pas caca partout et n'ont pas besoin d'être stérilisés.) Mais depuis
    les étoiles naissent en amas, elles se forment souvent assez près de leurs voisines
    qu'ils deviennent liés par leur attraction gravitationnelle mutuelle. Cette
    C'est pourquoi les binaires et les trinaires sont assez courants. Quand tu as plus d'un
    étoile liée gravitationnellement à une autre, elles orbiteront toutes autour de la
    centre de masse commun.

    A propos, il y a un amas d'étoiles nouveau-nées (ce genre d'amas est
    appelé « amas ouvert ») visible à nos yeux nus dans le ciel du soir !
    C'est ce qu'on appelle les Pléiades (prononcé PLEE-uh-deez). Voici comment le trouver :
    Trouvez d'abord Orion. C'est une constellation assez importante dans le sud
    partie du ciel en début de soirée. Regarde les trois étoiles dans Orion
    ceinture. Imaginez que ces trois étoiles forment une ligne. Suivez cette ligne
    à droite d'Orion. La première étoile que vous trouverez le long de cette ligne est la
    la géante rouge Aldebaran dans la constellation du Taureau. Continuez à regarder vers la droite.
    La prochaine chose que vous verrez, ce sont les Pléiades. Aldebaran a presque raison
    entre Orion et les Pléiades dans le ciel :

    Q : Aussi, une sorte de question générale : quand les astronomes suivent des étoiles sur
    le cours des mois et des années (pour les mesures de parallaxe ou d'étoile binaire
    période d'orbites) comment parviennent-ils à retrouver exactement le même ?
    Les étoiles ne bougeront-elles pas et ne se confondront-elles pas avec d'autres étoiles ? j'imagine avec
    ordinateurs, il est plus facile de les suivre, mais il semble que les gens soient assez étonnants
    pourrait suivre les millions d'étoiles.

    R : Historiquement, ce genre de chose se faisait en étudiant des plaques photographiques.
    En d'autres termes, les photographies des étoiles ont été prises à plusieurs mois d'intervalle.
    La plupart des étoiles sont trop éloignées pour détecter un décalage de parallaxe. Alors qu'est-ce que les astronomes
    a fait était de regarder à quel point les étoiles les plus proches semblaient se déplacer avec respect
    aux plus éloignés.

    Voici un exemple de ce qu'ils ont pu voir :

    Photographie prise en décembre :

    Photographie de la même partie du ciel prise en juin :

    La plupart des étoiles n'ont pas semblé bouger, mais deux d'entre elles l'ont fait. Pouvez
    vous repérez lesquels ? Des deux, lequel est le plus proche de nous ?

    Q : Pourquoi les étoiles variables existent-elles et qu'est-ce qui les fait changer ?

    R : Certaines étoiles sont variables parce qu'elles réagissent à la saleté
    jeté sur eux par un compagnon binaire.

    D'autres sont des variables régulières et pulsantes (qui n'ont rien à voir avec
    'pulsars') Lorsque certaines étoiles manquent d'hydrogène et quittent le
    séquence pour devenir des géantes rouges, elles passent par une phase où elles ne sont pas
    entièrement stable.

    Je citerai l'explication de ce phénomène dans "Astronomy Today" par
    Chaisson et McMillan :

    "La structure de toute étoile est déterminée en grande partie par la facilité avec laquelle
    le rayonnement peut voyager du noyau à la photosphère - c'est-à-dire par le
    opacité de l'intérieur, le degré auquel le gaz gêne le passage
    de lumière à travers elle. Si l'opacité augmente, le rayonnement devient piégé, le
    la pression interne augmente et l'étoile 'gonfle'. Si l'opacité diminue,
    la radiation peut s'échapper plus facilement et l'étoile rétrécit. Selon la théorie,
    dans certaines circonstances, une étoile peut se déséquilibrer et entrer dans un état
    dans lequel le flux de rayonnement fait d'abord augmenter l'opacité - rendant
    l'étoile se dilate, se refroidit et diminue en luminosité -- puis tombe,
    conduisant aux pulsations que nous observons."

    Q : Pouvez-vous s'il vous plaît expliquer les classes spectrales stellaires et ce qu'est chacune d'elles ?

    R : L'une des premières façons dont les astronomes ont classé les étoiles était
    les raies étaient les plus importantes dans le spectre des étoiles. Voici une ventilation
    de ce qu'est chaque classe spectrale : (Ne mémorisez pas cela)

    O : Lignes HeII fortes (HeII est de l'hélium ionisé)
    Lignes HeI modérément fortes (HeI est de l'hélium non ionisé)
    B: lignes HeI fortes
    Lignes Hydrogen Balmer fortes
    A: les lignes de Balmer les plus fortes
    Les lignes CaII (calcium ionisé) se renforcent
    F : Les lignes CaII continuent de se renforcer
    Les lignes de Balmer continuent de s'affaiblir
    Des lignes FeI (fer) et CrI (chrome) apparaissent
    G : Des lignes CaII encore plus fortes
    FeI et autres lignes métalliques plus fortes
    K : les lignes CaII les plus fortes
    Spectre dominé par les raies causées par les métaux
    M : Les lignes métalliques restent fortes
    Spectre dominé par des raies moléculaires, telles que
    TiO (oxyde de titane).

    Les astronomes ont découvert plus tard qu'il existe une relation directe entre
    quelles lignes étaient les plus fortes (et les plus faibles) et la température du
    Star. Par exemple, les étoiles de type A ont juste la bonne température pour là
    être une forte probabilité de trouver des atomes d'hydrogène tels que les électrons
    sont au 2ème niveau d'énergie. Les lignes Balmer (qui ont été nommées d'après le
    célèbre physicien, Hugo M. Line) sont causées par de tels atomes d'hydrogène. Pour les deux
    étoiles plus froides et plus chaudes, il est moins probable de trouver de tels atomes d'hydrogène dans le
    deuxième niveau d'énergie. Ainsi, même s'il y a beaucoup d'hydrogène dans toutes les étoiles,
    les raies de Balmer sont plus faibles dans les étoiles qui ne sont pas de type A.

    Q : Je ne sais toujours pas exactement comment les raies d'absorption se forment sur le
    spectre. Je comprends comment les "lire" et leur signification, ainsi
    comme ce qui les cause dans un sens général. Cependant, la section intitulée « Comment
    La température affecte le spectre d'une étoile" commence à entrer dans quels éléments
    former quelles lignes et comment (c'est-à-dire que la lumière est absorbée lorsque son énergie correspond
    la différence d'énergie entre 2 orbites d'électrons) les lignes sont formées.
    Pourrais-tu simplifier un peu ? Cela aiderait beaucoup. Merci!

    R : Le soleil agit comme un corps noir. Cela signifie qu'il veut émettre de la lumière dans un
    arc-en-ciel continu, ce qui signifie qu'il veut émettre à toutes les longueurs d'onde possibles
    dans une certaine gamme, rouge, bleu, vert, vous l'appelez ! Mais cette lumière doit passer
    à travers l'atmosphère solaire. Considérez le petit Charlie-Atom dans le solaire
    atmosphère. Cet atome pourrait avoir un électron à un niveau d'énergie faible. Il
    sautera à un niveau d'énergie plus élevé si un photon avec JUSTE LA BONNE ÉNERGIE
    vient le long. Si le photon a trop peu ou trop d'énergie, le
    l'électron l'ignorera. Disons que ce sont des photons verts qui viennent de
    la bonne énergie pour propulser l'électron vers des énergies plus élevées. Comme le
    la lumière arc-en-ciel du soleil traverse les atomes, la lumière verte
    sont absorbés, mais les autres couleurs passeront sans être inquiétées :

    . . . .
    violet ---> .. .. . ---> violet
    bleu ---> . .. .. . . ---> bleu
    vert ---> . . .. .
    jaune ---> . . . . ---> jaune
    orange ---> .. . . . . ---> orange
    rouge ---> . . .. . ---> rouge
    . . .
    \_______ _______/
    /
    Atomes absorbant les photons verts

    Ainsi, lorsque vous passez la lumière émergente à travers le prisme, il lui manque le
    couleur verte dans son spectre. Il n'y a que du noir là-bas.

    Une figure bien plus jolie que celle ci-dessus montre la même chose dans votre livre. je suis
    je ne sais pas sur quelle page parce que mon collègue de bureau a emprunté ma copie du
    livre.

    Q : Pourriez-vous expliquer comment mesurer le mouvement d'une étoile à l'aide du décalage Doppler.
    Je pense que j'ai essentiellement le concept de décalage Doppler mais c'est encore un peu flou.
    Je ne suis pas clair sur les concepts derrière la formule.

    R : Lambda est le symbole habituellement utilisé pour désigner la longueur d'onde. Puisque je ne peux pas
    tapez des lettres grecques, je vais utiliser la lettre « L » à la place.

    Soit Lo (lire 'L-naught') dénoter la longueur d'onde d'une raie spectrale
    comme on l'observe en laboratoire. C'est ce qu'on appelle la "longueur d'onde de repos"
    puisque, dans un laboratoire, ni le gaz émettant la lumière, ni l'équipement
    mesurer la lumière est en mouvement.

    Soit L la longueur d'onde de la même raie spectrale telle qu'elle est en réalité
    observé. Si l'émetteur ne bouge pas par rapport à l'observateur, L va
    égal à Lo. Cependant, si l'émetteur s'éloigne de l'observateur, L
    sera plus grand que Lo, c'est-à-dire que L sera « décalé vers le rouge » depuis le passage à plus grand
    longueurs d'onde signifie se rapprocher de la couleur rouge sur le spectre). Si
    l'émetteur se déplace vers l'observateur, L sera plus court que Lo, c'est-à-dire
    la lumière sera 'blueshifted.' Nous pouvons comparer L et Lo, alors, à
    déterminer à quelle vitesse l'émetteur de lumière se déplace par rapport à la
    observateur utilisant la formule

    où v est la vitesse de l'émetteur et c est la vitesse de la lumière.

    Si vous faites un peu d'algèbre à cette formule, vous obtenez

    Vous pouvez interpréter cette formule comme suit : La longueur d'onde observée L
    est égal à la longueur d'onde émise Lo plus un petit terme de correction
    proportionnelle à la vitesse v de l'émetteur. Si v = 0, alors L = Lo,
    ce qui a du sens.

    Q : Je viens de lire la section du chapitre 12 sur la loi Stefan-Boltzman et je suis
    assez confus. Ils disent que la méthode est déroutante mais l'idée est
    assez simple. Je suppose qu'il me manque quelque chose. Pourriez-vous expliquer
    son importance sur ce que nous faisons réellement en classe. Aussi, est-ce
    pour mesurer le rayon ou la luminosité ?

    A : La loi de Stefan-Boltzman vous dit quelle est la luminosité d'un corps noir
    aimer. Ça dit:

    Lorsque vous jetez les constantes, vous obtenez

    L est proportionnel à R^2 * T^4.

    Cela signifie que plus votre corps noir est gros et chaud, plus il est lumineux
    ce sera.

    Ceci est très utile aux astronomes pour calculer le rayon d'une étoile :

    Étape 1 : Utilisez la parallaxe ou une autre méthode pour obtenir la distance d
    à une étoile.
    Étape 2 : Utilisez la distance d, la luminosité b et la loi de l'inverse des carrés
    pour calculer la luminosité L.
    Étape 3 : Utilisez la courbe du corps noir et la loi de Wien pour calculer la température T.
    Étape 4 : Utilisez la température T et la luminosité L pour calculer le rayon R
    en utilisant la loi de Stefan-Boltzman.

    Q : Quelle est la différence entre "d" dans le
    Équation de luminosité vs le R dans la luminosité
    équation?

    A : d signifie 'distance' R signifie 'rayon'.

    Q : quand une étoile massive explose, qu'est-ce qui détermine si elle forme un neutron
    étoile ou elle forme un trou noir ? est une étoile à neutrons juste un trou noir qui
    n'est pas aussi dense ?

    R : Alors que les étoiles à neutrons et les trous noirs sont des objets exotiques très denses
    (et assez chouette aussi, si vous me demandez !), ce n'est pas la même chose.
    Les trous noirs ont tellement de force gravitationnelle autour d'eux que la lumière ne peut pas
    leur échapper, ce n'est pas vrai pour les étoiles à neutrons.

    Qu'est-ce qui détermine s'il reste des étoiles à neutrons ou des trous noirs après une
    la supernova est la quantité de masse qui reste. S'il fait moins de 2 ou 3 solaires
    masses, ce sera une étoile à neutrons. Si c'est plus, il y aura assez de masse
    s'effondrer en un trou noir.

    Divers facteurs peuvent déterminer s'il reste suffisamment de masse pour
    un trou noir ou pas. Un facteur important est la quantité de l'étoile qui explose
    est constitué d'éléments lourds.

    Quand une étoile explose, elle libère une énorme quantité d'énergie (et je ne parle pas
    à propos d'un misérable je-juste-en-avais-beaucoup-trop-de-chalupas-à-Taco-Bell, je
    signifie une vraie BUTTLOAD !) Une partie de cette énergie sert à faire exploser l'étoile pour
    morceaux. Une partie de cette énergie sert à briser des atomes lourds en
    les plus petits. Si trop d'énergie sert à briser les atomes, et pas assez
    en emportant l'étoile, une partie du matériau de l'étoile peut retomber sur le
    noyau, le rendant suffisamment massif pour devenir un trou noir.

    Q : Serait-il plus facile de mesurer la parallaxe d'une étoile depuis un autre endroit de notre
    système solaire? Par exemple, de Jupiter. cela ferait-il une différence ?

    R : Très perspicace ! Il serait en effet plus facile depuis Jupiter de mesurer
    la parallaxe d'une étoile. N'oubliez pas que l'étoile semble changer de position, non pas parce que
    elle-même est en mouvement, mais parce que NOUS sommes, ici sur Terre. Si nous étions à
    Jupiter, le changement de position apparente d'une étoile changerait encore plus
    puisque l'orbite de Jupiter est beaucoup plus large que l'orbite de la Terre.

    Q : Pourquoi les raies d'absorption dans le spectre d'une étoile chaude sont-elles espacées en un
    schéma?

    A: Le motif est causé par les niveaux d'énergie des atomes dans l'étoile
    atmosphère. Si tous les atomes avaient des niveaux d'énergie également espacés, tous
    les raies spectrales que nous voyons seraient régulièrement espacées. Étant donné que les niveaux d'énergie
    ne sont pas arrangés aussi proprement, pas plus que les raies spectrales.

    Q : Petite question. Comment, exactement, sont la température d'une étoile et la
    lié à la luminosité ? Je pense que la relation avait quelque chose à voir avec T^4,
    mais je ne vois pas comment sont les unités de température et de luminosité
    réconcilié.

    R : La loi de Stefan-Boltzmann dit

    Ainsi, plus l'étoile est chaude, plus elle est lumineuse. Les unités fonctionnent parce que
    des unités de sigma.

    Q : --C'est plus une question de clarification, mais lorsque nous analysons les émissions
    et les spectres d'absorption, nous utilisons UNIQUEMENT le modèle d'onde
    (électromagnétique) de la lumière, correct, et PAS le modèle particulaire (photons) ?--

    A : En fait, nous devons accepter les deux ! Pour tenir compte de l'absorption
    ou émission d'un photon, il faut accepter de pouvoir compter les photons,
    ce qui signifie qu'ils ressemblent à des particules. Mais le fait qu'ils aient des longueurs d'onde
    qui peuvent être écartés par un prisme signifie qu'ils sont aussi en forme de vague.

    Q : Tom, pouvez-vous clarifier quelque chose pour moi. je pense que je
    entendu le professeur dire que le rayonnement a à voir avec
    le neutron quittant le noyau et libérant de l'énergie.
    Est-ce vrai? Et aussi, actuellement y a-t-il des remèdes
    pour le rayonnement, d'une personne se trouve dans un
    zone radiative ?

    R : Le mot « radiation » a généralement l'une des deux significations suivantes. La première utilisation,
    et celui utilisé le plus souvent par les astronomes, désigne tout type d'électromagnétique
    vague. Le rayonnement EM comprend les ondes radio, les micro-ondes, l'infrarouge, la lumière visible,
    ultraviolets, rayons X et rayons gamma.

    L'autre sens de « rayonnement » signifie « ce qui est émis par quelque chose
    qui est radioactif. En d'autres termes, cela s'applique aux choses avec un

    symbole qui lui est associé.

    Les trois types de rayonnement émis par les substances radioactives sont
    rayons alpha (noyaux d'hélium de haute énergie), rayons bêta (électrons de haute énergie
    ou positons) et les rayons gamma (photons de haute énergie).

    Parfois, dans les éléments radioactifs, le noyau se désintègre en un plus léger
    élément et dans le processus dégagent une paricule alpha. je
    Je crois que c'est ce dont parlait le professeur Basri.

    Quant aux remèdes à l'empoisonnement par rayonnement. Je ne suis pas un expert, mais je pense
    il existe des médicaments qui vous aident à atténuer les effets à court terme des radiations,
    comme les nausées. Cependant, les effets à long terme comme le cancer continuent, malheureusement,
    n'ont pas de remède.

    Q : Oh, et le temps ensoleillé m'a fait penser à cela
    idée que si vous portez des vêtements blancs, les vêtements
    refléter toutes les longueurs d'onde et vous laisser un peu
    glacière. Cela m'a juste frappé que le spectre visible est
    seulement une infime partie de la lumière du soleil, et cette chaleur vient
    sous forme de longueurs d'onde infrarouges. Donc même si un
    la personne porte des vêtements blancs, les vêtements ne combattront pas
    beaucoup de chaleur, n'est-ce pas, parce que l'infrarouge est
    toujours là?

    R : Heureusement pour nous, notre atmosphère bloque la plupart des longueurs d'onde de la lumière
    qui ne sont pas dans le domaine visible, y compris beaucoup d'infrarouges (mais pas tous).
    Il est possible, cependant, que votre t-shirt blanc rebondisse par infrarouge
    photons aussi efficacement qu'il rebondit sur les photons visibles.

    Ne jetez pas votre climatiseur et blanchissez tous vos vêtements pour rester
    parfaitement cool, cependant! Vous ne pouvez rien faire contre le fait que la lumière du soleil
    réchauffe l'air, et l'air peut alors transférer la chaleur à votre belle, propre
    t-shirt blanc juste en le touchant !

    Q : Je ne comprends pas très bien comment mesurer la parallaxe d'une étoile à l'aide d'un
    étoile binaire. Quelle est la bonne procédure pour cela ?

    R : Vous n'avez pas besoin d'une étoile binaire pour mesurer sa parallaxe, juste une étoile proche.
    (Proche, dans ce cas, signifie à moins de 200 années-lumière). En regardant
    où l'étoile semble être lorsque la Terre est d'un côté de son orbite autour
    le soleil, puis de l'autre côté, on peut trianguler la position de l'étoile.

    Q : Si vous ne pouvez pas obtenir la masse réelle d'une étoile à partir d'un binaire spectroscopique
    système pourquoi est-il utile?

    R : Vous pouvez toujours obtenir quelques éléments utiles :

    1. Le RATIO des masses des deux étoiles
    2. UNE LIMITE INFERIEURE sur la masse totale des deux étoiles.

    Par exemple, après avoir étudié certains binaires, et l'astronome pourrait proclamer,
    "Eh bien, je ne sais pas ce que sont les masses individuelles. Mais je sais que celle-là
    des étoiles est trois fois plus massive que l'autre, et que le
    deux d'entre eux ensemble sont au moins quatre fois plus massifs que le soleil ! j'ai
    gagné une barre Snickers !"

    Q : S'il y avait une petite étoile plus brillante qu'une grande étoile, alors
    si la grande étoile était devant la petite, ce système serait-il
    plus faible que si c'était l'inverse.

    R : Exact ! Quand c'est l'inverse (comme si c'était dans tes devoirs)
    et la grande étoile est plus brillante, ça devient un peu plus compliqué.

    Deux choses entrent en jeu ici :

    1. Quelle étoile est intrinsèquement plus brillante ?
    2. Dans quelle mesure la plus grande étoile est-elle éclipsée lorsque la petite
    on passe devant ?

    Même si la plus grosse étoile est la plus brillante, ne serait-ce qu'une petite fraction de celle-ci
    est bloqué lorsque la petite étoile est devant, alors la luminosité baisse le
    le plus lorsque la plus grande étoile est devant.

    Q : quel est le moyen le plus simple de déterminer la masse relative et la taille d'une étoile à partir d'un
    Diagramme H-R ?

    R : Pour déterminer la masse, s'il s'agit d'une étoile de la séquence principale, il vous suffit d'utiliser le
    relation masse-luminosité, L = M^3 (où L doit être dans les luminosités solaires
    et M doit être en masses solaires). Si ce n'est pas une star de la séquence principale, c'est beaucoup
    plus délicat.

    Pour prendre la taille, rappelez-vous qu'en montant et vers la droite sur le diagramme HR
    la taille devient plus grande. Il y a une photo dans ton livre (je ne connais pas la page)
    qui montre une ligne de rayon constant à travers le diagramme HR. Ces lignes
    courir en diagonale, de haut et de gauche à bas et à droite.

    Q : Pourquoi des atomes similaires, (hydrogène et) hélium par exemple, ont-ils des
    intensités dans leurs raies spectrales, ne devraient-elles pas toutes être identiques ?

    R : Chaque atome, molécule et ion a un ensemble complètement différent
    des niveaux d'énergie possibles disponibles pour ses électrons. Même si deux
    les atomes peuvent avoir un nombre similaire d'électrons, de neutrons et de protons, leur
    les niveaux d'énergie seront toujours complètement différents.

    Q : Si les géantes rouges peuvent éventuellement devenir des trous noirs, où apparaissent-elles sur le
    Diagramme H-R ?

    R : Les trous noirs n'ont pas de luminosité, ils n'apparaîtraient donc pas sur le diagramme HR.

    Q : voici ma question. Je ne comprends pas clairement comment la température affecte un
    spectre de l'étoile et comment les éléments abondants peuvent créer des raies spectrales faibles.

    R : Voici une citation des solutions que j'ai écrites pour l'ensemble de problèmes 5 :

    "Vous pouvez également déterminer la température d'une étoile en regardant quelle absorption
    les lignes sont dans son spectre et leur force. Par exemple, considérons le
    Lignes Balmer. Ces raies spectrales sont causées par l'hydrogène à la surface d'une étoile.
    Plus précisément, les raies d'absorption de Balmer se produisent parce que les atomes d'hydrogène dans lesquels le
    les électrons sont au 2ème niveau d'énergie absorbent les photons, excitant les électrons
    à un niveau d'énergie plus élevé. Ainsi pour qu'une star ait des lignes Balmer, il faut qu'il y ait
    beaucoup d'hydrogène avec des électrons au 2e niveau d'énergie présents au niveau de l'étoile
    surface. Mais si l'étoile est trop froide, les atomes à sa surface ne seront pas très
    excité, et vous aurez tendance à trouver des électrons uniquement dans le 1er niveau d'énergie la plupart des
    le temps. D'un autre côté, si l'étoile est trop chaude, alors les électrons
    ont tendance à être déjà excités, voire dépouillés des noyaux d'hydrogène, et
    vous ne verrez jamais une ligne Balmer. Ainsi, pour voir une ligne de Balmer, la température
    doit être, comme dirait Boucle d'or, juste. Ceci est vrai pour *tout* donné
    ligne spectrale. Donc tout ce que nous avons à faire est de regarder quelles raies spectrales sont
    présents et qui ne le sont pas afin de déterminer à quelle température l'étoile doit
    soit pour qu'il en soit ainsi."

    Q : Aussi, je me demandais si vous pouviez expliquer l'éclipse des étoiles binaires.

    R : C'est un gros sujet. Que voudriez-vous savoir?

    Q : Qu'arrive-t-il à l'étoile partenaire lorsque l'une des étoiles binaires devient une supernova ?
    Je veux dire, est-ce que ça explose aussi ?

    A : Il n'exploserait pas non plus. Habituellement, il continuerait d'évoluer comme il le ferait
    avoir autrement. Peut-être, s'il interceptait et absorbait une partie de la masse
    soufflé de l'étoile qui explose, il évoluerait plus vite, car il aurait
    augmenté en masse, et plus une étoile est massive, plus elle évolue vite.

    Q : Supposons que la Terre se transforme en une géante rouge et finisse par engloutir
    Mercure comme le prédisent les astronomes. Je me demande, alors que le soleil s'étend dans un rouge
    Géant et grandit, cela signifie-t-il que sa masse augmente ? Si oui, notre Soleil aurait-il
    une nouvelle limite de Roche définie, "dénudant" ainsi les planètes au lieu de
    les engloutir en premier ?

    R : Le soleil ne gagnera pas de masse lorsqu'il s'étendra, il deviendra simplement
    moins dense. Il n'y aura donc pas d'augmentation de la limite de roche du soleil. Donc
    au lieu d'être déchirée par les forces de marée, la Terre sera simplement
    frit à un croustillant. Oh mec!

    Q : Je m'interrogeais sur les classes spectrales des étoiles. Comment le
    premiers astronomes ou quiconque a eu l'idée de classer
    les classes d'étoiles. Je sais que la classe spectrale est déterminée par le
    spectre, mais d'où ont-ils obtenu les lettres, O B A F G K M. ont-ils
    juste l'inventer ?

    A : Annie Jump Cannon, qui a travaillé à Harvard au début de ce siècle (et c'est
    encore du 20e siècle jusqu'au 1/1/2001 !) spectres catégorisés à l'origine
    en type A, type B, type C, etc. Comme compréhension des spectres stellaires
    ont grandi, les types ont été regroupés (c'est pourquoi nous avons 8 types de spectres
    au lieu de 26) et les types ont été placés dans un ordre plus logique, ayant
    à voir avec la température des étoiles. Au final, il nous reste
    O, B, A, F, G, K, M et L.

    Q : Comment se fait-il que certaines étoiles soient plus froides que d'autres mais plus lumineuses, et
    d'autres sont plus chauds que d'autres mais plus faibles ?

    R : La luminosité dépend également du rayon. Même si les géantes rouges sont cool au
    surface, ils sont énormes ! Ils sont donc très lumineux. Et des naines blanches
    commencer vraiment chaud (après tout, ce sont les noyaux laissés par les stars qui
    perdent leurs couches externes, et le noyau est la partie la plus chaude de l'étoile), mais
    ils sont plutôt minables (environ la taille de la Terre) donc même s'ils sont chauds,
    ils sont faibles.

    Q : Je me demandais comment la constante de Stefan-Boltzmann est-elle dérivée ?

    A : La valeur de la constante S-B a probablement été déterminée en premier lieu en calculant
    faire remarquer que pour les corps noirs, L est proportionnel à R^2 * T^4, puis faire
    des expériences en laboratoire pour déterminer quelle était la constante de proportionnalité.

    Q : Pouvons-nous dire à quel point l'étoile est chaude en regardant le
    couleurs sur son spectre? Donc si le spectre a plus
    violet et bleu dessus, cela signifie qu'il fait plus chaud que le
    spectre d'une étoile avec plus de rouge dessus ?

    R : Oui ! Pour une réponse détaillée à cette question, voir la solution à #4 de
    devoir #5.

    Q : Avec quelles formules est-il important qu'un corps se rapproche ou s'éloigne
    de toi?

    R : Si la version de la formule Doppler que vous utilisez est

    et vous obtenez v < 0, cela signifie que la vitesse est vers vous. Si vous obtenez
    v > 0, la vitesse est loin de vous.

    Ensuite, vous obtiendrez un v positif dans les deux cas. Afin de comprendre
    si c'est vers ou loin de vous, vous devez déterminer si le doppler
    l'effet est le décalage vers le rouge ou le décalage vers le bleu de la lumière (c'est-à-dire les longueurs d'onde
    paraissant plus gros ou plus court ?)

    Q : Chapitre 12 : Pourriez-vous expliquer exactement comment vous pouvez déterminer la masse à partir de
    binaires spectroscopiques. Je sais que tu l'as fait en discussion mais j'ai oublié.

    R : Vous ne pouvez pas déterminer les masses individuelles à partir de binaires spectroscopiques.

    Vous pouvez déterminer le rapport des masses. Vous pouvez mesurer le
    vitesses de chaque étoile en utilisant le décalage Doppler. Le rapport des vitesses
    vous indiquera alors le rapport des masses. (C'est parce que plus
    massive l'étoile, plus elle orbitera lentement autour de l'autre.)

    Vous pouvez également obtenir une limite inférieure pour les masses. Vous connaissez la composante du
    vitesse se dirigeant vers vous (en regardant les décalages Doppler des étoiles)
    et vous pouvez mesurer la période des orbites. En connaissant les périodes et
    vitesses, vous pouvez avoir une idée de la taille de l'orbite. Utilisation de la taille
    de l'orbite et de la période, vous pouvez obtenir une limite inférieure à la masse totale.

    Vous ne pouvez cependant pas calculer exactement la masse totale, car vous ne savez pas
    l'inclinaison de l'orbite du binaire par rapport à nous.

    Q : Chapitre 13 : Comment les naines blanches génèrent-elles de l'énergie ? Est-ce du simple fait de
    contraction? Qu'arrive-t-il aux naines blanches lorsqu'elles brûlent ? Des nains noirs ?

    R : Une fois qu'une étoile est au stade de naine blanche, elle ne génère pas vraiment de
    plus d'énergie. Il brille simplement parce qu'il fait chaud ! Rappelez-vous que le noyau est par
    de loin la partie la plus chaude d'une étoile, et les noyaux des géantes rouges sont extrêmement chauds !
    Lorsque la géante rouge arrête de fusionner dans le noyau et se débarrasse de sa nébuleuse planétaire,
    ce qui reste est le noyau chaud. C'est la naissance d'une naine blanche.

    Une façon de penser aux naines blanches est de les comparer avec les brûleurs sur un
    cuisinière électrique. Imaginez que vous allumiez le brûleur à « élevé ». Au bout d'un moment le
    le brûleur deviendra très chaud et s'allumera. Maintenant, éteignez le brûleur. le
    le brûleur brillera encore pendant un certain temps, et vous ne voulez certainement pas le toucher
    parce que vous savez qu'il fait encore chaud, malgré le fait que vous l'ayez éteint.
    De même, la naine blanche brille parce qu'elle est chaude, même si elle est tournée
    off (en ce sens qu'il n'y a plus de fusion nucléaire générant de nouveaux
    énergie).

    Après un certain temps (des milliards d'années) la naine blanche se refroidira en rayonnant
    toute son énergie dans l'espace, et vous vous retrouverez avec une atmosphère fraîche et sombre,
    boule de carbone et d'oxygène. C'est ce qu'on appelle une naine noire.


    Les astronomes détectent les premières étoiles qui jaillissent de l'âge des ténèbres cosmique

    Cette interprétation montre des bulles ionisées formées par trois galaxies dans l'amas de galaxies EGS77. Crédit : V. Tilvi et al./Laboratoire de recherche en astronomie optique-infrarouge de la National Science Foundation/KPNO/AURA

    Les astronomes utilisant le télescope Mayall de l'observatoire national de Kitt Peak, un programme du Laboratoire national de recherche en astronomie optique-infrarouge de la NSF, ont identifié plusieurs bulles d'hydrogène gazeux ionisé par les étoiles dans les premières galaxies, à peine 680 millions d'années après le Big Bang. C'est la première preuve directe de la période où la première génération d'étoiles s'est formée et a commencé à réioniser l'hydrogène gazeux qui imprégnait l'univers.

    Il y a eu une période au tout début de l'univers - connue sous le nom d'« âges sombres cosmiques » - où les particules élémentaires, formées lors du Big Bang, s'étaient combinées pour former de l'hydrogène neutre, mais aucune étoile ou galaxie n'existait encore pour éclairer l'univers. Cette période a commencé moins d'un demi-million d'années après le Big Bang et s'est terminée avec la formation des premières étoiles. Bien que cette étape de l'évolution de notre univers soit indiquée par des simulations informatiques, les preuves directes sont rares.

    Maintenant, des astronomes utilisant l'imageur infrarouge NEWFIRM sur le télescope Mayall de 4 mètres de l'observatoire national de Kitt Peak du laboratoire national de recherche en astronomie optique-infrarouge (OIR Lab) de la NSF, ont signalé avoir photographié un groupe de galaxies, connu sous le nom d'EGS77, qui contient ces premières étoiles. EGS, ou Extended Groth Strip, est une région imagée par HST en 2005 elle correspond à une étroite bande du ciel de la largeur d'un doigt tenu à bout de bras. Il y a au moins 50 000 galaxies connues dans la bande. Leurs résultats ont été annoncés lors d'une conférence de presse tenue aujourd'hui lors de la 235e réunion de l'American Astronomical Society (AAS) à Honolulu, Hawai'i.

    "Le jeune univers était rempli d'atomes d'hydrogène, qui atténuent tellement la lumière ultraviolette qu'ils bloquent notre vision des premières galaxies", a déclaré James Rhoads du Goddard Space Flight Center de la NASA à Greenbelt, Maryland, qui a présenté les résultats lors de la conférence de presse de l'AAS. "EGS77 est le premier groupe de galaxies pris en flagrant délit de dissiper ce brouillard cosmique."

    L'équipe a commencé par une étude d'imagerie conçue pour détecter les galaxies à fort décalage vers le rouge et a combiné ces données avec des images correspondantes prises par le télescope spatial Hubble. Cela a permis à l'équipe de calculer ce que l'on appelle un redshift photométrique, un proxy pour estimer la distance. À ces décalages vers le rouge, la lumière d'une galaxie est complètement décalée de la plage de longueurs d'onde à laquelle l'œil humain est sensible (le spectre visible) vers des longueurs d'onde plus longues (infrarouges). Les critères de sélection des galaxies candidates lointaines comprenaient une détection claire de celles-ci dans les filtres infrarouges spéciaux à bande étroite utilisés avec NEWFIRM sur le télescope Mayall de 4 mètres et une non-détection complète dans les bandes de filtres optiques à plus courte longueur d'onde utilisées par Hubble. "La découverte des deux galaxies les plus faibles du groupe n'a été possible que grâce au filtre spécial à bande étroite utilisé avec NEWFIRM", a déclaré le chef d'équipe Vithal Tilvi, chercheur à l'Arizona State University à Tempe.

    "La lumière intense des galaxies peut ioniser l'hydrogène gazeux environnant, formant des bulles qui permettent à la lumière des étoiles de voyager librement", a déclaré Tilvi. "EGS77 a formé une grande bulle qui permet à sa lumière de voyager vers la Terre sans trop d'atténuation. Finalement, des bulles comme celles-ci se sont développées autour de toutes les galaxies et ont rempli l'espace intergalactique, ouvrant la voie à la lumière pour traverser l'univers."

    EGS77 a été découvert dans le cadre de l'enquête Cosmic Deep And Wide Narrowband (Cosmic DAWN), pour laquelle Rhoads est le chercheur principal. L'équipe a photographié une petite zone de la constellation de Boötes à l'aide d'un filtre sur mesure sur l'imageur infrarouge à champ extrêmement large (NEWFIRM) de l'Observatoire national d'astronomie optique. Ron Probst, un membre de l'équipe DAWN qui a également aidé à développer NEWFIRM, ajoute : « Ces résultats montrent la valeur du maintien d'instruments dans nos observatoires nationaux qui sont puissants et peuvent s'adapter de manière flexible pour poursuivre de nouvelles questions scientifiques, des questions qui n'avaient peut-être pas été à l'esprit. quand un instrument a été construit à l'origine."

    Une fois identifiés, les distances et donc les âges de ces galaxies ont été confirmés avec des spectres pris avec le spectrographe MOSFIRE au télescope Keck I à l'observatoire W. M. Keck sur Maunakea à Hawai'i. Les trois galaxies présentent de fortes raies d'émission d'hydrogène Lyman alpha à un décalage vers le rouge (z = 7,7), ce qui signifie que nous les voyons environ 680 millions d'années après le Big Bang. La taille de la bulle ionisée autour de chacun a été dérivée d'une modélisation informatique. Ces bulles se chevauchent spatialement, mais sont suffisamment grandes (environ 2,2 millions d'années-lumière) pour que les photons alpha de Lyman soient décalés vers le rouge avant d'atteindre la limite de la bulle et puissent ainsi s'échapper indemnes, permettant aux astronomes de les détecter.

    "Nous nous attendions à ce que les bulles de réionisation de cette époque de l'histoire cosmique soient rares et difficiles à trouver", a déclaré Sangeeta Malhotra, un collaborateur de la NASA GSFC, "donc la confirmation de cette transition est importante". Cette « aube cosmique », l'état intermédiaire entre un univers neutre et un univers ionisé, est quelque chose qui a été prédit. De telles découvertes sont rendues possibles par la disponibilité d'instruments astronomiques puissants qui peuvent sonder l'univers d'une manière inimaginable par les générations précédentes d'astronomes.

    Cette recherche sera présentée dans un article à venir et est actuellement sur le point d'être acceptée.


    Des astronomes découvrent de l'or cosmique et confirment l'origine des métaux précieux dans les fusions d'étoiles à neutrons

    La première détection d'ondes gravitationnelles issues de la fusion cataclysmique de deux étoiles à neutrons, et l'observation de la lumière visible au lendemain de cette fusion, répondent enfin à une question de longue date en astrophysique : d'où viennent les éléments les plus lourds, allant de l'argent à d'autres métaux à l'uranium, proviennent?

    Sur la base de la luminosité et de la couleur de la lumière émise après la fusion, qui correspondent étroitement aux prédictions théoriques des physiciens de l'Université de Californie, de Berkeley et du Lawrence Berkeley National Laboratory, les astronomes peuvent désormais affirmer que l'or ou le platine de votre alliance a probablement été forgé. lors de la fusion brève mais violente de deux étoiles à neutrons en orbite quelque part dans l'univers.

    Il s'agit de la première détection d'une fusion d'étoiles à neutrons par les détecteurs du Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory (LIGO) aux États-Unis, dont les dirigeants ont reçu le prix Nobel de physique il y a deux semaines, et le détecteur Virgo en Italie. LIGO avait déjà détecté des ondes gravitationnelles provenant de quatre fusions de trous noirs et Virgo une, mais de tels événements devraient être complètement sombres. C'est la première fois que de la lumière associée à une source d'ondes gravitationnelles est détectée.

    "Nous travaillons depuis des années pour prédire à quoi ressemblerait la lumière d'une fusion de neutrons", a déclaré Daniel Kasen, professeur agrégé de physique et d'astronomie à l'UC Berkeley et scientifique au Berkeley Lab. "Maintenant, cette spéculation théorique a soudainement pris vie."

    La fusion d'étoiles à neutrons, baptisée GW170817, a été détectée le 17 août et immédiatement télégraphiée aux observateurs du monde entier, qui ont braqué leurs petits et grands télescopes sur la région du ciel d'où elle venait. Les ondulations dans l'espace-temps mesurées par LIGO/Virgo suggèrent une fusion d'étoiles à neutrons, puisque chaque étoile du binaire pesait entre 1 et 2 fois la masse de notre soleil. Hormis les trous noirs, les étoiles à neutrons sont les objets les plus denses connus dans l'univers. Ils sont créés lorsqu'une étoile massive épuise son carburant et s'effondre sur elle-même, comprimant une masse comparable à celle du soleil dans une sphère de seulement 10 miles de diamètre.

    Seulement 1,7 seconde après l'enregistrement des ondes gravitationnelles, le télescope spatial Fermi a détecté une courte rafale de rayons gamma provenant de la même région, preuve que des jets concentrés d'énergie sont produits lors de la fusion des étoiles à neutrons. Moins de 11 heures plus tard, les observateurs ont aperçu pour la première fois la lumière visible de la source. Il a été localisé dans une galaxie connue, NGC 4993, située à environ 130 millions d'années-lumière de la Terre en direction de la constellation de l'Hydre.

    La détection d'une fusion d'étoiles à neutrons était surprenante, car les étoiles à neutrons sont beaucoup plus petites que les trous noirs et leurs fusions produisent des ondes gravitationnelles beaucoup plus faibles que les fusions de trous noirs. Selon Eliot Quataert, professeur d'astronomie et de physique à Berkeley, "Nous nous attendions à ce que LIGO trouve une fusion d'étoiles à neutrons dans les années à venir, mais la voir si proche - pour les astronomes - et si brillante en lumière normale a dépassé toutes nos attentes les plus folles. Et, plus étonnant encore, il s'avère que la plupart de nos prédictions sur ce à quoi ressembleraient les fusions d'étoiles à neutrons vues par les télescopes normaux étaient justes !"

    Les observations LIGO/Virgo des ondes gravitationnelles et la détection de leur contrepartie optique seront discutées lors d'une conférence de presse à 10 h HAE le lundi 16 octobre au National Press Club à Washington, DC Simultanément, plusieurs dizaines d'articles discutant des observations seront être publié en ligne par Nature, La science et le Journal d'astrophysique Des lettres.

    Genèse des éléments

    Alors que l'hydrogène et l'hélium se sont formés lors du Big Bang il y a 13,8 milliards d'années, des éléments plus lourds comme le carbone et l'oxygène se sont formés plus tard dans le cœur des étoiles par fusion nucléaire d'hydrogène et d'hélium. Mais ce processus ne peut construire que des éléments jusqu'au fer. La fabrication des éléments les plus lourds nécessite un environnement spécial dans lequel les atomes sont bombardés à plusieurs reprises par des neutrons libres. Comme les neutrons adhèrent aux noyaux atomiques, des éléments plus haut dans le tableau périodique sont construits.

    Où et comment ce processus de production d'éléments lourds se produit a été l'une des questions les plus anciennes en astrophysique. L'attention récente s'est tournée vers les fusions d'étoiles à neutrons, où la collision des deux étoiles projette des nuages ​​de matière riche en neutrons dans l'espace, où elles pourraient s'assembler en éléments lourds.

    Les spéculations selon lesquelles les astronomes pourraient voir la lumière à partir d'éléments aussi lourds remontent aux années 1990, mais l'idée avait surtout pris de la poussière jusqu'en 2010, lorsque Brian Metzger, alors étudiant diplômé fraîchement diplômé à l'UC Berkeley, maintenant professeur d'astrophysique à l'Université Columbia, a co-écrit un article avec Quataert et Kasen dans lequel ils ont calculé la radioactivité des débris d'étoiles à neutrons et estimé sa luminosité pour la première fois.

    "Alors que le nuage de débris s'étend dans l'espace", a déclaré Metzger, "la désintégration des éléments radioactifs le maintient chaud, le faisant briller".

    Metzger, Quataert, Kasen et leurs collaborateurs ont montré que cette lumière provenant des fusions d'étoiles à neutrons était environ mille fois plus brillante que les explosions de nova normales dans notre galaxie, les motivant à nommer ces éclairs exotiques "kilonovae".

    Pourtant, des questions fondamentales demeuraient quant à savoir à quoi ressemblerait réellement une kilonova.

    "Les débris de fusion d'étoiles à neutrons sont des choses étranges - un mélange de métaux précieux et de déchets radioactifs", a déclaré Kasen.

    Les astronomes ne connaissant aucun phénomène comparable, Kasen et ses collaborateurs ont dû se tourner vers la physique fondamentale et résoudre des équations mathématiques décrivant comment la structure quantique des atomes lourds détermine comment ils émettent et absorbent la lumière.

    Jennifer Barnes, une boursière postdoctorale Einstein à Columbia, a travaillé en tant qu'étudiante diplômée de Berkeley avec Kasen pour faire certaines des premières prédictions détaillées de ce à quoi devrait ressembler une kilonova.

    "Lorsque nous avons calculé les opacités des éléments formés lors d'une fusion d'étoiles à neutrons, nous avons trouvé beaucoup de variations. Les éléments les plus légers étaient optiquement similaires aux éléments trouvés dans les supernovae, mais les atomes les plus lourds étaient plus de cent fois plus opaques que ce que nous "sont habitués à voir dans les explosions astrophysiques", a déclaré Barnes. "Si des éléments lourds sont présents dans les débris de la fusion, leur opacité élevée devrait donner aux kilonovae une teinte rougeâtre."

    "Je pense que nous avons déçu toute la communauté astrophysique lorsque nous l'avons annoncé pour la première fois", a déclaré Kasen. "Nous prédisions qu'une kilonova devrait être relativement faible et plus rouge que le rouge, ce qui signifie que ce serait une chose incroyablement difficile à trouver. Du côté positif, nous avions défini un pistolet fumant - vous pouvez dire que vous voyez des produits fraîchement produits éléments lourds par leur couleur rouge distinctive."

    C'est exactement ce que les astronomes ont observé.

    Une "prédiction traîtresse"

    La découverte en août par LIGO/Virgo d'une fusion d'étoiles à neutrons signifiait que "le jour du jugement pour les théoriciens arriverait plus tôt que prévu", a déclaré Kasen.

    "Pendant des années, l'idée d'une kilonova n'existait que dans notre imagination théorique et nos modèles informatiques", a-t-il déclaré. "Compte tenu de la physique complexe impliquée et du fait que nous n'avions pratiquement aucune contribution d'observation pour nous guider, c'était une prédiction incroyablement perfide – les théoriciens se donnaient vraiment la peine."

    Mais au fur et à mesure que les données arrivaient, une nuit après l'autre, les images ont commencé à s'assembler en une image étonnamment familière.

    Au cours des deux premières nuits d'observations, la couleur de l'événement de fusion était relativement bleue avec une luminosité qui correspondait étonnamment bien aux prédictions des modèles de kilonova si les couches externes des débris de fusion sont constituées d'éléments précieux légers tels que l'argent. Cependant, au cours des jours suivants, l'émission est devenue de plus en plus rouge, signe que les couches internes du nuage de débris contiennent également les éléments les plus lourds, tels que le platine, l'or et l'uranium.

    "Peut-être que la plus grande surprise a été de savoir à quel point le signal visuel s'est bien comporté par rapport à nos attentes théoriques", a noté Metzger. "Personne n'avait jamais vu de près une fusion d'étoiles à neutrons auparavant. Établir l'image complète d'un tel événement implique un large éventail de physique - relativité générale, hydrodynamique, physique nucléaire, physique atomique. Pour combiner tout cela et trouver une prédiction qui correspond à la réalité de la nature est un véritable triomphe pour l'astrophysique théorique."

    Kasen, qui était également membre des équipes d'observation qui ont découvert et effectué des observations de suivi de la source, a rappelé l'excitation du moment : « Je restais debout après 3 heures du matin nuit après nuit, comparant nos modèles aux dernières données, et en pensant : « Je ne peux pas croire que cela se produise, je regarde quelque chose que je n'ai jamais vu auparavant sur Terre, et je pense que je comprends réellement ce que je vois. »

    Kasen et ses collègues ont présenté des modèles de kilonova mis à jour et des interprétations théoriques des observations dans un article publié le 16 octobre avant la publication dans Nature. Leurs modèles sont également utilisés pour analyser un vaste ensemble de données présentées dans sept autres articles publiés dans Nature, La science et le Journal d'astrophysique.

    Non seulement les observations ont confirmé les prédictions théoriques, mais la modélisation a permis à Kasen et à ses collègues de calculer la quantité et la composition chimique du matériau produit. Les scientifiques ont déduit qu'environ 6 pour cent d'une masse solaire d'éléments lourds ont été fabriqués. Le rendement de l'or seul était d'environ 200 masses terrestres et celui du platine près de 500 masses terrestres.

    Au départ, les astrophysiciens pensaient que les supernovae ordinaires pourraient expliquer les éléments lourds, mais cette théorie a toujours posé des problèmes, a déclaré le co-auteur Enrico Ramirez-Ruiz, professeur d'astronomie et d'astrophysique à l'UC Santa Cruz. Selon Ramirez-Ruiz, les nouvelles observations soutiennent la théorie selon laquelle les fusions d'étoiles à neutrons peuvent représenter tout l'or de l'univers, ainsi qu'environ la moitié de tous les autres éléments plus lourds que le fer.

    "La plupart du temps en science, vous travaillez à faire progresser progressivement un sujet établi", a déclaré Kasen."Il est rare d'être là pour la naissance d'un tout nouveau domaine de l'astrophysique. Je pense que nous sommes tous très chanceux d'avoir eu la chance de jouer un rôle."


    1 - Comment fonctionne le soleil : un guide de l'observateur

    La plupart des astronomes passent le plus clair de leur temps à observer des sites dans le ciel nocturne. Mais le ciel diurne offre l'occasion d'examiner de près la face bouillonnante d'une étoile majeure, le Soleil, l'étoile la plus proche de la Terre. Comme vous êtes sur le point de le découvrir, lorsque vous devenez un observateur régulier de notre star locale, il y a beaucoup de choses à voir. Avec le bon équipement, de nombreuses caractéristiques fascinantes et magnifiques peuvent être vues sur la face visible du Soleil avec un petit télescope ou des jumelles, et vous pouvez profiter d'événements spéciaux tels que des éclipses solaires totales et partielles et des transits de planètes et d'autres objets à travers le visage du soleil.

    L'observation solaire présente de nombreux avantages pour les astronomes amateurs. Contrairement à de nombreux objets faibles dans le ciel nocturne, le Soleil est facile à localiser et à suivre pendant la journée. Il n'est pas nécessaire de veiller tard et de perdre le sommeil en observant le Soleil. Et avec des filtres solaires et des accessoires modernes, il est possible d'obtenir une vue imprenable sur le Soleil depuis votre propre jardin qui n'était accessible qu'aux astronomes professionnels il y a vingt ans.

    1.1 Comment fonctionne le soleil : un aperçu

    Le Soleil est une étoile, l'étoile la plus proche de la Terre. Comme toutes les étoiles, c'est une sphère massive composée principalement d'hydrogène et d'hélium gazeux et d'un mélange d'hydrogène ionisé sous forme de protons et d'électrons qui, ensemble, sont appelés plasma. Le Soleil est maintenu ensemble par sa propre gravité, et la masse de ses couches externes pousse vers le bas sur la région intérieure et le noyau, le chauffant et déclenchant des réactions nucléaires qui convertissent l'hydrogène en hélium et provoquent la libération d'une énorme quantité d'énergie. Cette énergie repousse la gravitation interne du Soleil et l'empêche de s'effondrer davantage.

    Le Soleil n'a pas de "surface" solide comme la Terre et les autres planètes rocheuses du système solaire. Le gaz et le plasma qui composent le Soleil deviennent simplement plus denses et plus chauds des régions extérieures vers le centre. La lumière générée dans le noyau du Soleil est dispersée dans de nombreuses directions par la soupe dense de plasma dans la grande majorité du volume du Soleil, nous ne pouvons donc pas voir très loin dans le Soleil. Ce n'est que dans les couches très extérieures, lorsque le gaz devient suffisamment froid pour que certains des électrons se réunissent avec les atomes d'hydrogène et d'hélium, que la lumière est libre de s'écouler du Soleil vers votre télescope.

    Bien que les astronomes ne puissent pas voir à l'intérieur du Soleil, ils peuvent déterminer, par l'observation et le calcul, des sections distinctes du Soleil en fonction de la température et de la pression. L'énergie est transférée à travers ces sections du noyau chaud, où elle est créée, vers les couches externes plus froides que nous pouvons voir. Regardons les principales parties du Soleil.

    1.2 Les entrailles du Soleil

    Le Noyau. Le noyau du Soleil est l'endroit où l'hydrogène se transforme en hélium par le processus de fusion nucléaire. Chaque seconde, le Soleil transforme environ 600 milliards de kg d'hydrogène en hélium dans le noyau. C'est l'équivalent énergétique d'environ 100 milliards de mégatonnes de TNT. Le noyau représente environ 20 % du rayon solaire et 99 % de la production d'énergie du Soleil. Sa température est d'environ 15 millions de K et sa densité est d'environ 150 g/cm3. La densité du plomb, par comparaison, est d'environ 11,3 g/cm3.

    La majeure partie de l'énergie est libérée sous forme de minuscules particules appelées neutrinos et sous forme de forme énergétique de lumière appelée rayons gamma. Les neutrinos, qui interagissent très faiblement avec la matière, émergent du noyau et dans l'espace en quelques secondes. Les rayons gamma mettent beaucoup plus de temps à s'échapper de l'intérieur solaire dense. Ils ont tendance à se disperser pendant environ 100 000 ans, perdant de l'énergie tout le temps, avant d'émerger enfin du Soleil sous forme de lumière visible. Ainsi, la lumière du soleil tombant sur les fleurs de votre jardin a été produite au centre du Soleil il y a environ 100 000 ans, en moyenne.

    Zone radiative. Au-dessus du cœur se trouve une zone où se produit très peu de fusion nucléaire. Ici, les atomes d'hydrogène et d'hélium sont encore arrachés à leurs électrons en raison de la chaleur intense d'environ 2 à 7 millions de K. L'énergie s'échappe ici des couches inférieures les plus chaudes vers les régions extérieures plus froides par rayonnement thermique, le même effet qui fait perdre de la chaleur à votre main lorsqu'elle est placée, par exemple, près d'une fenêtre froide. La zone radiative s'étend d'environ 20 % à environ 70 % du rayon solaire.

    La zone convective. En sortant de la zone radiative, il devient suffisamment froid pour que certains atomes se recombinent avec leurs électrons. Il en résulte la formation de cellules de convection, où le gaz chaud monte dans des cellules convectives ou des bulles, un peu comme des bulles dans une marmite de soupe bouillante. Au fur et à mesure que le gaz chaud monte, il libère de la chaleur et de la lumière vers les couches externes du Soleil, se refroidit et devient plus dense, et retombe dans les couches inférieures de la zone convective.

    La division nette entre les zones radiative et convective est appelée la tachocline. Il se trouve à environ 200 000 km sous la surface visible du Soleil. La zone convective occupe la majeure partie du reste du rayon solaire. Vous pouvez apercevoir les couches supérieures de ces zones convectives profondes dans la photosphère du Soleil. Ils ressemblent à des granules circulaires sur la surface visible du Soleil.

    1.3 Les parties visibles du soleil

    • Taches solaires. Grandes taches sombres causées par de forts champs magnétiques à l'intérieur du Soleil qui atteignent la photosphère, les taches solaires sont des taches sombres de plusieurs milliers de kilomètres de diamètre qui durent une à deux semaines. Ils font partie des caractéristiques les plus faciles à observer.
    • Granulés. Le gaz chaud dans la photosphère du Soleil monte et descend dans de grandes bulles ou cellules d'environ mille kilomètres de diamètre. Parce que ces cellules ressemblent à de petits grains à travers la surface visible du Soleil, elles sont appelées granules solaires.
    • Pores. Petits traits sombres qui semblent être les prémices de nouvelles taches solaires.
    • Facules. Des taches plus chaudes et plus lumineuses dans la photosphère qui, comme les taches solaires, sont également causées par des champs magnétiques.
    • Assombrissement des membres. Un effet dans la photosphère où le bord extrême du disque solaire apparaît plus sombre que le centre.

    • Proéminences et filaments. D'immenses boucles de gaz chaud suspendues au-dessus de la chromosphère par des champs magnétiques, ce sont peut-être les caractéristiques les plus spectaculaires visibles dans un petit télescope avec un filtre H-alpha.
    • Plages. Des taches lumineuses associées aux taches solaires mais bien au-dessus d'elles dans la chromosphère.
    • Fusées éclairantes. Éjections gigantesques et extrêmement brillantes de matière du Soleil avec l'énergie de millions de bombes à hydrogène.
    • Réseau Chromosphérique. Une subtile structure en forme de toile dans la chromosphère.
    • Spicules. Petits jets de matière de courte durée qui se déplacent directement vers le haut depuis la surface du Soleil.

    La couronne. La température baisse au fur et à mesure que vous vous déplacez du noyau du Soleil à la chromosphère. Mais dans les couches supérieures de la chromosphère, la température recommence à augmenter. Personne ne sait pourquoi. Cela peut être le résultat d'effets magnétiques. Au-dessus de la chromosphère se trouve la couronne éthérée du Soleil, une vapeur ténue de plasma qui s'étend sur des millions de kilomètres dans l'espace et a une température effective de 1 million de K, près de 200 fois la température de la photosphère. La chromosphère ne peut être vue directement que comme une lueur blanche fantomatique pendant une éclipse solaire totale.

    1.4 Filtres solaires à lumière blanche et à bande étroite

    Maintenant que vous avez compris le fonctionnement du Soleil et de ses couches visibles, la photosphère et la chromosphère, vous êtes équipé pour comprendre les deux principaux types de filtres solaires disponibles pour les astronomes amateurs.

    La couche visible la plus importante du Soleil, la photosphère, émet une lumière brillante à toutes les longueurs d'onde visibles, ainsi que l'infrarouge et l'ultraviolet. Alors pour observer la photosphère en toute sécurité, avec ou sans télescope, il vous faut un haut débit ou alors filtre solaire à lumière blanche qui réduit l'intensité de toutes les couleurs de lumière entrant dans votre œil à un niveau sûr adapté à l'observation visuelle ou à l'imagerie. Ces filtres, qui réduisent la luminosité de la lumière de 99,999 %, sont disponibles pour la plupart des types de télescopes, de jumelles et même d'objectifs d'appareil photo. De nombreux filtres solaires à lumière blanche ressemblent généralement à des miroirs car ils reflètent la majeure partie de la lumière visible qui leur tombe dessus.

    Avec un filtre solaire à lumière blanche, vous pouvez voir les caractéristiques de la photosphère du Soleil. De telles caractéristiques, comme mentionné ci-dessus, comprennent les taches solaires, les facules, les granules solaires et l'assombrissement des membres. Les articles ultérieurs de cette série discuteront des filtres solaires à lumière blanche et de ce qu'il faut voir avec eux plus en détail.

    La lumière de la chromosphère du Soleil provient d'atomes qui émettent de la lumière non pas sur un large spectre mais à des longueurs d'onde discrètes. Pour voir la lumière de la chromosphère, vous avez besoin d'un filtre qui laisse passer la lumière de l'hydrogène et d'autres atomes et bloque la lumière blanche de la photosphère beaucoup plus lumineuse. C'est le but de filtres solaires à bande étroite.

    Le type de filtre à bande étroite le plus courant, un filtre solaire alpha à hydrogène, laisse passer la lumière autour d'une bande très étroite proche de 656,3 nm. Parce que les filtres solaires à hydrogène-alpha bloquent la lumière blanche beaucoup plus brillante de la photosphère, ils permettent l'observation directe d'événements et de caractéristiques du Soleil qui ne sont pas visibles avec les filtres solaires à lumière blanche, en particulier les proéminences solaires spectaculaires et les filaments qui bouclent et s'arc à des milliers de kilomètres au-dessus de la surface visible du Soleil. Vous en apprendrez plus sur les filtres à bande étroite et les caractéristiques solaires dans les articles suivants de cette série sur l'observation du Soleil.

    A propos de l'auteur

    Brian Ventrudo est écrivain, scientifique et professeur d'astronomie. Il a reçu son premier télescope à l'âge de 5 ans et a terminé son premier cours universitaire en astronomie à l'âge de 12 ans, obtenant finalement une maîtrise en la matière. Il est également titulaire d'un doctorat. en génie physique de l'Université McMaster. Au cours d'une carrière scientifique de vingt ans, il a développé des systèmes laser pour détecter des molécules trouvées dans l'espace interstellaire et les atmosphères planétaires, et a mis à profit son expertise pour créer une technologie laser pour les réseaux de communication optiques. Depuis 2008, Brian a enseigné l'astronomie à des dizaines de milliers d'astronomes via ses sites Web OneMinuteAstronomer.com et CosmicPursuits.com.

    A propos de l'auteur

    Manish Panjwani est un astronome amateur actif depuis le dernier vol de la comète de Halley dans notre quartier. Ancien ingénieur-conseil en communications sans fil et consultant en gestion pour diverses sociétés Fortune 500, Manish a lancé Agena AstroProducts en 2003. Depuis lors, Agena est devenu l'un des principaux détaillants en ligne de télescopes et d'accessoires astronomiques dans le monde. En plus d'observer depuis son jardin très pollué par la lumière à Los Angeles, Manish aime mener des programmes de sensibilisation à l'astronomie dans les écoles locales. Manish est également titulaire d'une maîtrise en génie électrique de Virginia Tech et d'un MBA de la Kellogg School of Management de la Northwestern University.


    Des astronomes repèrent un groupe de galaxies lointaines conduisant une ancienne métamorphose cosmique

    Une équipe internationale d'astronomes financée en partie par la NASA a trouvé le groupe de galaxies le plus éloigné identifié à ce jour. Appelé EGS77, le trio de galaxies date d'une époque où l'univers n'avait que 680 millions d'années, soit moins de 5% de son âge actuel de 13,8 milliards d'années.

    Plus important encore, les observations montrent que les galaxies participent à une métamorphose cosmique radicale appelée réionisation. L'ère a commencé lorsque la lumière des premières étoiles a changé la nature de l'hydrogène dans tout l'univers d'une manière semblable à un lac gelé fondant au printemps. Cela a transformé le cosmos primitif sombre et étouffant la lumière en celui que nous voyons autour de nous aujourd'hui.

    "Le jeune univers était rempli d'atomes d'hydrogène, qui atténuent tellement la lumière ultraviolette qu'ils bloquent notre vision des premières galaxies", a déclaré James Rhoads du Goddard Space Flight Center de la NASA à Greenbelt, Maryland, qui a présenté les résultats le 5 janvier à la 235e. réunion de l'American Astronomical Society à Honolulu. "EGS77 est le premier groupe de galaxies pris en flagrant délit de dissiper ce brouillard cosmique."

    Alors que des galaxies individuelles plus éloignées ont été observées, EGS77 est le groupe de galaxies le plus éloigné à ce jour montrant les longueurs d'onde spécifiques de la lumière ultraviolette lointaine révélée par la réionisation. Cette émission, appelée lumière alpha de Lyman, est prédominante chez tous les membres d'EGS77.

    Dans sa première phase, l'univers était un plasma incandescent de particules, comprenant des électrons, des protons, des noyaux atomiques et de la lumière. Les atomes ne pouvaient pas encore exister. L'univers était dans un état ionisé, semblable au gaz à l'intérieur d'un néon allumé ou d'un tube fluorescent.

    Après l'expansion et le refroidissement de l'univers pendant environ 380 000 ans, les électrons et les protons se sont combinés pour former les premiers atomes, dont plus de 90 % d'hydrogène. Des centaines de millions d'années plus tard, ce gaz a formé les premières étoiles et galaxies. Mais la présence même de ce gaz abondant pose des défis pour repérer les galaxies dans l'univers primitif.

    Les atomes d'hydrogène absorbent facilement et réémettent rapidement la lumière ultraviolette lointaine connue sous le nom d'émission alpha de Lyman, qui a une longueur d'onde de 121,6 nanomètres. Lorsque les premières étoiles se sont formées, une partie de la lumière qu'elles ont produite correspondait à cette longueur d'onde. Parce que la lumière alpha de Lyman interagissait facilement avec les atomes d'hydrogène, elle ne pouvait pas voyager loin avant que le gaz ne la disperse dans des directions aléatoires.

    "La lumière intense des galaxies peut ioniser l'hydrogène gazeux environnant, formant des bulles qui permettent à la lumière des étoiles de voyager librement", a déclaré Vithal Tilvi, membre de l'équipe, chercheur à l'Arizona State University à Tempe. "EGS77 a formé une grande bulle qui permet à sa lumière de voyager jusqu'à la Terre sans trop d'atténuation. Finalement, des bulles comme celles-ci se sont développées autour de toutes les galaxies et ont rempli l'espace intergalactique, réionisant l'univers et ouvrant la voie à la lumière pour voyager à travers le cosmos. "

    EGS77 a été découvert dans le cadre de l'enquête Cosmic Deep And Wide Narrowband (Cosmic DAWN), pour laquelle Rhoads est le chercheur principal. L'équipe a photographié une petite zone de la constellation de Boötes à l'aide d'un filtre sur mesure sur l'imageur infrarouge à champ extrêmement large de l'Observatoire national d'astronomie optique (NEWFIRM), qui était attaché au télescope Mayall de 4 mètres de l'observatoire national de Kitt Peak près de Tucson, Arizona.

    Parce que l'univers est en expansion, la lumière alpha de Lyman d'EGS77 s'est allongée au cours de ses voyages, de sorte que les astronomes la détectent réellement à des longueurs d'onde proches de l'infrarouge. Nous ne pouvons pas voir ces galaxies en lumière visible maintenant parce que cette lumière a commencé à des longueurs d'onde plus courtes que Lyman alpha et a été dispersée par le brouillard d'atomes d'hydrogène.

    Pour aider à sélectionner des candidats distants, les chercheurs ont comparé leurs images avec des données publiquement disponibles de la même région prises par les télescopes spatiaux Hubble et Spitzer de la NASA. Les galaxies apparaissant brillamment dans les images infrarouges proches ont été étiquetées comme des possibilités, tandis que celles apparaissant en lumière visible ont été rejetées comme étant trop proches.

    L'équipe a confirmé les distances jusqu'aux galaxies d'EGS77 en utilisant le spectromètre multi-objets pour l'exploration infrarouge (MOSFIRE) sur le télescope Keck I de l'observatoire W. M. Keck à Maunakea, à Hawaï. Les trois galaxies montrent toutes des raies d'émission alpha de Lyman à des longueurs d'onde légèrement différentes, reflétant des distances légèrement différentes. La séparation entre les galaxies adjacentes est d'environ 2,3 millions d'années-lumière, soit légèrement plus proche que la distance entre la galaxie d'Andromède et notre propre Voie lactée.

    Encart : Cette illustration du groupe de galaxies EGS77 montre les galaxies entourées de bulles d'hydrogène ionisé qui se chevauchent. En transformant les atomes d'hydrogène qui atténuent la lumière en gaz ionisé, on pense que la lumière ultraviolette des étoiles a formé de telles bulles dans tout l'univers primitif, le faisant progressivement passer d'opaque à complètement transparent. Contexte : Ce composite d'images d'archives du télescope spatial Hubble dans le visible et le proche infrarouge comprend les trois galaxies d'EGS77 (cercles verts). Crédit : NASA, ESA et V. Tilvi (ASU)

    Un article décrivant les résultats, dirigé par Tilvi, a été soumis à Le Journal d'Astrophysique.

    "Bien qu'il s'agisse du premier groupe de galaxies identifié comme étant responsable de la réionisation cosmique, les futures missions de la NASA nous en diront beaucoup plus", a déclaré le co-auteur Sangeeta Malhotra à Goddard. "Le futur télescope spatial James Webb est sensible à l'émission alpha de Lyman provenant de galaxies encore plus faibles à ces distances et pourrait trouver plus de galaxies dans EGS77."

    Les astronomes s'attendent à ce que des bulles de réionisation similaires de cette époque soient rares et difficiles à trouver. Le télescope d'enquête infrarouge à champ large (WFIRST) prévu par la NASA pourrait être en mesure de découvrir des exemples supplémentaires, éclairant davantage cette transition importante dans l'histoire cosmique.


    Les métaux des terres rares dans l'atmosphère d'une exoplanète incandescente

    Le concept de cet artiste dépeint un système planétaire. Crédit : NASA/JPL-Caltech

    KELT-9 b est l'exoplanète la plus chaude connue à ce jour. À l'été 2018, une équipe conjointe d'astronomes des universités de Berne et de Genève a trouvé des signatures de fer et de titane gazeux dans son atmosphère. Désormais, ces chercheurs ont également pu détecter des traces de sodium, de magnésium, de chrome et des métaux des terres rares scandium et yttrium vaporisés.

    Les exoplanètes sont des planètes en dehors de notre système solaire qui orbitent autour d'étoiles autres que le Soleil. Depuis la découverte des premières exoplanètes au milieu des années 90, bien plus de 3000 exoplanètes ont été découvertes. Beaucoup de ces planètes sont extrêmes par rapport aux planètes de notre système solaire : des géantes gazeuses chaudes qui orbitent incroyablement près de leurs étoiles hôtes, parfois dans des périodes de moins de quelques jours. De telles planètes n'existent pas dans notre système solaire, et leur existence a défié les prédictions sur comment et pourquoi les planètes se forment. Au cours des 20 dernières années, des astronomes du monde entier ont travaillé pour comprendre d'où viennent ces planètes, de quoi elles sont faites et à quoi ressemblent leurs climats.

    Une géante gazeuse extrêmement chaude

    KELT-9 est une étoile située à 650 années-lumière de la Terre dans la constellation du Cygne. Son exoplanète KELT-9 b illustre le plus extrême de ces Jupiters chauds car elle orbite très étroitement autour de son étoile qui est presque deux fois plus chaude que le Soleil. Par conséquent, son atmosphère atteint des températures d'environ 4000 °C. Dans une telle chaleur, tous les éléments sont presque complètement vaporisés et les molécules sont brisées en leurs atomes constitutifs - un peu comme c'est le cas dans les couches externes des étoiles. Cela signifie que l'atmosphère ne contient ni nuages ​​ni aérosols et que le ciel est clair, principalement transparent à la lumière de son étoile.

    Les atomes qui composent le gaz de l'atmosphère absorbent la lumière à des couleurs très spécifiques du spectre, et chaque atome a une "empreinte digitale" unique de couleurs qu'il absorbe. Ces empreintes digitales peuvent être mesurées avec un spectrographe sensible monté sur un grand télescope, permettant aux astronomes de discerner la composition chimique des atmosphères de planètes distantes de plusieurs années-lumière.

    L'exoplanète comme un trésor

    Une équipe de chercheurs des universités de Berne et de Genève a collaboré à l'utilisation de cette technique et a fait une découverte intéressante : « À l'aide du spectrographe HARPS-Nord du télescope national italien sur l'île de La Palma, nous avons trouvé des atomes de fer et de titane dans le l'atmosphère chaude de KELT-9 b », explique Kevin Heng, directeur et professeur au Center for Space and Habitabilty (CSH) de l'Université de Berne et membre du National Center of Competence in Research PlanetS. L'équipe a observé le système KELT-9 pour la deuxième fois l'été dernier, dans le but de confirmer leurs détections précédentes, mais aussi de procéder à la recherche d'éléments supplémentaires qui pourraient également être présents dans les données. Leur étude comprenait 73 atomes, parmi lesquels certains métaux dits des terres rares. Ces substances sont moins courantes sur Terre, mais sont appliquées dans des matériaux et des appareils avancés. Jens Hoeijmakers, qui est le premier auteur de l'étude qui est maintenant publiée dans la revue Astronomie & Astrophysique et qui est postdoctorant au CSH de Berne et à l'Observatoire de Genève, déclare : « Notre équipe a prédit que le spectre de cette planète pourrait bien être un trésor où l'on peut détecter une multitude d'espèces qui n'ont pas été observées dans l'atmosphère de n'importe quelle autre planète auparavant."

    Après une analyse minutieuse, les chercheurs ont en effet trouvé de forts signaux de sodium, de magnésium, de chrome et de métaux des terres rares scandium et yttrium vaporisés dans le spectre de la planète. Ces trois derniers d'entre eux n'ont jamais été détectés de manière robuste dans l'atmosphère d'une exoplanète auparavant. « L'équipe a également avancé son interprétation de ces données et a pu utiliser ces signaux pour estimer à quelle altitude dans l'atmosphère de la planète ces atomes absorbent », explique Jens Hoeijmakers. De plus, les chercheurs en savent également plus sur les forts vents mondiaux en altitude dans l'atmosphère qui soufflent la matière d'un hémisphère à l'autre.


    L'héliosphère

    • Le champ magnétique du Soleil et le vent solaire produisent une région d'environ 100 UA de rayon autour du Soleil appelée le héliosphère.
    • La plupart des particules chargées du milieu interstellaire sont déviées de cette région, protégeant le système solaire.
    • La taille de l'héliopause est définie par un équilibre entre la force du vent solaire et la pression gazeuse du milieu interstellaire.
    • Dans environ 50 000 ans, nous pourrions entrer dans une région plus dense de la région interstellaire, ce qui pourrait pousser l'héliosphère vers l'intérieur.
    • Si l'héliosphère rétrécissait à une taille inférieure à l'orbite terrestre, des particules chargées pourraient nuire à la vie sur Terre.


    Prochaine conférence : Formation des étoiles
    Lisez le chapitre 18, pages 477-490


    Voir la vidéo: AU COEUR DE LA VOIE LACTÉE DOCUMENTAIRE HD - 1H36 (Novembre 2022).